De drempel van het onbekende
Author: Isaac Asimov
Date: 1983-08-15 09:24:15+00:00
Keywords: Science Fiction
Description: Geschiedenis van de natuurwetenschappen.
Publisher: Elsevier

Oorspronkelijke titel: EXPLORING THE EARTH AND THE COSMOS

Vertaling: DICK KOLTHOFF

Omslagontwerp: JULIE BERGEN

© MCMLXXXII by Nightfall, Ine., een uitgave van

Crown Publishers, Ine., New York

© Nederlandse vertaling MCMLXXXIII by ECI, Vianen

D/MCMLXXXIII/0199/402 ISBN 90 10 04829 2

Niets uit deze uitgave mag worden verveelvoudigd en/of openbaar gemaakt door middel van druk, fotokopie, microfilm of op enige andere wijze zonder voorafgaande schriftelijke toestemming van de uitgever.

Inleiding

In ons tijdperk zijn we zo gewend aan de omvangrijke menselijke kennis die zich in honderd verschillende richtingen uitstrekt, dat we geneigd zijn te vergeten hoe beperkt een mens als individu is.

Vergeet eens alles wat er vóór u is geweest en alles wat er om u heen gebeurt en bestaat, en bedenk dan eens wat u persoonlijk eigenlijk kunt ervaren. Het is niet veel!

‘Alles wat het oog kan zien’ in u opnemen, betekent dat u binnen een straal van ten hoogste een paar kilometer blijft. Onderneem maar eens een reis zonder hulp van andere mensen of van een voertuig, en u zult spoedig merken dat het afleggen van slechts een paar dozijn kilometers een taak is waardoor u snel ontmoedigd raakt. Tot nog zeer kort geleden brachten de meeste mensen hun hele leven dan ook in de naaste omgeving van hun geboorteplaats door. Alles wat daarbuiten plaatsvond kenden ze alleen van horen zeggen.

Wat nog meer? Hoe hoog kunt u klimmen? Hoe diep kunt u de aardbodem peilen? Op eigen kracht komt u een paar meter hoog in een boom of een paar meter diep in een put. U kunt naar de vogels kijken en dromen, maar dan laat u uw dromen door uw fantasie beheersen. En de hemellichamen? Die vormen de belichaming van het onbereikbare. ‘Naar de maan reiken’ is het gezegde waarmee wordt aangeduid dat iemand het onmogelijke wil - en de maan bevindt zich van alle hemellichamen nog het dichtst bij ons.

Hoe ver gaan uw eigen herinneringen terug? Tot uw grootouders misschien, en misschien herinnert u zich de verhalen over dingen die zij u vertelden uit de tijd dat ze zelf heel jong waren, zodat u ook nog iets over hun grootouders te weten bent gekomen. Zo bestrijkt uw geheugen op zijn hoogst de gebeurtenissen van een eeuw, waarna alles zich in nevelen oplost.

Wat is het grootste voorwerp in uw persoonlijke ervaring? Een berg? En het kleinste? Een stofje dat in een zonnestraal danst? Wat is de felste hitte waarvan u getuige kunt zijn - een uitslaande brand? En de felste koude - een ijzige wintermorgen?

U bent in ieder opzicht beperkt, en uw wereld is zo klein dat zij zich van alle kanten om u samentrekt.

Maar mensen hebben eigenschappen die geen enkel ander ons bekend schepsel bezit. Onze weetgierigheid is onbegrensd en wij beschikken over een enorm vernuft. Myriaden jaren geleden hebben wij ons gecompliceerde spraakvermogen tot ontwikkeling gebracht dat ons in staat stelde abstracte begrippen onder woorden te brengen en die aan elkaar over te brengen. Wij kunnen niet alleen onze eigen gedachten en inzichten ordenen, maar ook invloed op die van anderen uitoefenen. Een groep mensen kan haar totaal aan ideeën en kennis tot gemeenschappelijk bezit maken.

Later hebben wij manieren bedacht om het gesproken woord vast te leggen, dus te schrijven, hetgeen betekende dat gedachten en inzichten zich in ruimte en tijd konden uitbreiden, waardoor ze mensengemeenschappen op grote afstand en nog ongeboren generaties konden bereiken.

In de loop van de eeuwen strekte dit bezit aan kennis en ideeën zich over de gehele wereld uit, en het bestendigde zich, zodat de tijd aanbrak dat ieder mens de beschikking over alle verworvenheden kreeg die door zijn tijdgenoten of door voorafgaande generaties waren vergaard.

Onze kennis heeft na een langzame toename, een explosieve groei doorgemaakt, zodat de menselijke horizon in alle richtingen is teruggeweken. Wij kunnen nu van pool tot pool over de hele aarde zwerven. Wij beklimmen de hoogste berg, peilen de diepste zee, landen op de maan en sturen onze ruimtevaartuigen langs Saturnus om ons te laten zien wat ze daar waarnemen.

Onze onderzoekingen richten zich met hetzelfde gemak op de grootste ster en het kleinste atoom en we schenken onze aandacht aan duizelingwekkende begrippen als zwarte gaten en quarks. We raken vertrouwd met temperaturen die de kern van de heetste sterren benaderen en met de diepten van de meest geïsoleerde uitgestrektheden van de onverlichte ruimte.

In dit boek zal ik trachten u te laten zien langs welke paden zich dit alles heeft afgespeeld, u het verhaal van de heldhaftige onderzoekingstocht te vertellen die de mensheid heeft uitgevoerd en waarvan de resultaten ons erfgoed zijn - en u enig idee te geven van de afstanden die wij nog hebben af te leggen.

Deel I – De grenzen van de ruimte

1 – Het oostelijk halfrond

Prehistorie

Het leven op aarde is ten minste drie en een half miljard jaar geleden ontstaan, niet meer dan één miljard jaar nadat de planeet min of meer haar huidige vorm had gekregen. Hoewel wij mogen vermoeden dat de aarde niet de enige planeet is waarop leven mogelijk is, heeft men nog niet kunnen aantonen dat er elders vormen van leven bestaan. Daarom moeten wij onze bespreking van de ontwikkeling van het leven tot onze eigen planeet beperken.

Aangezien wij in de eerste plaats de mens en de zinvolle uitbreiding van diens bevattingsvermogen zullen bespreken, behoeven wij hier slechts weinig over de verspreiding van het leven in het algemeen te zeggen. Het leven is in de zee ontstaan en het is daar gedurende ten minste zeven-achtste van zijn totale duur aan gebonden gebleven. Al het land op aarde was kaal en dor. Over het waarom hiervan bestaat geen zekerheid.

Wellicht hebben er uiteindelijk essentiële mutaties in levende cellen plaatsgevonden, waardoor ze het vermogen verwierven zich buiten de zeeën, meren en rivieren tegen uitdroging te beschermen. Misschien is er op den duur een ozonlaag van voldoende dikte in de bovenste dampkring ontstaan om de ultraviolette straling van de zon voor een groot deel tegen te houden. Daardoor zou het leven op het land, dat immers rechtstreeks aan de zonnestraling blootstond, worden beschermd tegen de vernietigende inwerking van de overmatig energierijke golflengten. Mogelijkerwijs is de maan in de aardse sfeer gevangen, wat dan tot gevolg had dat de getijdenwerking plotseling sterk toenam, waardoor het leven steeds verder over de kusten werd gespoeld en de krachten van de natuurlijke selectie soorten voortbrachten die aan periodieke uitdroging waren aangepast.

Wat de oorzaak ook mag zijn geweest, het leven is ongeveer 425 miljoen jaar geleden op de met land bedekte delen van de aarde binnengedrongen. Toen die invasie eenmaal had ingezet, breidde het leven zich tot nagenoeg alle denkbare en zelfs ondenkbare plekjes op het land uit. Alleen de dikke lagen poolijs, de allerhoogste bergtoppen en de droogste woestijnen vertonen betrekkelijk weinig sporen van leven.

Van het begin af heeft het leven uit tientallen miljoenen verschillende soorten bestaan, met voldoende onderlinge afwijkingen om het ontstaan van nieuwe soorten door kruising onmogelijk te maken. Van al die soorten zijn de meeste nu uitgestorven, maar tegenwoordig bestaan er nog zo’n twee miljoen.

De verschillende soorten hebben verschillende verspreidingsgebieden, waarvan er sommige zeer uitgestrekt zijn en hele continenten en oceanen bestrijken; andere zijn nauw begrensd en komen uitsluitend op een bepaald eilandje of in bijvoorbeeld een afgesloten dal voor. Naarmate het verspreidingsgebied van een soort groter is, bezit deze over het algemeen een toenemende immuniteit voor plaatselijke veranderingen of natuurrampen, en blijkt ze krachtiger te zijn volgens de enige norm die bij de evolutie telt: het voortbestaan.

De groep soorten waarin wij van ons egocentrische standpunt uit het meest geïnteresseerd zijn, maakt deel uit van de orde der primaten, een veelzeggende naam, die van het Latijnse woord voor ‘eerste’ is afgeleid - om geen betere reden dan dat de menselijke soort ertoe behoort.

In het algemeen mogen we het optreden van de orde der primaten (met uitzondering van de mens) niet als bijzonder geslaagd beschouwen. De eerste primaat is vermoedelijk zo’n vijfenzeventig miljoen jaar geleden tot ontwikkeling gekomen en er bestaan nu ongeveer tweehonderd soorten, waarvan het verspreidingsgebied (als we de mens buiten beschouwing laten) bijna geheel tot de tropen is beperkt. Bovendien komt geen enkele soort - afgezien dan weer van de mens - op een uitgestrekt gedeelte van het verspreidingsgebied voor. Sommige groepen zijn beperkt tot bepaalde streken in Zuid-Amerika, andere tot een aantal landschappen in Afrika, weer andere tot een enkele landstreek in het zuidoosten van Azië, en zo verder.

Maar of ze voorspoedig gedijden of niet, er was één ding waarin de primaten zich specialiseerden: hun hersenvermogen. Ten opzichte van hun lichaamsgrootte bezaten zij opmerkelijk omvangrijke en goed ontwikkelde hersenen, en met het voortschrijden van de tijd kwamen er nieuwe soorten primaten tot ontwikkeling waarvan de herseninhoud steeds groter werd.

De groep soorten binnen de orde der primaten waarbij de ontwikkeling van de hersenen de hoogste vlucht nam, behoorde tot de familie der Hominidae. De afzonderlijke soorten van deze familie mogen wij homini- den noemen - naar het Latijnse woord voor ‘mens’ - aangezien zij alle, zelfs de meest primitieve, meer gelijkenis met de huidige mens vertonen dan met de tegenwoordige grote apen, die van alle levende soorten het nauwst met de mens verwant zijn.

Het is ten minste veertien miljoen jaar geleden dat de hominiden een opgerichte houding begonnen aan te nemen. Deze ontwikkeling is waarschijnlijk in Oost-Afrika begonnen, maar in de loop van de tijd verspreidden de hominiden zich naar Zuid-Afrika en Zuid-Azië. Ondanks hun toenemende herseninhoud was er daarbij zeker geen sprake van doelbewuste beslissingen. Evenals alle andere toenmalige soorten reageerden de hominiden op afstotende en aantrekkende krachten van buiten af: de pressie van anderen (van hun eigen soort en van andere soorten die al een bepaald gebied bevolkten, en dus een rechtstreekse bedreiging of wedijver deden ontstaan) en de aantrekking van betrekkelijk onbevolkte, voedselrijke streken die vlak buiten het reeds bezette gebied lagen.

Evenmin als de andere primaten verbreidden de eerste hominiden zich niet buiten de tropen, aangezien het hun aan aanpassingsvermogen ontbrak om de koude nachten en winters van de gematigde zones te weerstaan, en zij er ’s winters niet voldoende voedsel konden vinden.

Homo erectus ontstond ongeveer anderhalf miljoen jaar geleden en had een hersenomvang die het midden hield tussen die van de vroegste hominiden en die van de huidige mens.

Het was Homo erectus die de meest betekenisvolle stap voorwaarts in de geschiedenis van de mensheid bewerkstelligde, want het was deze soort die voor het eerst bewust gebruik van vuur maakte. Dat was iets wat geen enkele soort nog had gedaan en wat geen enkele andere soort (met uitzondering van de nog meer geëvolueerde hominiden) sedertdien heeft weten te doen.

Het gebruik van vuur stelde Homo erectus in staat verder noordwaarts te trekken dan vroegere hominiden hadden kunnen doen; het staat vast dat zij de omgeving van Peking in China bereikten, waar fossielen en resten van kampvuren zijn aangetroffen, en het is mogelijk dat zij ook Europa zijn binnengetrokken.

Het is wellicht al 250000 jaar geleden dat er hominiden met een grote herseninhoud verschenen, leden van de soort Homo sapiens, waartoe wij behoren. Hun omzwervingen brachten hen tot ver in het noorden van Europa, ondanks het toen heersende zeer strenge klimaat van de ijstijd.

Homo sapiens vestigde zich bijna van het begin af op een verspreidingsgebied van voor een primaat tot toen ongekende omvang; hij maakte gebruik van vuur, hulde zich in warme dierenhuiden, gebruikte geslepen stenen bijlen en wapende zich voor aanval zowel als verdediging met speren die hij van stenen punten voorzag.

De oorspronkelijke vertegenwoordigers van Homo sapiens leken niet in alle opzichten op de huidige, maar vertoonden bijvoorbeeld verschillen in schedelvorm. Wij noemen hen Neandertalers (Homo neanderthalensis). Tot de allerlaatste tijd van hun bestaan hebben de Neandertalers zich binnen de begrenzingen van het ‘wereldeiland’ opgehouden dat door Europa, Azië en Afrika wordt gevormd.

Omstreeks 35 000jaar geleden deed echter de ‘moderne mens’ zijn intrede, de variëteit van Homo sapiens waar wij toe behoren. Al spoedig was dit de enige nog bestaande hominidensoort. Deze moderne mensen wisten vermoedelijk doeltreffender oorlog te voeren en de Neandertalers uit te roeien, hoewel bepaalde vondsten erop schijnen te wijzen dat zij zich ook met hen hebben vermengd.

Pas na de verschijning van de moderne mens gingen de hominiden zich eindelijk ook buiten het ‘wereldeiland’ verspreiden.

Op het hoogtepunt van elk der periodieke ijstijden daalde de zeespiegel zodanig - doordat het water in de ontzaglijke ijslagen waarmee Canada, Siberië en Scandinavië waren overdekt, werd vastgehouden - dat Siberië en Alaska door een brede landstrook werden verbonden, die voor een deel niet met ijs was bedekt.

In die dagen hadden Siberische jagers het op mammoeten gemunt, een nu uitgestorven geslacht van olifanten die zodanig waren aangepast dat zij in het Noordpoolgebied konden leven. De jagers kwamen bij de achtervolging van deze dieren in Noord-Amerika terecht, waar tot die tijd geen hominiden hadden bestaan, en trouwens ook geen apen. Dit speelde zich enige tijd vóór 20 000 v. Chr. af. Omstreeks 16 000 v. Chr. waren er mensen in Zuid-Amerika doorgedrongen, en tegen 8700 v. Chr. bereikten ze de Straat van Magallanes die ze overstaken naar Tierra del Fuego (Vuurland), het eiland ten zuidoosten van die zeestraat. Dit was het zuidelijkste stukje land dat ooit door mensen uit de vóórbeschaving waar ook ter wereld blijvend werd bezet.

Maar al eerder hadden mensen van de verlaagde zeespiegel gebruik gemaakt door naar Nieuw-Guinea en Australië over te steken.

Tegen die tijd had bijna ieder landgebied van voldoende omvang dat niet door een massieve ijslaag was bedekt zijn bevolking van Homo sapiens.

Homo sapiens was de eerste landsoort die zich over de hele wereld verspreidde en is sindsdien tot de volkrijkste soort van deze lichaamsgrootte uitgegroeid, die de wereld ooit heeft gekend. Bovendien heeft geen enkele vorm van leven in de hele geschiedenis van de aarde ooit zo’n groot onderdeel van het totale leven op de planeet uitgemaakt.

De eerste reizen te land

En toch, hoewel de mensen zich over de aardbodem verspreidden en alle continenten, met uitzondering van Antartica, nog vóór het begin van de beschaving in bezit hadden genomen, kende geen enkele afzonderlijke groep meer van het landoppervlak van de aarde dan haar eigen onmiddellijke omgeving, haar eigen plaats van vestiging, haar eigen velden.

Zelfs waar handel op lange afstand werd bedreven, gingen de produkten vele keren in andere handen over, zodat geen enkele handelaar ver behoefde te reizen.

Pas bij het begin van de beschaving week de horizon naar achteren, en wel om een treurige reden: De mensen leerden geleidelijk militaire technieken toe te passen om wereldrijken te bouwen. Toen deze eenmaal werden gesticht, waren er althans sommige personen - heersers, soldaten, koeriers - die het grotere geheel konden overzien.

De grootste wereldrijken uit de Oudheid benaderden qua oppervlakte de tegenwoordige Verenigde Staten. Het Perzische Rijk en het Romeinse Rijk waren elk bijna zeven en een half miljoen vierkante kilometer groot, hoewel de bevolking van het eerstgenoemde niet meer dan vijftien miljoen bedroeg en die van het laatste ten hoogste veertig miljoen. De eerste Indische en Chinese keizerrijken omvatten wat minder grondgebied, maar waren dichter bevolkt. Het keizerrijk van de Chinese Han-dynastie, dat ten tijde van het Romeinse Rijk bloeide, telde meer dan vijftig miljoen inwoners.

Het grootste pre-industriële rijk was dat van de Mongolen. Koebilai Chan heerste in 1270 over een gebied van meer dan 28,5 miljoen vierkante kilometer; zijn rijk was groter dan enig aangrenzend rijk daarvoor of daarna ooit is geweest. Het strekte zich uit van de Donau tot de Grote Oceaan, omvatte een-vijfde van al het landgebied van de wereld en had een bevolking van honderdtwintig miljoen zielen.

In de loop van al deze ontwikkelingen was West-Europa betrekkelijk provinciaal gebleven. In de Oudheid had het deel van het Romeinse Rijk uitgemaakt; ontwikkelde westerlingen kenden de wereld rondom de Middellandse Zee tenminste uit hun lectuur en hadden enig beeld van het Midden-Oosten tot aan India.

Na het uiteenvallen van het Romeinse Rijk in de vijfde eeuw werd West-Europa echter barbaars en zijn horizon bleef beperkt binnen de nauwe grenzen met de vijandige wereld van de Islam, die zich nu in het oosten en het zuiden uitstrekte.

De eerste Westeuropeaan die de Islamitische gebieden in het oosten doortrok en een verslag over zijn reizen schreef was geen christen maar een jood. Het was Benjamin van Tudela, die in het begin van de twaalfde eeuw in Navarra bij de Frans-Spaanse grens werd geboren. Van 1159 tot 1173 ondernam hij een reis die hem tot ver in het Oosten bracht, gedeeltelijk met het doel handelsbetrekkingen aan te knopen en gedeeltelijk om de toestand van verschillende joodse gemeenschappen te bestuderen. Hij drong door tot aan de westelijke grens van China. Omdat hij een jood was, maakte zijn verslag niet veel indruk op de christelijke wereld van die tijd. West-Europa kwam in 1240 met de Mongolen in aanraking, die toen op hun onder- werpings- en veroveringstocht waren, maar bleef slechts voor inlijving bij het Mongoolse Rijk gevrijwaard doordat de Mongoolse chan op een kritiek ogenblik stierf, en de Mongoolse legers zich terugtrokken om een nieuwe te kiezen. Het bestaan van dit wereldrijk, dat een gebied van ontzaglijke uitgestrektheid onder de heerschappij van één sterke vorst bracht, maakte het reizen over land in zoverre gemakkelijker dat er minder gevaar van anarchistische bandieten bestond. Het Westen deed daar zijn voordeel mee.

De paus zond expedities naar het oosten om de Mongolen te bekeren, hun hulp tegen de Islam te verkrijgen en hen ertoe te brengen in de toekomst geen christelijke landen meer binnen te vallen. De eerste van de missies vertrok in het voorjaar van 1246 onder leiding van de omstreeks 1180 geboren franciscaanse pater Giovanni da Pian del Carpini. De missie bereikte inderdaad de Mongoolse hoofdstad Karakoroem (nu in de Mongoolse volksrepubliek gelegen) en keerde na een reis van meer dan twee jaar in Europa terug.

Van de Mongolen werd geen enkele medewerking verkregen, maar Carpini schreef spoedig na zijn terugkeer zijn reisverhaal, Historia Mongolorum, een nuchter en nauwkeurig verslag dat de lezers in het Westen voor het eerst een redelijk beeld van Midden-Azië verschafte.

In dat opzicht werd hij nog overtroffen door Willem van Rubroek (Ruysbroeck), een Vlaamse franciscaan die omstreeks 1215 in Frans- Vlaanderen was geboren. De Franse koning Lodewijk IX was op kruistocht in Palestina en zond op 16 september 1253 een missie onder leiding van de aldaar reeds gevestigde Rubroek naar Mongolië om de chan tot een bondgenootschap met de christenen over te halen. Acht jaar na Carpini’s expeditie volgde hij min of meer dezelfde route, maar zijn missie had al evenmin succes. In 1256 schreef hij echter zijn beroemde Itinerarium. ad partes orientales (Reis naar het Oosten).

De climax werd met Marco Polo bereikt, een Venetiaanse ontdekkingsreiziger (1254-1324). In zijn kinderjaren was zijn vader, Niccolè, met zijn oom Matteo op een handelsmissie naar het oosten getrokken. Deze onderneming vond in 1260 plaats, toen het Mongoolse Rijk onder de grootchan Koebilai op het toppunt van zijn macht stond.

De Venetianen bezochten Koebilai Chan in zijn zomerpaleis te Sjangtoe (dat in Europa als Xanadoe bekend is geworden). Zij genoten tot hun terugkeer naar Europa de persoonlijke bescherming van de chan.

In 1275 reisden de Polo’s opnieuw naar China en ditmaal ging Marco met hen mee. De chan vatte sympathie voor hem op; Marco klom onder hem tot hoge posities op en diende hem als een vertrouwde diplomaat. Naarmate de chan ouder werd, raakten de Polo’s ervan overtuigd dat zij niet op de gunstige gezindheid van zijn opvolger konden vertrouwen. Toen zij in 1291 de opdracht kregen een jonge prinses van de keizerlijke familie naar Perzië te begeleiden, grepen zij deze gelegenheid dan ook aan door hun reis voort te zetten, zodat zij in 1295 Venetië weer bereikten.

In 1298 bevond Venetië zich in oorlog met de rivaliserende Italiaanse kuststad Genua, en Marco Polo, die het bevel over een deel van de Venetiaanse vloot voerde, werd gevangengenomen. In de gevangenis van Genua dicteerde hij het relaas van zijn reizen, waarbij hij niet zozeer zijn persoonlijke lotgevallen boekstaafde, maar zich meer concentreerde op een beschrijving van de gebieden in Azië en Afrika die hij redelijk goed had leren kennen. Het boek werd ontzaglijk populair, zodat ontwikkelde Europeanen van die tijd af met hun ‘wereldeiland’ vertrouwd raakten.

Zeereizen in de oudheid

Tot de tijd van Marco Polo en nog vijf eeuwen daarna ging het reizen te land altijd met grote moeilijkheden gepaard. Het snelste middel van vervoer was het paard; de reiziger moest immers door riviertjes waden, door wouden trekken, onregelmatig terrein oversteken, bergen beklimmen en proviand meenemen.

Het water had voor de eerste mensen een hinderpaal gevormd, maar het werd meteen na de uitvinding van schepen een hoofdverkeersweg. Bij goed weer vormde het water immers een rustige vlakte, en drijven was bepaald een gemakkelijkere manier van voortbewegen dan lopen, rennen en zelfs paardrijden. De vroege beschavingen zijn alle langs de loop van een rivier begonnen, zoals de Nijl, de Eufraat, de Indus en de Hwang Ho of Gele Rivier. In elk van die gevallen verschafte het water een manier om te reizen en handel te drijven. Aanvankelijk maakte men gebruik van vlotten die werden gebouwd van materialen die lichter waren dan water, zoals riet, boombast, boomstammen en opgeblazen dierenhuiden. Geleidelijk gaf men de vlotten een bepaalde vorm om ze beter bestuurbaar te maken. Nog later kwam men ertoe boomstammen tot kano’s en boten uit te hollen, zodat er grotere ladingen konden worden vervoerd, want men ontdekte dat de grotere waterverplaatsing van holle boten het mogelijk maakte een hoger gewicht drijvend te houden.

Zulke vlotten en boten konden door het stromende water gemakkelijk stroomafwaarts worden vervoerd, maar stroomopwaarts moesten ze worden geroeid of voortgeboomd. Op den duur ging men zeilen gebruiken om de wind te vangen, zodat het vaartuig sneller kon worden voortbewogen op plaatsen waar weinig stroming of zelfs een tegenstroom heerste. Omstreeks 2600 v. Chr. hadden de Egyptenaren van zeilen voorziene houten boten die de Nijl op- en afvoeren.

De rivierscheepvaart was betrekkelijk gemakkelijk. Men had de oevers altijd in zicht en in geval van nood kon men daar altijd naartoe zeilen, roeien of - in het ergste geval - zwemmen. De toestand was anders als men zich op de open zee waagde, de Middellandse Zee bijvoorbeeld, die men door de Nijlmond bereikte.

Eenmaal daar, kon men het land uit het oog verliezen. Een schepeling die tot aan de horizon in alle richtingen niets dan eindeloze watermassa’s zag moest zich wel vertwijfeld voelen. Hoe kon hij ooit het land weer bereiken? In welke richting? Wat moest hij doen als er een storm opstak en zijn broze bootje doormidden brak, terwijl hij nergens om zich heen land zag waarop hij kon afkoersen?

Toch werden de mensen door de noodzaak van handel gedwongen de zee op te gaan. De Egyptenaren hadden bijvoorbeeld behoefte aan hout, dat in hun eigen land nauwelijks voorkwam maar in de Libanon overvloedig verkrijgbaar was. Het zou mogelijk zijn blokken langs de kust van de Libanon naar Egypte te slepen, maar dat was in de praktijk een bovenmenselijk zware taak. Het bleek veel gemakkelijker de blokken op schepen te laden en daarmee naar Egypte te zeilen of te roeien. Men voer echter steeds zo dicht mogelijk langs de kustlijn met de schepen die voor dit bedrijf werden gebruikt.

Omstreeks 2000 v. Chr. ging de vroege Minoïsche bevolking van het eiland Kreta zich als eerste stelselmatig aan de zeehandel wijden. Als eilandbewoners waren de Kretenzers voor hun handel op de zee aangewezen en de scheepvaart werd hun vergemakkelijkt doordat zich in bijna alle richtingen andere eilanden of vasteland bevonden. De Kretenzers leerden dan ook zich buiten het gezicht van de kust te begeven, maar zij ondernamen geen lange reizen.

De eerste zeevaarders die werkelijk verre reizen ondernamen waren de Feniciërs, een volk dat de kust van het huidige Israël en Libanon bewoonde. Zij waren het volk dat in de Bijbel de Kanaanieten wordt genoemd. De naam ‘Phoenicia’ is van het Griekse woord voor ‘purper’ afgeleid, en werd gebruikt omdat de belangrijkste Fenicische stad, Tyrus, bekendstond om de fabricage van een purperen kleurstof.

De Feniciërs zijn wellicht de eersten geweest die zich bij de zeevaart door de sterren lieten leiden en bijvoorbeeld ontdekten dat de Grote Beer altijd in het noorden lag, zodat men die rechts van zich moest houden om naar het westen te varen en links als men oostwaarts zeilde.

Tegen 1000 vóór Chr. waagden de Feniciërs zich tot in het westelijke gedeelte van de Middellandse Zee, en de verwarde verhalen over wat ze daar aantroffen, later aangedikt door de afstand en door de herhalingen van mond tot mond, vormden de grondslag voor de wonderbaarlijke gedeelten van de omzwervingen van Odysseus in de Odyssee. (Evenzo zijn de verhalen over Jason en de Argonauten op de verkenning van de Zwarte Zee door Griekse koopvaarders uit de beginperiode gebaseerd.)

Niet lang na 800 v. Chr. stichtten Feniciërs de steden Utica en Carthago in het land dat nu Tunesië heet. Vooral Carthago groeide tot een machtig handelscentrum uit, dat zowel de noordelijke als de zuidelijke kusten van het westelijke deel van de Middellandse Zee koloniseerde.

De Feniciërs waren het eerste volk in dit gebied dat zich via de Straat van Gibraltar op de Atlantische Oceaan waagde. Men besefte echter niet dat het om een wereldzee ging, maar meende zich op een rivier te bevinden die rondom het vlakke, bewoonde landgebied stroomde (dus het gedeelte van het ‘wereldeiland’ dat de oude Grieken en Feniciërs kenden).

De Feniciërs strekten hun verkenningstochten zowel noordelijk als zuidelijk van de Straat van Gibraltar uit. Ergens ver weg in de Atlantische Oceaan ontdekten zij de ‘Cassiterides’ of ‘Tin-eilanden’, waar zij tinerts dolven. Dit was van vitale betekenis bij de fabricage van brons toen de schaarse tinreserves in het oostelijke Middellandse Zee-gebied uitgeput raakten.

De Feniciërs hielden de ligging van de Tin-eilanden geheim om het monopolie van deze kostbare handelswaar te behouden, en wel zó goed, dat wij tot vandaag toe niet precies weten om welk gebied het ging. Gewoonlijk wordt aangenomen dat het Comwall was, het schiereiland aan de Zuidwestelijke punt van Groot-Brittannië, of de Scilly-eilanden, ter hoogte van de punt van Comwall, aangezien beide tinmijnen bezaten die in latere eeuwen grondig werden geëxploiteerd.

Het merkwaardigste verhaal over de Fenicische ontdekkingsreizen stamt van de Griekse geschiedschrijver Herodotus. Volgens hem zond een Egyptische koning, Netsjo, omstreeks 600 v. Chr. een Fenicische expeditie uit om de kust van Afrika te verkennen. De expeditie, onder de Fenicische zeevaarder Hanno, bestond uit zestig schepen en dertigduizend kolonisten, want het was de bedoeling onderweg steden te stichten. Zij voeren langs de Afrikaanse oostkust en om het vasteland heen, waarna zij driejaar later door de Straat van Gibraltar naar Egypte terugkeerden.

Herodotus geeft nadmkkelijk blijk van zijn ongeloof, want - zo zegt hij - in het Fenicische verslag wordt verklaard dat, toen ze van het oosten naar het westen langs de zuidkant van het Afrikaanse vasteland voeren, de zon zich rechts van hen bevond (dus in het noorden). De twijfels van Herodotus werden opgewekt doordat de zon zich in de noordelijke gematigde luchtstreek, waar al het aan Herodotus bekende land was gelegen, altijd in het zuiden bevindt. Maar de zuidelijke punt van Afrika ligt in de zuidelijke gematigde luchtstreek, waar de zon inderdaad altijd in het noorden staat. De Feniciërs zouden nooit aan zo’n schijnbaar onnatuurlijke situatie hebben gedacht als ze die niet zelf hadden meegemaakt, hetgeen ons doet vermoeden dat de omzeiling een vaststaand feit is geweest.

Volgens een vaag verslag onderzocht omstreeks 450 v. Chr. een andere Fenicische zeevaarder, Himilco, de Atlantische kust in noordelijke richting langs het tegenwoordige gebied van Portugal, Spanje en Frankrijk, mogelijk tot aan Engeland. Misschien is dit de gebruikelijke route van de Feniciërs naar hun Tin-eilanden geweest.

Zolang de Carthagers de Straat van Gibraltar vast in hun greep hadden, konden andere schepen dan die van de Feniciërs zich niet op de Atlantische Oceaan wagen. In de vierde eeuw v. Chr. was Carthago echter in een reeks oorlogen met de Griekse stad Syracuse op Sicilië verwikkeld. Toen de Carthagers bij verscheidene gelegenheden het onderspit delfden, verslapte hun greep op de zeestraat, zodat de Griekse zeevaarder Pytheas van Massilia (het huidige Marseille) in 320 v. Chr. zijn kans schoon zag en heimelijk de Atlantische Oceaan opvoer om noordwaarts te koersen.

Evenals Himilco bereisde Pytheas de kusten van Portugal, Spanje en Frankrijk. Het staat vast dat hij Groot-Brittannië heeft bereikt en hij schijnt er zelfs omheen te zijn gevaren. Hij beschrijft de manier waarop de Britten hun graan binnenshuis dorsten (blijkbaar wegens het slechte weer op het eiland). Hij heeft het ook over dranken die uit gegist graan (bier) en honing (mede) werden bereid. Hij constateerde hoe het verschil in lengte tussen dag en nacht toenam naarmate hij noordelijker kwam en merkte het grote verval tussen eb en vloed op (iets wat in de bijna getijloze Middellandse Zee nauwelijks was waar te nemen).

Hij was er getuige van of - wat waarschijnlijker is - vernam van anderen, dat er plaatsen bestonden die zo ver noordelijk waren gelegen dat de zon er gedurende bepaalde tijden in het geheel niet opkwam, zodat alles de hele dag in duisternis was gehuld. Het meest noordelijke door hem bereikte land gaf hij de naam Thule. Naar alle waarschijnlijkheid is dit Scandinavië geweest. Van zijn tijd af besefte men in West-Europa min of meer dat de daar gelegen landen door een wereldzee werden begrensd.

Deze Fenicische en Griekse ontdekkingsreizen vonden voorlopig geen navolging. De mensen bewaarden een vage herinnering aan de verhalen, waarvan ze meenden dat het fantastische overdrijvingen waren, en dat, als er al iets van waarheid in stak, ze toch van geen enkel belang voor praktische mensen waren. De latere meesters van de Middellandse Zee, de Romeinen, waren vóór alles praktisch, en ook zij strekten hun verkenningstochten slechts tot de gebieden uit die zij metterdaad wisten te veroveren, en geen stap verder.

Ongeveer ten tijde van de Fenicische ontdekkingsreizen leverden de Polynesiërs aan hun kant van de wereld nog grotere prestaties. Hun beperkte technologische kennis en middelen in aanmerking genomen, zijn de Polynesiërs zonder enige twijfel de knapste en vermetelste zeevaarders geweest die de wereld ooit heeft gezien.

Het landgebied in het zuidelijke gedeelte van de Grote Oceaan omvat in totaal bijna één miljoen vierkante kilometer, hetgeen ongeveer twee keer de oppervlakte van een land als Frankrijk uitmaakt, maar dan in tienduizend kleine stukjes over een oceaan verspreid die zich over nagenoeg een heel halfrond uitstrekt. Het gebied aan land in de zuidelijke Grote Oceaan bedraagt maar nauwelijks een half procent van de wereldzee waarin het is gelegen.

De Polynesiërs scheepten zich omstreeks 8000 v. Chr. in hun primitieve kano’s in en lieten hun thuishavens in Oost-Indië en Australië vele duizenden kilometers achter zich. Tegen het jaar 1000 v. Chr. hadden ze in de grote Oceaan een enorme driehoek bezet, waarvan de hoeken werden gevormd door Nieuw-Zeeland in het zuidwesten, de eilandengroep Hawaii in het noorden en Paaseiland in het oosten. Met hun gebrekkige vaartuigjes hadden de Polynesiërs dus veertien miljoen vierkante kilometer oceaan in alle richtingen doorkruist.

Ook zij hebben met hun reizen echter nauwelijks invloed op de rest van de wereld en op volgende generaties uitgeoefend. De Polynesische cultuur bleek niet in staat een bindend element voor de eilandbewoners te verschaffen, zodat deze tot een geïsoleerd bestaan gedoemd bleven.

Zeereizen in de middeleeuwen

In de latere eeuwen van de Polynesische expansie vond de zeevaart in Europa nieuwe voorvechters in gebieden die geen deel van het Romeinse Rijk hadden uitgemaakt.

Een der gebieden waar de Romeinse legioenen nooit hadden kunnen doordringen was Ierland. Tussen 500 en 800, toen het Romeinse Rijk in het westen uit elkaar was gevallen en Brittannië zelf weer onder barbaarse toestanden gebukt ging, beleefde Ierland een gouden tijdperk van cultuur en wetenschap.

Het christendom was in 433 met St.-Patricius naar Ierland gekomen en de wetenschappelijke verworvenheden werden behoed door gemeenschappen van monniken, die zelfs het gebruik van de Griekse taal in stand hielden. Een van hen, de abt en latere heilige Brendan, (wiens naam wij nog in de vuurtoren Brandaris op Terschelling tegenkomen - vert.), was sinds Pytheas de eerste die een reis op de open Atlantische Oceaan dorst te ondernemen. Hij verkende de eilanden langs de Schotse kust en de Shetland-eilanden, die tweehonderd kilometer ten noorden van Schotland liggen.

Pytheas mag tot aan de Shetlands zijn gekomen, maar Brendan heeft wellicht zelfs de Faeroër bereikt, een eilandengroep die zich ruim driehonderd kilometer noordelijk van de Shetlands uitstrekt. Latere Ierse monniken volgden Brendans spoor en er bestaat reden om aan te nemen dat Ierse zeelieden in of omstreeks 795 Ijsland bereikten, vijfhonderd kilometer ten noordwesten van de Faeröer.

Toch hadden de Ierse verkenningen van de Atlantische Oceaan al evenmin een blijvende invloed als de reizen van de Feniciërs en de Grieken. Er kwamen geen duurzame vestigingen uit voort, en de verhalen veranderden geleidelijk in mythen, zodat het nagenoeg onmogelijk is uit de verwrongen gegevens op te maken wat de Ierse ontdekkingsreizigers werkelijk hebben volbracht en wat slechts op fabels berust.

Na hen kwamen de Vikingen van Noorwegen. Gedurende de ongeveer tweehonderdvijftig jaar vanaf 790, teisterden Viking-zeerovers de hele kust van West-Europa. Zij bezetten bijna geheel Ierland en Schotland, waarmee zij een eind maakten aan het Ierse gouden tijdperk. Ze richtten enorme verwoestingen aan in de Angelsaksische koninkrijken, die in Brittannië waren gesticht nadat de Romeinen zich hadden teruggetrokken. Ze plunderden de kustgebieden van het huidige Frankrijk en Duitsland, voeren de rivieren op om hun strooptochten voort te zetten, en drongen zelfs tot de landen rondom de Middellandse Zee door, niet alleen rechtstreeks over de oceaan, maar ook over land via Rusland.

Ook zeilden ze naar voordien onbekende zeeën. Omstreeks 870 begaf een Viking, Ottar genaamd, zich uit pure nieuwsgierigheid in noordelijke richting. Hij zei dat hij wilde nagaan tot hoe hoog in het noorden er land bestond en of dat noordelijke land bevolkt was.

Hij schijnt er in geslaagd te zijn het noordeinde van het Scandinavische schiereiland te ronden en langs de Noordkaap te zeilen, het noordelijkste punt van het Europese vasteland. De Noordkaap bevindt zich op 71,1 graden noorderbreedte, ongeveer tweehonderd kilometer ten noorden van de poolcirkel. Als deze overlevering op waarheid berust, gaat het hier om de eerste bekende doorvaart van de Noordelijke IJszee.

Ottar liet de Noordkaap achter zich liggen en zeilde in zuidoostelijke richting verder langs de kust van het schiereiland dat nu Kola heet, waarna hij de Witte Zee binnendrong.

De Vikingen kwamen zelfs nog noorderlijker dan de Noordkaap. Volgens oude berichten landden zij in 1194 op een eiland dat zij Svalbard noemden, een der eilanden van een groep die wij kennen onder de naam Spitsbergen. Zelfs de zuidelijkste punt van Spitsbergen bevindt zich op 76,6° NB en ligt vierhonderdvijftig kilometer ten noorden van de poolcirkel. Dit is het meest noordelijke gebied dat de Vikingen hebben bereikt.

De reizen die zij naar het westen ondernamen waren zelfs nog indrukwekkender. Al vóór de expeditie van Ottar naar het noorden hadden zij de Faeröer bereikt, waar zij de eerste permanente kolonie stichtten. Als er daarvoor Ieren op de eilanden hadden gewoond, waren die intussen uitgestorven of weggetrokken.

Overigens vormden de Faeröer slechts een halte voor de Viking-zeelieden. Ingolfur Amarson, een Noorse banneling, landde in 874 op Ijsland. Ook hier was van een mogelijke vroegere Ierse aanwezigheid niets meer te bespeuren; de Vikingen vestigden er een nederzetting die zij blijvend in handen hielden. De Faeröer en Ijsland waren de eerste tot dan toe onbewoonde gebieden die in historische tijden blijvend door Europeanen werden gekoloniseerd.

Van de bergtoppen in het noordwesten van Ijsland is op een afstand van ongeveer honderdtwintig kilometer in noordwestelijke richting aan de horizon vaag land te onderscheiden. Aan het eind van de tiende eeuw woonde Erik Thorvaldsson op dat deel van het eiland. Wegens de kleur van zijn haar stond hij algemeen als Erik de Rode bekend.

In 982 was Erik wegens een misdaad voor drie jaar verbannen en hij besloot zijn tijd aan een verkenningstocht te wijden. Hij bereikte het westelijke land, een troosteloos en onherbergzaam gebied dat zich hoofdzakelijk door ijs kenmerkte, en zeilde om de zuidelijke landstrook heen, ongeveer vijfhonderdvijftig kilometer ten westen van Ijsland. De zuidwestelijke kust van wat een ontzaglijk eiland bleek te zijn, maakte een wat minder naargeestige indruk dan de zuidoostelijke kust en Erik zag mogelijkheden om hier een kolonie te vestigen.

In 985 was Erik in Ijsland terug om kolonisten voor zijn nieuwe land te ronselen, dat hij voor promotiedoeleinden Groenland noemde. Deze naam was wel zo misleidend mogelijk, maar wordt tot vandaag toe voor het eiland gebruikt. In 988 vestigde hij met veertien schepen een kolonie, die meer dan vier eeuwen heeft bestaan. Deze bereikte omstreeks 1200 haar bloeitijd, toen het eiland een bevolking van ruim drieduizend Vikingen moet hebben geteld.

Groenland diende als vertrekpunt voor verkenningsreizen nog verder naar het westen. Omstreeks het jaar 1000 landde Leif Eriksson, een zoon van Erik de Rode, met een groep volgelingen ergens op het Noordamerikaanse vasteland of misschien op het eiland Newfoundland. Gedurende enige jaren probeerden de Vikingen een kolonie te stichten in een gebied dat zij Vinland noemden, maar dit lukte hen uiteindelijk niet. Het is nog steeds onbekend waar dit Vinland zich precies heeft bevonden.

In tegenstelling tot Ijsland en Groenland was Vinland niet geheel onbewoond. Er waren mensen gevestigd voor wie de Vikingen de naam Skrellings gebruikten, een volk waarvoor later de naam ‘Indianen’ werd ingevoerd. Deze bleven zich tegen de Viking-kolonisten verzetten, die het gebied uiteindelijk dan ook prijsgaven. Toch zetten zij hun reizen van Groenland uit naar de Noordamerikaanse kust regelmatig voort om zich van hout te voorzien, want er groeiden geen bomen op Groenland.

In de veertiende eeuw maakte Groenland zware tijden door. De ‘zwarte dood’ - de pest - sloeg in de jaren veertig van die eeuw in Europa toe en bereikte Scandinavië en Ijsland in 1349. Hierdoor kwam er een einde aan de regelmatige scheepvaartverbinding waarmee voor de Groenlanders letterlijk het levenssap werd aangevoerd. In 1367 vertrok het laatste schip uit Noorwegen naar Groenland.

Vervolgens had er op aarde een geleidelijke temperatuurdaling plaats, en het klimaat op Groenland, dat op zijn best toch al heel onaangenaam was, werd zo slecht dat het nagenoeg onmogelijk werd er nog iets te verbouwen.

Waarschijnlijk zijn het de Eskimo’s geweest die de Vikingen de genadeslag hebben toegebracht. Dit volk van Aziatische oorsprong had zich aan het poolklimaat weten aan te passen en technieken uitgedacht om de jacht op zeedieren te beoefenen.

De Eskimo’s hadden zich in het begin van onze jaartelling op de kusten van Alaska gevestigd en trokken geleidelijk verder oostwaarts. Omstreeks het jaar 1000, kort nadat de Vikingen in het zuidwesten van Groenland waren aangekomen, bereikten de Eskimo’s het noordwesten van het eiland. Zij zetten hun onstuitbare opmars naar het zuiden voort, en toen zij eindelijk de vestigingen van de Vikingen bereikten, vormde hun vijandige houding waarschijnlijk de laatste druppel. In ieder geval kwam er omstreeks 1415 een einde aan de Groenlandse kolonie, waarmee de heerschappij over het eiland aan de Eskimo’s kwam.

De verkenningsreizen van de Vikingen hebben dus weinig gevolgen gehad. Natuurlijk hebben zij Ijsland opengelegd, maar daar is het bij gebleven. De verhalen over de andere landen die deze stoutmoedige zwervers op de zeeën hadden bereikt, drongen nauwelijks tot het eigenlijke West-Europa door; en wat er bij geruchten bekend werd over Groenland en nog verder westelijk gelegen landen kwam in de vorm van ongeloofwaardige fabels in omloop, waaraan niet veel praktische waarde werd gehecht.

Zeereizen in het Oosten

Terwijl de Ieren en de Vikingen in het noorden van de Atlantische Oceaan koude en ontberingen trotseerden en terwijl de Polynesiërs zich moedig op de ledige uitgestrektheid van de Grote Oceaan waagden, bevoeren de Arabieren de Indische Oceaan. Het feit dat veel mensen in Indonesië en in de Filippijnen moslims zijn is een aanduiding van de enorme afstanden die de oorspronkelijke koopvaarders aflegden, wier verhalen en ervaringen in geromantiseerde vorm voortleven in de lotgevallen van Sindbad de Zeeman in de raamvertelling Duizend-en-een-Nacht.

In feite was China echter gedurende de middeleeuwen in technisch opzicht het meest geavanceerde land ter wereld. Weliswaar was het land enige tijd door de Mongolen overheerst, maar dat veranderde niets aan zijn technologische voorsprong. China stond op de rand van een doorbraak die enorme veranderingen teweeg zou brengen en die de wereld zou openen voor hen die er het juiste gebruik van wisten te maken.

Men was al sedert de grijze oudheid op de hoogte van de magnetische eigenschappen van bepaalde mineralen. Ook het vermogen van deze mineralen om hun magnetisme met een stalen naald te delen was bekend. Op een gegeven ogenblik (we weten niet hoe of wanneer of door wie) werd ontdekt dat zo’n gemagnetiseerde naald, als die op een spil in evenwicht werd gehouden en tegen luchtstromingen beschermd, een stand inneemt waarin haar uiteinden het noorden en het zuiden aangeven.

Wél weten wij, dat deze ontdekking in China plaatsvond, waar deze verschijnselen voor het eerst in de elfde eeuw werden beschreven.

Het is duidelijk (al hebben wij achteraf gemakkelijk praten) dat een toestelletje met een draaiende naald - dus wat wij nu een kompas noemen - een uitermate waardevol hulpmiddel bij de zeevaart zou kunnen zijn. De naald gaf immers het noorden aan, waaruit alle andere richtingen gemakkelijk waren af te leiden, overdag zowel als ’s nachts, en evenzeer bij slecht als bij goed weer. Niemand behoefde meer afhankelijk te zijn van de zonsop- of -ondergang, de poolster, de Grote Beer of welk ander baken dan ook dat door de weersomstandigheden aan het oog kon worden onttrokken.

Deze mogelijkheid kwam al spoedig bij de zeelieden op. Tegen het jaar 1100 waren Arabische handelaars, wier schepen regelmatig de Indonesische eilanden aandeden, op de hoogte van de naar het noorden strevende beweging van een gemagnetiseerde naald, en zij gebruikten inderdaad kompassen om hen te leiden. Dit is onomstotelijk vastgelegd in Chinese geschriften uit die periode.

Het nieuws over het kompas bereikte na verloop van tijd het Westen, en voor zover het ons bekend is heeft de Engelse geleerde Alexander Neckam er voor het eerst melding van gemaakt. Reeds in 1180 noemde hij een kompas een onmisbaar onderdeel van de voor de scheepvaart benodigde uitrusting.

Van dat ogenblik af leek de wereld wel te moeten toevallen aan het eerste volk dat bereid was een vermetel gebruik van het kompas te maken, zich een weg tot de verste verten van de zee te zoeken en bezit van de hele uitgestrektheid van de oceaan te nemen.

Er was één volk dat op het punt stond dit succes te behalen, en dat was het Chinese.

In 1368 hadden de Chinezen de Mongolen verdreven en zich onder de zuiver Chinese Ming-dynastie verenigd. Met een bevolking die, ondanks de verwoestingen van de Mongoolse veroveraars, nu de tachtig miljoen had bereikt, telde China meer inwoners dan heel Europa; het was verenigd waar Europa slechts verdeeldheid vertoonde; het had een sterke en voortvarende regering; het was cultureel en technisch veel verder gevorderd dan welk ander gebied op aarde ook; het had meer en betere schepen, en het had de langste ervaring met het gebruik van het kompas. Bovendien had China een keizer met een levendige belangstelling voor alles wat de zee en de zeevaart betrof, en een admiraal die beter dan wie ook ter wereld in die tijd met een vloot wist om te gaan.

De keizer in kwestie was Joeng-lo, die in 1402 aan de macht was gekomen en van overzeese overwinningen droomde. De admiraal van zijn oorlogsvloten was Tsjeng-ho, een eunuch die geboortig was uit Joennan, een provincie in het zuidwesten van China. In 1405 stak Tsjeng-ho met driehonderd schepen en 27 000 man in zee.

De vloot van Tsjeng-ho voer naar Indonesië, het Maleise Schiereiland en Sri Lanka; vestigde overal de Chinese heerschappij, versloeg nationale legers en bracht vorsten en heersers in gevangenschap naar het moederland. Tsjeng-ho heeft in totaal niet minder dan zeven geslaagde overzeese expedities uitgevoerd en kwam in westelijke richting tot aan de Rode Zee, waarbij hij Mekka en Egypte aandeed.

Wat ging er dan verkeerd?

Keizer Joeng-lo stierf in 1424 en zijn opvolgers koesterden geen belangstelling voor verdere overzeese expedities. China’s zelfvoldaanheid - waarvoor wel enige rechtvaardiging bestond - als ’s werelds machtigste en meest ontwikkelde land bracht het er toe het belang van beschaafde contacten met andere landen te onderschatten. Het trok zich terug in een weloverwogen isolement en liet de heerschappij over de zee voortaan aan anderen over.

Zo verloor China de wedloop om de eerste wereldmacht te worden. Andere, veel kleinere, minder bevolkte en minder ontwikkelde landen kregen de overhand. Maar natuurlijk besefte destijds verliezer noch winnaar dat er ook maar sprake van een wedloop was geweest.

2 – De wereld als geheel

De kusten van Afrika

West-Europa was de winnaar, en aanvankelijk eigenlijk maar een klein gedeelte daarvan - zelfs vrijwel het kleinste gedeelte, dat het minste in aanzien stond. Het vormde dan ook een tamelijk verarmd en achtergebleven deel van de toenmalige beschaafde wereld.

Tijdens de kruistochten drongen er in West-Europa berichten door over de hogere levensstandaard die in het Oosten heerste. Ook raakte men bekend met vele Oosterse kunst- en gebruiksvoorwerpen. Het boek van Marco Polo maakte diepe indruk met zijn verhalen over de ongelofelijke rijkdom en weelde van ‘de Indiën’. West-Europa hunkerde steeds meer naar artikelen als suiker, specerijen en zijde, die uitsluitend uit het oosten konden worden verkregen.

Deze en andere artikelen waren echter ontstellend duur, aangezien ze over land moesten worden aangevoerd door middel van vele tussenhandelaars, die allen winst moesten maken. Bovendien ontwikkelden de Ottomaanse Turken zich steeds meer tot een aanzienlijke macht langs de oostelijke kusten van de Middellandse Zee. Zij stonden vijandig tegenover het christelijke Westen en voerden allerlei handelsbelemmeringen in.

Sommige deskundigen in het Westen gingen zich afvragen of het niet mogelijk zou zijn een route naar de Indiën te vinden om rechtstreeks handel te drijven, en de Turken en alle tussenpersonen te vermijden. Een der personen bij wie die gedachte opkwam was prins Hendrik (1394-1460), de derde zoon van koning Johan I van Portugal.

Als meest westelijke van de Westeuropese machten leek Portugal wel het minst voorbestemd om de hand op de schatten uit het Oosten te leggen. Het lag tegenover de Atlantische Oceaan, pal ten noorden van Afrika. Nu het zijn onafhankelijkheid van de grotere staat Kastilië in het oosten had veroverd, maakte de zucht naar avontuur zich van de Portugezen meester en zij trokken naar Afrika om die in een oorlog te bevredigen. In 1415 veroverde een Portugese strijdmacht de stad Ceuta, die op een rotsachtig schiereiland in het uiterste noorden van het huidige Marokko is gelegen. Prins Hendrik verdiende als Portugese adolescent zijn riddersporen bij de inneming.

Sindsdien voelde hij zich tot Afrika aangetrokken en het werd zijn droom er omheen te zeilen om langs die weg Indië te bereiken, welke benaming destijds werd gebruikt voor het hele gebied van Azië dat zich van Perzië tot Zuid-China uitstrekte, met inbegrip van vele eilanden en eilandengroepen. Niemand wist hoe ver zuidelijk het Afrikaanse vasteland reikte en of het mogelijk was er omheen te zeilen, maar men dacht aan het verhaal van Herodotus over de omvaring die de Feniciërs tweeduizend jaar eerder hadden uitgevoerd.

In 1420 stichtte Hendrik een centrum voor de scheepvaart in Sagres, in het uiterste zuidwesten van Portugal. Dit werd de ideale haven voor ervaren zeevaarders, een plaats waar schepen volgens nieuwe ontwerpen werden gebouwd, waar nieuwe hulpmiddelen voor de zeevaart werden bedacht en beproefd, waar bemanningen werden aangeworven en geschoold en waar expedities zorgvuldig werden uitgerust. Hendrik heeft nooit zelf aan zeereizen deelgenomen, maar zijn onvermoeide leiding en inspiratie bezorgden hem de naam Hendrik de Zeevaarder (dom Henrique el Navegador), waaronder hij altijd bekend is gebleven.

Jaar in jaar uit liet prins Hendrik schepen langs de Atlantische kust van Afrika reizen, waarbij zij steeds verder zuidelijk kwamen. Toen hij in 1460 stierf, hadden Portugese zeevaarders de rivier de Gambia bereikt, nadat zij de golvende Afrikaanse kustlijn, die over het algemeen zuidwestelijk verliep, over een afstand van drieduizend kilometer hadden gevolgd. Het was een grootse prestatie, maar ze hadden nog steeds niet meer dan een vijfde van de afstand naar Indië afgelegd, ook al konden ze dat toen nog niet weten.

Tegen 1470 schijnen de Portugezen de meest westelijke ronding van Afrika te hebben omzeild, waarna zij het gedeelte van de kust bereikten dat naar het oosten verliep. Van toen af volgden de vorderingen elkaar sprongsgewijs op en reeds in 1472 bevonden zij zich drieduizend kilometer oostelijker dan ze bij de monding van de Gambia waren geweest. Alles leek voorspoedig te verlopen en de zeevaarders voelden zich hoopvol gestemd ... toen boog de kust van Afrika zich wederom naar het zuiden.

Na deze kolossale teleurstelling leed de onderneming jarenlang een kwijnend bestaan, maar in 1481 beklom Johan II, een achterneef van Hendrik de Zeevaarder, de Portugese troon, en hij blies het plan nieuw leven in. Nog geen jaar daarna had hij al Portugese zeevaarders op ontdekkingsreizen uitgezonden die hen tot 2500 kilometer voorbij het punt brachten waar de Afrikaanse kust weer in zuidelijke richting begon te verlopen.

Johan II zette zijn geld op twee paarden door in 1487 ook nog een expeditie door de Middellandse en de Rode Zee te organiseren. Hij was zich ervan bewust dat dit geen bruikbare handelsroute zou opleveren, omdat deze door Islamitisch gebied zou leiden, maar hij verwachtte er belangrijke en nuttige gegevens van.

De expeditie trok onder aanvoering van Pedro de Covilhao (1450-1545) langs Kaïro en van daar af verder naar het zuiden tot het punt aan de Rode Zee dat nu Aden heet. Daar nam Covilhao een schip dat hem naar Indië bracht. Hij voer terug naar de Afrikaanse oostkust en verkende die zuidwaarts, tot hij de monding van de rivier de Zambezi in het huidige Mozambique bereikte.

Covilhao vestigde zich in Ethiopië en zond uitvoerige verslagen naar zijn superieuren. Volgens de berekeningen kon het vasteland van Afrika geen grotere breedte hebben dan 2400 kilometer op de zuidelijkste punten die de Portugezen op de oost- en de westkust hadden bereikt. Voor noordelijker gelegen punten hadden zij een breedte van 6400 kilometer berekend. Hieruit zou zijn op te maken dat Afrika misschien driehoekvormig was en naar het zuiden in een punt uitliep. Wellicht waren zij niet eens zo heel ver meer van die punt verwijderd. Nog één energieke poging ...

En die poging kwam er. Nog in het jaar van Covilhao’s vertrek zond Johan II een andere vertrouweling uit om de Afrikaanse westkust af te zeilen: Bartolomeu Dias (1450-1500). Deze kwam verder naar het zuiden dan al zijn voorgangers, tot hij door een storm werd overvallen die hem nog verder zuidwaarts sleurde. Toen de storm was uitgewoed, bevond Dias zich in open zee en kon hij nergens land bespeuren.

In de mening dat de Afrikaanse kust in het oosten moest liggen zeilde hij oostwaarts, maar vond niets. Hij wendde de steven naar het noorden en bereikte op 3 februari 1488 de Afrikaanse kust, die tot zijn verbazing een oost-westelijk verloop vertoonde. Blijkbaar was de zuidelijke richting ten einde gekomen en had de kust zich naar het oosten gebogen; door de storm had hij het punt van overgang gemist.

Hij zette zijn reis in oostelijke richting langs de kust voort, die vierduizendnegentig kilometer verder naar het noordoosten begon om te buigen. Dias was er nu van overtuigd dat hij de zuidpunt van het vasteland had omzeild en keerde terug. Hij vond het punt waar de oost-westelijke richting van de kustlijn bijna plotseling in een noord-zuidelijke overging, het punt dat hij ten gevolge van de storm niet had opgemerkt. Hij noemde het de Stormenkaap, maar toen hij bij zijn terugkeer in Portugal aan Johan II verslag uitbracht, veranderde deze de naam terecht in Kaap de Goede Hoop.

Johan II, die meer dan wie ook (uitgezonderd misschien Hendrik de Zeevaarder) de stuwende kracht achter de Afrikaanse onderneming was geweest, beleefde het niet meer dat ze tot een goed einde werd gebracht, want hij stierf in 1495. Zijn neef Manuel I nam de taak over en slaagde.

Manuel I zond Vasco da Gama (1469-1524) uit, die Lissabon op 8 juli 1497 verliet, Kaap de Goede Hoop rondde en de reis voortzette tot hij op 19 mei 1498 Indië bereikte.

Het contact dat aldus tot stand was gebracht ging niet meer verloren. Portugal was om de islamistische wereld heen getrokken. Dit kleine land, met zijn bevolking van slechts 1 250000 mensen, had twee enorme voordelen ten opzichte van de rijke en dicht bevolkte landen in Azië. Allereerst had het superieure schepen, die naar behoefte ieder belangrijk punt konden bereiken, zonder dat de landmacht van hun tegenstanders er iets tegen kon ondernemen. Door op een paar strategische punten marinebases in te richten konden de Portugezen met slechts weinig schepen en mensen uitgestrekte kustgebieden beheersen.

In de tweede plaats hadden de Portugezen kanonnen aan boord, artillerie van een kwaliteit waartegen hun tegenstanders totaal niet waren opgewassen. Het kruit was oorspronkelijk door de Chinezen uitgevonden, maar die hadden het hoofdzakelijk toegepast om met een indrukwekkend vertoon van vuurwerk gepaard met veel lawaai, angst en paniek te zaaien bij de mannen en paarden die de strijd tegen hen wilden aanbinden. Het geheim van de kruitbereiding bereikte West-Europa ten tijde van het Mongoolse Rijk, toen de verbindingen tussen oost en west al veel gemakkelijker waren geworden, en het duurde niet lang voor de oorlogszuchtige christenen geschut hadden uitgevonden waarmee ze dood en verderf konden zaaien.

Zo was het niet het enorme China, maar het kleine Portugal dat de eerste wereldmacht werd en het eerste overzeese rijk vestigde.

De Nieuwe Wereld

Portugal bleef niet lang de enige wereldmacht, en de route om de zuidpunt van Afrika bleef niet de enige mogelijke zeeweg naar Indië.

De geleerden in Europa wisten al sinds de oude Grieken dat de aarde rond was. In theorie behoefte men dus maar vanuit Europa in zee te steken, een westelijke koers aan te houden en over de open oceaan te zeilen om uiteindelijk de oostkust van Azië te bereiken.

Dat betekende echter een reis over eindeloze uitgestrektheden water, ver van alle land, en dat was nog nooit door iemand ondernomen. Zelfs de Portugezen hadden zich op hun grote ontdekkingsreizen tamelijk dicht bij de Afrikaanse kust gehouden. Aan de andere kant beschikte men nu over betrouwbare kompassen, zodat er geen risico van een uitzichtloze dwaaltocht bestond - men kon immers altijd terugkeren.

Dit verleende nieuwe actualiteit aan de vraag wat de juiste afmetingen van de aarde waren. In de Oudheid had de Griekse aardrijkskundige Erathostenes (276-196) de omtrek van de aarde reeds in 240 v. Chr. (omgerekend naar de moderne lengte-eenheid) op veertigduizend kilometer geschat. Hij had gelijk, hetgeen betekende dat de afstand van de westkust van Europa in westelijke richting tot de oostkust van Azië ongeveer 25000 kilometer moest zijn. Geen enkel vijftiende-eeuws schip kon ook maar bij benadering voldoende provisie vervoeren om zo’n breed wateroppervlak over te steken.

Latere Griekse aardrijkskundigen kwamen bij hun berekeningen echter ten onrechte op een lagere waarde voor de omtrek van de aarde uit en in de vijftiende eeuw meenden vele geografen dat de omtrek van de aarde in totaal niet meer dan 29000 kilometer kon bedragen. Bovendien had Marco Polo de oostkust van Azië veel verder oostelijk aangenomen dan ze in werkelijkheid was. Op grond van deze beide foutieve berekeningen - de te kleine omvang van de aarde en de te ver oostelijk gelegen Aziatische kustlijn - meende men dat de westelijke route van Europa naar Azië wellicht niet langer dan 4800 kilometer was, dus minder dan een vijfde van de werkelijke afstand.

Christoffel Columbus, of Christoforo Columbo, zoals zijn naam in Italië luidde, waar hij in 1451 te Genua was geboren, was reeds als tiener naar zee gegaan en droomde ervan Azië langs de westelijke route te bereiken. Hij koesterde de vaste overtuiging dat de schatting van 4800 kilometer juist was en probeerde Johan II van Portugal voor zijn plan en zijn mening te winnen. Deze meende echter dat de ware afstand vele malen groter moest zijn en gaf er de voorkeur aan zich op pogingen te blijven concentreren Afrika te omvaren.

Intussen was het ten oosten van Portugal gelegen Kastilië als staat van de kaart verdwenen. Koningin Isabella van Kastilië was met Ferdinand II van Aragon getrouwd, de nog verder oostelijk gelegen staat, en deze twee monarchen regeerden nu samen over het samengevoegde gebied, dat de naam Spanje kreeg. In 1492 hadden Ferdinand en Isabella Granada veroverd, het laatste bolwerk van de moslims, die zeven en een halve eeuw tevoren heel Spanje in bezit hadden genomen.

Ferdinand en Isabella, die erop gebrand waren de nieuwe macht van Spanje aan de wereld duidelijk te maken en die de Portugezen hun prestaties op zee misgunden, besloten Columbus voorzichtig te steunen, althans in zoverre dat ze hem drie kleine en betrekkelijk waardeloze schepen gaven en hem een bemanning van strafgevangenen ter beschikking stelden die als prijs voor hun vrijheid bereid waren hun lot aan de gevaarlijke onderneming te verbinden. De totale kosten van de expeditie, die de gewichtigste uit de hele geschiedenis zou blijken, worden op tussen de veertig- en tweehonderdduizend gulden van onze tijd geschat, wat zelfs voor die dagen een schijntje was.

Op 3 augustus 1492 vertrok Columbus met een totale bemanning van negentig koppen op alle drie schepen uit Palos, een haven in het zuiden van Spanje op vijftig kilometer van de Portugese grens.

Na de Canarische Eilanden te hebben aangedaan, die zich onder Spaans bestuur bevonden, begaf Columbus zich op 6 september 1492 op weg naar het onbekende. Hij was zo verstandig aanvankelijk een zuidwaartse koers aan te houden, waardoor hij van de passaatwinden gebruik kon maken, die zijn schepen in westelijke richting voortstuwden. Als hij had geprobeerd verder noordelijk over te steken, zou hij met de heersende westenwinden te kampen hebben gekregen.

Verscheidene weken lang voeren Columbus’ schepen gestadig in westelijke richting. Het was een verbazingwekkend kalme overtocht, de kalmste sinds mensenheugenis. In al die weken stond er niet één keer een storm - en dat was maar heel gelukkig, want de drie armzalige kleine schuiten van Columbus zouden dan naar alle waarschijnlijkheid zijn vergaan.

Al die tijd was er niets anders om hen heen dan wind en golven, totdat op 12 oktober 1492 de kreet ‘Land!’ weerklonk. Het land dat ze in zicht kregen was een bewoond eilandje, en Columbus, die ervan overtuigd was dat hij Indië had bereikt, noemde de bevolking ‘Indianen’, een fout die tot de huidige dag stand heeft gehouden. Aan het eiland gaf Columbus de naam San Salvador (‘Heilige Verlosser’), maar deze naam raakte in onbruik en het is zeer merkwaardig dat we niet eens weten welk eiland het eigenlijk is geweest. In het algemeen wordt aangenomen dat het een der Bahama- eilanden is geweest, en wel Watling’s Island, dat zijn naam aan de Engelse zeerover John Watling te danken heeft.

Eveneens omdat Columbus er zo zeker van was dat de door hem ontdekte eilanden een deel van Indië waren, dragen de eilanden langs de Amerikaanse kust tot vandaag toe de naam West-Indië.

Columbus keerde op 13 maart 1493 in Palos terug en was plotseling de beroemdste man in Europa. Zeevaarders van allerlei slag zwermden onder de bescherming van verschillende landen over de Atlantische Oceaan uit, maar Spanje had het baanbrekende werk gedaan en was de tweede wereldmacht geworden.

Een van die zeelieden was een Italiaan, Amerigo Vespucci (1451-1512). De verlatijnste vorm van zijn naam was Americus Vespucius. Van 1497 af had hij de leiding over expedities die de kust van een vastelandgebied verkenden dat zich zuidelijk van de door Columbus ontdekte eilanden uitstrekte.

Vespucius meende dat de nieuwe landen met geen enkele mogelijkheid de Aziatische kust konden zijn die Marco Polo had beschreven. Columbus bleef bij zijn opvatting en verdedigde die tot zijn dood in 1504, maar Vespucci redeneerde dat Erathostenes gelijk had gehad en dat de westelijke route van Europa naar Azië inderdaad 25 000 kilometer lang was, en dat het ontdekte gebied inderdaad een ‘Nieuwe Wereld’ was, waarachter zich weer een andere oceaan uitstrekte. Het was slechts aan het bestaan van deze onvoorziene en tot nog toe onbekende continenten te danken dat Columbus niet was omgekomen in een vruchteloze poging het véél verder gelegen Azië te bereiken.

De mening van Vespucci vond weerklank bij de Duitse aardrijkskundige Martin Waldseemüller (1470-1522). Deze gaf in 1507 een kaart uit waarop het nieuwe continent als een op zichzelf staand geheel was aangegeven en niet als een onderdeel van hetzij Europa, Afrika of Azië. Hij stelde voor, er de naam Amerika aan te geven, ter ere van Vespucci, de eerste die het als een nieuw continent had onderkend.

De naam sloeg onmiddellijk aan en was spoedig algemeen in gebruik. Aanvankelijk werd er alleen het zuidelijke deel van de Nieuwe Wereld mee aangeduid, omdat het noordelijke deel misschien zou blijken een landverbinding met Azië te hebben. Uiteindelijk stelde men echter vast dat ook deze noordelijke helft onafhankelijk van de andere continenten bestond, zodat men het Noord-Amerika ging noemen, terwijl het zuidelijke deel als vanzelf de naam Zuid-Amerika kreeg.

Rondom de wereld

Op goede gronden verdedigen dat er een tweede oceaan moest bestaan was een knappe prestatie, maar het feitelijke bewijs van deze stelling leveren vormde toch wel een grootse ervaring. De eerste aanblik van die nieuwe oceaan was een Spaanse ontdekkingsreiziger beschoren, Vasco Nunez de Balboa (1475-1517). Hij had zich gevestigd in wat nu Panama is en hoorde in 1510 geruchten over stammen die veel goud bezaten en in het binnenland woonden. Hij besloot naar dat goud op zoek te gaan en stelde zich op 1 september 1513 aan het hoofd van een groep mannen om een expeditie naar het binnenland te ondernemen. Geen van die Europeanen besefte toen hoe smal Panama was. Reeds op 25 september beklommen zij een laatste heuvel, waarna ze plotseling over de eindeloze uitgestrektheid staarden van wat een oceaan leek te zijn. Balboa gaf er de naam Zuidzee aan, omdat ze zich op dat bepaalde punt zuidelijk van de kustlijn scheen uit te strekken.

De ontdekking van Balboa bekrachtigde Vespucci’s theorie dat het eigenlijke Azië zich ver weg in het westen bevond.

Hetzelfde idee was ook door een Portugese zeevaarder geopperd, Ferdinand Magellaan, eigenlijk Femao de Magalhaes, die van 1480 tot 1521 leefde. Hij was in een oorlog van de Portugezen tegen de Marokkanen in Noord-Afrika gewond geraakt, maar werd er ten onrechte van beschuldigd het met de Marokkanen op een akkoordje te hebben gegooid, zodat hem een pensioen werd geweigerd. In zijn razernij over het hem aangedane onrecht bood hij toen zijn diensten aan Spanje aan.

De paus had de landen die op reizen naar het oosten waren veroverd aan de Portugezen toegewezen, en de landen die op reizen in westelijke richting waren overmeesterd aan de Spanjaarden. Magellaan wees erop dat, als de Spanjaarden hun weg voorbij de Amerika’s naar het westen voortzetten, zij Azië zouden bereiken zonder een reis naar het oosten te hebben ondernomen, zodat zij handel met Indië konden drijven zonder de letter van het pauselijke bevel te schenden.

De nieuwe Spaanse koning was Karel I, de zoon van Ferdinand en Isabella, die spoedig bekend zou worden als keizer Karel V van het Heilige Roomse Rijk. Deze Karel V stemde in het organiseren van de reis toe, zodat Magellaan in augustus 1519 met vijf schepen uit Spanje kon vertrekken.

Magellaan zeilde eerst naar de vooruitstekende ronding van de Zuid-amerikaanse oostkust, het destijds Portugese gebied dat nu Brazilië is, en van daar af in zuidelijke richting langs het vasteland op zoek naar een doorvaart die hem in staat zou stellen met zijn schepen dwars door het continent de tweede oceaan binnen te varen. De expeditie raakte ontmoedigd door de ontzaglijke afstand die zij naar het zuiden moest afleggen, maar vond eindelijk op 21 oktober 1520 de doorvaart die tot vandaag toe de naam Straat Magallanes draagt.

Achtendertig lange dagen hadden de vijf schepen nodig om zich in afschuwelijk weer een weg door de 525 kilometer lange zeestraat te bevechten. Alle schepen doorstonden de beproeving en op 28 november voeren zij een gladde, zonovergoten oceaan op, waaraan Magellaan in zijn dankbaarheid de naam Pacifieke (Stille of Vreedzame) Oceaan gaf.

Het ergste moest echter nog komen. De Stille Oceaan bezat de uitgestrektheid die men al had verwacht op grond van de bepaling door Eratosthenes van de omtrek van de aarde, maar de moeilijkheid was dat er zo bijzonder weinig land in voorkwam. Negenennegentig dagen zette de kleine vloot haar reis voort zonder enig spoor van land te bespeuren. De provisies raakten op en de bemanning moest op leer knagen en haar rantsoenen met zaagsel vermengen om iets te hebben waarop ze kon kauwen, toen ze op 6 maart 1521 in een erbarmelijke staat van uitputting het eiland Guam bereikten. Daar kwamen de manschappen enigszins op adem en ze zetten hun reis naar het westen voort tot ze bij de archipel aankwamen die later de naam Filippijnen kreeg. Daar vond Magellaan op 27 april 1521 de dood in een gevecht met de inheemse bevolking.

Wat er nog van de expeditie over was slaagde erin de Filippijnen met twee schepen te ontvluchten en wist naar de Indonesische eilanden over te steken, waar de Portugezen zich al hadden gevestigd.

Van de twee schepen probeerde er één over de Grote Oceaan terug te keren, maar het moet onderweg zijn vergaan. Het laatste schip, de Victoria, zette zijn reis onder kapitein Sebastian del Cano (1460-1526) in westelijke richting voort, rondde de Kaap de Goede Hoop en keerde op 9 september 1522 met achttien koppen aan boord in Spanje terug.

Als het verlies aan mensenlevens buiten beschouwing kan worden gelaten, maakte het enige behouden schip de hele reis tot een bijzonder winstgevende onderneming door de grote lading specerijen die het aanbracht.

De Victoria vervoerde de eerste mensen die de hele aarde hebben omzeild, en daarin lag het historische belang. Niet alleen was eindelijk het bewijs geleverd dat de berekening van de omvang van de aarde door Eratosthenes juist was geweest, maar er was nu ook aangetoond dat de aarde door één wereldzee werd bedekt waarin de continenten als enorme eilanden lagen.

Van beslissender betekenis nog was het dat, nu de reis rondom de wereld eenmaal was volbracht, de gezichtseinder van de mensheid in overdrachtelijke zin zodanig terugweek dat men voor het eerst de hele aarde kon overzien. Voor het eerst kon men in wereldverband over de aarde denken en kon men tot een wereldomspannende visie komen waarin de onderlinge verhoudingen en het belang van elk der vastelanden afzonderlijk konden worden verklaard en geïntegreerd.

En omdat het de Europeanen waren die de schepen en het geschut en de zeevaartkennis bezaten, waren het de Europeanen die de wereld gedurende viereneenhalve eeuw na de reizen van Columbus en da Gama beheersten.

De Grote Oceaan

Kennis van de aardbol als geheel staat nog lang niet gelijk met kennis van alle bijzonderheden van de aardbol. De zeelieden die in de zestiende en de zeventiende eeuw met steeds groeiend zelfvertrouwen de oceanen bevoeren, leefden voortdurend in de verwachting dat ze, evenals hun voorganger Columbus, nieuwe landen zouden ontdekken.

Men verwachtte nauwelijks opzienbarende ontdekkingen van nieuw land binnen de betrekkelijk nauwe begrenzingen van de Atlantische of de Indische Oceaan, maar de Grote Oceaan bood meer hoop. Tussen de Amerika’s en Azië lag een oceaan die, afgezien van de mogelijke aanwezigheid van eilanden, een oppervlakte van 188 miljoen vierkante kilometer besloeg, een derde van de totale oppervlakte van de aardbol.

Na aftrek van de Grote Oceaan bestond de rest van de aardbol uit land en water in de verhouding van drie tot vijf. Als deze verhouding eveneens voor de Grote Oceaan gold, betekende dit dat dit gebied zeventig miljoen vierkante kilometer land moest bevatten, en als al dat land tot één enkel areaal werd samengevoegd zou het een vasteland opleveren dat bijna even groot was als heel Azië en Afrika tezamen. En zelfs als deze raming te hoog was, moest het in de Grote Oceaan aanwezige grondgebied niettemin van indrukwekkende omvang zijn.

In 1606 omzeilde de Spaanse zeevaarder Luis Vaez de Torres het grote eiland Nieuw-Guinea en toonde aldus aan dat dit althans geen onderdeel van een vasteland in de zuidelijke Grote Oceaan uitmaakte. De wateren ten zuiden van het eiland dragen nog steeds te zijner ere de naam Torres-Straat.

Torres had geen land zuidelijk van de Torres-Straat waargenomen, maar er bestonden al verslagen waarin melding van het bestaan van land in die streken werd gemaakt.

Portugal was in de zeventiende eeuw in verval geraakt en de ondernemende Nederlanders waren bezig de Indonesische eilanden op hen te veroveren. De Nederlandse gouverneur-generaal van de eilanden, Anthony van Diemen (1593-1645), zond een expeditie onder Abel Janszoon Tasman (1603-1659) uit om de oceaan ten zuiden van Nieuw-Guinea op de mogelijke aanwezigheid van land te verkennen.

Tasman verliet Batavia (het huidige Djakarta) op 14 augustus 1542 met twee schepen, en in de loop van tien maanden presteerde hij het om een ontzaglijk eiland ter grootte van de Verenigde Staten heen te varen zonder er ook maar iets van te zien. Wel ontdekte hij een kleiner eiland ten zuidoosten daarvan, waaraan hij de naam Van Diemens Land gaf, maar dat ter ere van hem uiteindelijk Tasmanië werd genoemd. Ook ontdekte hij het zuidelijke eiland van Nieuw-Zeeland en de Fiji-eilanden. Op een tweede expeditie in 1644 kreeg hij de kustlijn van het grote eiland, dat hem eerder was ontgaan, in zicht, en hij gaf het de naam Nieuw-Holland. Hij slaagde er echter niet in, vast te stellen of het uit één of uit meerdere eilanden bestond en hoe omvangrijk het was.

Ook Franse en Engelse zeevaarders ondernamen reizen over de Grote Oceaan, zonder echter een vasteland aan te treffen. Het uiteindelijke succes bleef voorbehouden aan de Engelse zeevaarder, cartograaf en astronoom James Cook (1728-1779), wiens verkenningen op zee hem misschien tot de grootste ontdekkingsreiziger uit de geschiedenis hebben gemaakt.

Cook wist zich de technische ontwikkelingen van zijn tijd ten nutte te maken. Tot nog toe was het onmogelijk gewenst de geografische lengte te bepalen omdat er geen betrouwbare tijdmeter bestond. Goede klokken van welk soort ook waren onbekend, tot de Nederlandse wis- en natuurkundige Christiaan Huygens (1629-1695) in 1656 het slingeruurwerk uitvond, maar ook dat kon op de deinende zee niet worden toegepast. In 1713 loofde het Britse parlement een aantal prijzen tot twintigduizend pond uit voor een chronograaf die aan boord van een schip nauwkeurig de tijd zou aangeven.

De prijsvraag werd gewonnen door de Engelse instrumentmaker John Harrison (1693-1776), die zijn vijfde en beste horloge in 1765 construeerde.

Verder had een Schotse arts, James Lind (1716-1794), in 1747 ontdekt dat citrusvruchten konden worden gebruikt om scheurbuik te bestrijden en te voorkomen. Deze ziekte sloeg steeds toe bij de manschappen die zich op een lange zeereis bevonden en geen ander voedsel kregen dan de eentonige kost van scheepsbeschuit en gezouten vlees. Scheurbuik, een volksverbastering van de Latijnse naam ‘scorbutus’, wordt door tekorten aan vitamine C veroorzaakt en kwam vroeger veel op schepen voor; de eerste bemanningen die er massaal door werden getroffen waren die van Vasco da Gama.

Cook, die zich van scheepschronometers en citrusfruit had voorzien, verkeerde in een gunstige positie om de Grote Oceaan te verkennen, en hij deed dat in drie reizen. Op zijn eerste reis, die van 1768 tot 1771 duurde, bracht hij zorgvuldig de kusten van de beide eilanden van Nieuw-Zeeland in kaart en tevens de hele oostkust van Nieuw-Holland, dat de naam Australië (‘Zuidland’) kreeg en waarvan Cook vaststelde dat het één enkel eiland was dat groot genoeg was om een continent te worden genoemd.

Op zijn tweede reis verkende hij de zuidelijke Grote Oceaan in alle richtingen en voer hij op zeer zuidelijke breedten om de aarde heen, dus rondom het zuidpoolgebied, zonder echter grote landmassa’s aan te treffen.

Zijn derde reis, van 1776 tot 1779, bracht hem op de noordelijke Grote Oceaan en zijn verkenningen van de westkust van Amerika tot aan de Bering-Straat toonden aan dat zich ook hier geen grote eilanden bevonden. Van deze derde reis keerde hij niet terug, want op 14 februari 1779 vond hij de dood in een kortstondig gevecht met inheemse strijders op een der eilanden van de Hawaii-archipel, waar hij als eerste Europeaan voet aan land had gezet.

Cook had met zijn reizen bewezen dat er - met uitzondering misschien van de poolgebieden, die in ieder geval onbewoond en normaal gesproken onbewoonbaar waren - geen onontdekte landmassa’s van enige omvang bestonden. Australië was als het laatste bewoonbare continent ontdekt; hier en daar zou men zeker nog wel betrekkelijk kleine eilanden aantreffen, maar zeker geen gebied van grote betekenis meer.

Het stond nu zonneklaar vast dat de Grote Oceaan inderdaad een uitgestrekte wereldzee was die verder geen noemenswaardig land bevatte en een derde van het oppervlak van de aardbol besloeg. Dientengevolge wordt de aarde voor zeventig procent door zee bedekt en neemt het land slechts de overige dertig procent in.

De kust van het Noordpoolgebied

Als de poolgebieden onbewoond en onbewoonbaar waren, had het dan enige zin deze te onderzoeken en de menselijke horizon in die richting terug te dringen? Nuchtere mensen in die tijd waren misschien geneigd daar ontkennend op te antwoorden, maar de omstandigheden dwongen hen er toch toe.

Na de ontdekkingsreis van Magellaan bestonden er twee zeeroutes van Europa naar Indië. De ene was de zuidoostelijke doorvaart, die door Vasco da Gama was ontdekt en door de Portugezen werd beheerst, de andere de zuidwestelijke doorvaart, door Magellaan ontdekt en in handen van de Spanjaarden.

Er waren nog meer Europese landen, waaronder Engeland, Frankrijk en de Nederlanden, die hun handelsbetrekkingen wilden uitbreiden en er dus op gebrand waren alternatieve zeeroutes te vinden. Men zag daartoe twee mogelijkheden: Men zou langs de noordelijke kusten van Europa en Azië kunnen varen (de noordoostelijke doorvaart) ofwel de noordkust van Noord-Amerika volgen (de noordwestelijke doorvaart).

In 1553 vertrok de Engelse zeevaarder sir Hugh Willoughby met drie schepen om de noordoostelijke doorvaart te verkennen. Zijn kleine vloot rondde de noordelijke grens van Scandinavië, precies zoals Ottar dat zeven eeuwen tevoren had gedaan.

Willoughby passeerde de poolcirkel en zeilde met zijn schepen ongeveer duizend kilometer in oostelijke richting vóór hij tot de slotsom kwam dat de winter al te ver was gevorderd om de reis voort te zetten. Tijdens hun terugtocht vond hij met twee van zijn schepen een wijkplaats op het schiereiland Kola, oostelijk van Scandinavië in Lapland; zij waren gedwongen daar de winter door te brengen en bezweken aan de koude en de ontberingen.

Het onder bevel van Richard Chancellor staande derde schip was in een storm van de beide andere gescheiden geraakt en had het geluk langs en om het schiereiland Kola de Witte Zee binnen te varen, waar het de Russische havenstad Archangelsk wist te bereiken. De Engelse bemanning werd door Russen over land naar Moskou gebracht, waar deze door tsaar Ivan IV (de Verschrikkelijke) werd ontvangen.

Ook de Nederlanders ondernamen een poging. In 1594 vertrok de zeevaarder en geleerde Willem Barentsz met twee schepen uit Amsterdam. Hij verkende de oceaan ten noorden van Scandinavië en West-Rusland, welk deel van de Noordelijke IJszee nog steeds naar hem heet, en ontdekte verscheidene grote eilanden, waaronder Nova Zembla en Spitsbergen, die Ottar zeven eeuwen eerder misschien al had opgemerkt maar sindsdien in de vergetelheid waren verzonken.

Gedurende de winter van 1596-1597 raakte de expeditie van Barentsz evenals de eerdere van Willoughby in het ijs bekneld, zodat men op Nova Zembla in het ‘Behouden Huys’ moest overwinteren. De bemanning telde zestien koppen en een scheepsjongen. Deze jongen stierf en kort na het aanbreken van het voorjaar bezweek ook Barentsz; de vijftien anderen echter overleefden de barre terugtocht in open boten. Zij zijn de eerste Europeanen geweest die een poolwinter zo ver noordelijk hebben doorstaan.

De rampspoedige ervaringen van Willoughby en Barentsz deden in West-Europa de mening post vatten dat een reis door de noordoostelijke doorvaart in de praktijk onuitvoerbaar was, zodat men geen verdere pogingen ondernam.

Voor de Russen in Oost-Europa lagen de zaken echter anders. Zij konden zich over land naar het oosten wagen, en hoe zwaar het reizen in deze ruige en woeste gebieden ook mocht zijn, men werd daarvoor schadeloosgesteld door de dierenhuiden waarvan men zich onderweg wist meester te maken. Het was trouwens de pelshandel die de Russen naar de noordelijke streken rondom Archangelsk had gelokt.

In 1581 hadden de Stroganovs, een Russische familie die aan de bonthandel schatrijk was geworden, een Kozak in dienst die Jermak Timofijevitsj heette. Deze kreeg opdracht een verkenningsreis naar het oosten te maken, bij welke gelegenheid hij ten oosten van de Oeral een Mongools koninkrijk veroverde. Dit koninkrijk heette Sibir, waarvan de naam voortleeft in de geleidelijk aanvaarde benaming Siberië voor het hele noordelijke gebied van Azië, een derde deel van het vasteland.

Andere pelshandelaren volgden en in 1648 had een andere Kozak, Semjon Ivanov Dezjnev, het uiterste oosten van het Aziatische vasteland bereikt. In minder dan zeventig jaar had Rusland zijn gebied met duizenden kilometers over de volle breedte van Azië uitgebreid en de heerschappij over een land gevestigd dat het nog steeds in bezit heeft.

Met deze prestatie was tevens aangetoond dat de noordelijke kusten van Rusland en Siberië nergens ver naar het zuiden afbogen, maar over een afstand van vele duizenden kilometers noordelijk van de poolcirkel bleven. Wie er nog aan twijfelde dat de noordoostelijke doorvaart geen mogelijkheden bood, was nu wel uit de droom geholpen.

Hoe stond het echter met de noordwestelijke doorvaart? De meeste verkenningen in navolging van de eerste reis van Columbus waren op het zuiden gericht en hadden Florida en de daarachter gelegen gebieden tot doel, maar er waren uitzonderingen.

De Italiaanse zeevaarder Giovanni Caboto (1450-1498), die onder de naam John Cabot voor rekening van de Engelsen voer, ontdekte in 1497 Newfoundland. De Portugese zeevaarder Gaspar Corte Real (1450-1501) doorvorste het noordelijke kustgebied van Newfoundland in 1501 en gaf het de Portugese naam Labrador, waaronder het nog steeds bekend is. (Het woord betekent ‘slaven’, en de verklaring is dat Corte Real verscheidene bewoners overrompelde en hen als slaven meevoerde.)

Deze en andere waarnemingen droegen er echter nauwelijks toe bij de witte plekken op de kaart in te vullen. Aangezien er nog bijna van alles ontdekt kon worden, kon bijna elke hoop nog bewaarheid worden.

De Fransen ondernamen de eerste systematische poging om een noordwestelijke doorvaart te vinden. In 1524 rustten zij een expeditie uit die onder het bevel van de Florentijnse zeevaarder Giovanni de Verrazano (1485-1528) kwam te staan. Hij onderzocht de Noordamerikaanse oostkust van de gebieden die de Spanjaarden in het zuiden hadden veroverd tot aan het noordelijke schiereiland dat nu de naam Nova Scotia draagt. Hij verkende alle inhammen en baaien voor het geval er een zeestraat bij zou zijn die misschien naar de Grote Oceaan voerde. Zo werd hij bijvoorbeeld de eerste Europeaan die wat nu de Baai van New York heet binnenvoer.

Uit de inspanningen van Verrazano bleek duidelijk dat het hopeloos was ten zuiden van Nova Scotia naar een noordwestelijke doorvaart te zoeken.

De Franse kapitein Jacques Cartier (1491-1557) koerste in 1534 naar het westen en vond ver noordelijk van Nova Scotia een doorgang. Deze strekte zich tussen Newfoundland en Labrador uit en heet tegenwoordig de Straat van Belle Isle. Hij voer er doorheen en bereikte wat naar zijn mening een brede inham van de oceaan was. Daar hij dit deel van zijn verkenning op de tiende augustus ondernam, een dag die aan St.-Laurentius is gewijd, heeft men er later de naam Gulf of St. Lawrence aan gegeven. Het bleek de uitmonding van de St. Lawrence River te zijn, zodat er geen verbinding met de Grote Oceaan bestond.

Als een noordwestelijke doorvaart geen hersenschim was, dan had de expeditie van Cartier aangetoond dat deze zich noordelijker dan Labrador moest bevinden. Gezien het ijzige klimaat van Labrador betekende dit dat de noordwestelijke doorvaart evenals de noordoostelijke door poolgebieden moest leiden. Het zou echter om een kort traject kunnen gaan, waarna men misschien snel zuidwaarts naar warmere zeeën zou kunnen stevenen. Het leek de moeite waard deze mogelijkheid te onderzoeken.

In 1576 zeilde de Engelse zeevaarder Martin Frobisher (1535-1594) met drie schepen en vijfendertig man naar Noord-Amerika. Een der schepen, met achttien man aan boord, bereikte Labrador. Frobisher zelf trok met de twee andere schepen verder noordwaarts en landde op het grote eiland dat nu Baffin-eiland heet, maar vond niets wat erop wees dat hier een noordwestelijke doorvaart begon. Op een latere reis kreeg Frobisher in 157B de zuidpunt van Groenland in zicht, waar de Viking-kolonie anderhalve eeuw tevoren aan zijn eind was gekomen. Met deze nieuwe ontdekking kwam Groenland blijvend onder de aandacht van de Europese geleerden en zeevaarders.

De volgende belangrijke poging werd door een Engelse zeevaarder, Henry Hudson, die in 1610 met één schip en een bemanning van negentien koppen een waterweg (de huidige Hudson-Straat) tussen Baffin-eiland en Labrador ontdekte. Hij voer er doorheen en bereikte een enorme watervlakte of binnenzee, die zich ver naar het zuiden uitstrekte, maar beslist geen noordwestelijke doorvaart vormde. Het was een door land omsloten golfgebied, de huidige Hudson-baai.

Het schip van Hudson zat in de winter van 1610-1611 zes maanden lang vastgevroren in het zuidelijkste deel van de baai, dat nu James-baai wordt genoemd (naar de Engelse koning James I). Toen het ijs begon te smelten, wilde hij zijn onderzoekingstocht voortzetten, maar zijn bemanning had er genoeg van. Deze zette hem, zijn zoon en zeven loyale bemanningsleden overboord en ondernamen de terugreis naar Engeland. Hudson en zijn metgezellen vroren dood.

In 1615 verkende de Engelse zeevaarder William Baffin (1584-1622) het vaarwater tussen het naar hem genoemde Baffin-eiland (ook bekend als Baffinland) en Groenland. Deze doorgang, die nu Baffin-baai heet, volgde hij tot aan de eilanden ten noorden van Baffin-eiland, waarna hij zich een weg in de smalle zeestraten tussen de eilanden baande. Hij meende dat geen ervan een bruikbare vaargeul vormde en besloot terug te keren.

Vervolgens won het inzicht veld dat de noordwestelijke doorvaart al evenmin als de noordoostelijke een praktische oplossing bood.

Maar in die tijd deed het er al niet meer toe. Spanje en Portugal hadden al zoveel aan macht en kracht ingeboet dat ze niet meer in staat waren hun monopolie op de zeewegen waar te maken. Het stond ieder land voortaan vrij de oceanen te bevaren, en in feite waren het voortaan de Engelsen en de Nederlanders die het grootste deel van ’s werelds zeehandel voor hun rekening namen.

3 – Het binnenland van de continenten en de poolgebieden

Het binnenland van Noord-Amerika

Met het onderzoek naar de noordoostelijke en de noordwestelijke doorvaart en met de verkenning van de Grote Oceaan door kapitein Cook was er een einde gekomen aan de grote ontdekkingsreizen op zee. De oceanen en de kustlijnen van de continenten waren bekend. Anders was het echter gesteld met het binnenland van die continenten.

Het was tenslotte veel moeilijker te land dan ter zee te reizen, nog afgezien van de mogelijke aanwezigheid van vijandige inwoners op het land (die men inderdaad gewoonlijk aantrof), terwijl men die op zee niet te duchten had. We zouden bijna de indruk krijgen dat de ontdekkingsreizigers zich met de kustlijnen tevreden stelden en maar liever van het binnenland afzagen.

Dat was echter toch niet het geval. In een aantal gevallen werden de landingen op de kust onmiddellijk gevolgd door verkenningen van het daarachter gelegen gebied. Sommige ontdekkingsreizigers uit de begintijd werden gedreven door de hoop, verlokkelijke beschavingen aan te treffen waarvan ze de rijkdommen konden plunderen en de al of niet beschaafde bevolking als slaven wegvoeren. Voor deze door hebzucht bezetenen was dit vooruitzicht temeer verleidelijk daar er al van het begin af gevallen bekend waren waarin zulke ondernemingen boven iedere verwachting waren geslaagd.

Juan Ponce de León (1460-1521), een slavenhandelaar uit Puerto Rico, zeilde op 3 maart 1513 in noordwestelijke richting om naar nieuwe voorraden slaven op zoek te gaan. Hij bereikte gedurende het paasseizoen een deel van het Noordamerikaanse vasteland dat hij Florida (‘bloeiend’) noemde, omdat het land zo groen was en vol bloemen stond. Voor zijn handel leverde het gebied hem echter nauwelijks iets op.

Meer geluk met dit gruwelijke bedrijf van uitbuiting en verwoesting had Hemando Cortéz (1485-1547), die in februari 1519 met elf schepen en zevenhonderd soldaten van Cuba naar Mexico vertrok. Daar trof hij de Azteekse beschaving aan, waarvan de hoofdstad in Tenochtitlan was gevestigd (ter plaatse van het huidige Mexico-Stad). Cortéz had weinig mannen en hij stond tegenover duizenden sterke en moedige strijders, maar hij beschikte over paarden en kanonnen, die de Azteken nooit eerder hadden gezien. Ook waren de Azteken - die op hun beurt de beschaving van door hen onderworpen stammen hadden overgenomen - niet verenigd, terwijl hun weerstand verder werd verzwakt door hun aanvankelijke overtuiging dat de Spanjaarden goden waren.

Onder die omstandigheden gelukte het de Spanjaarden de Azteekse beschaving te vernietigen, de Indianen tot slaven te maken en de hand op hun goud en andere waardevolle bezittingen te leggen. In die dagen kwam niemand daardoor in gewetensnood; dat gold vooral voor de Spanjaarden die zich gesteund wisten door het troostrijke besef dat niet-christenen geen rechten hadden die een christen moest respecteren.

In de daarop volgende jaren stroopten Cortéz en anderen het land af op hun speurtocht naar meer goud. Cortéz zelf kreeg als eerste het schiereiland in zicht dat wij nu Baja (Neder)California noemen en ook de langgerekte baai waaronder dit van Mexico zelf is gescheiden (de Golf van Californië).

Het succes van Cortéz in Mexico veroorzaakte een gejaagde wedloop van onderzoekers die allen naar het noorden trokken om op goud te jagen. Panfilo de Narvaez (1480-1528) verkende de noordelijke kusten van de Golf van Mexico ten westen van Florida en trok daarna het binnenland in. Hij vond geen goud en moest zich moeizaam naar de kust terug worstelen. Daar bouwde hij vijf schepen, waarmee hij probeerde de Golf van Mexico over te steken, maar ze gingen onder in een storm.

Niet alle leden van de groep kwamen om. Een aantal mannen onder Alvar Nunez Cabeza de Vaca (1490-1557) leed schipbreuk op de kust van wat nu Texas is. Cabeza de Vaca werd zes jaar lang door de Indianen gevangen gehouden, maar wist uiteindelijk te ontsnappen en in 1536 over land Mexico-Stad te bereiken.

Bij zijn terugkeer vertelde Cabeza de Vaca kleurrijke verhalen over zijn avonturen, beschreef de enorme bizonkuddes en gaf de geruchten weer die de ronde deden over onuitputtelijke rijkdommen die ergens in het noorden te vinden zouden zijn.

Dit alles klonk zeer overtuigend, omdat nog maar een paar jaar eerder een andere Amerikaanse beschaving, die van de Inca’s in Peru, was geplunderd en uitgemoord. Francisco Pizarro (1470-1541) had namelijk in 1531 Peru bereikt, waar hij binnen twee jaar het heldenfeit van Cortéz had herhaald.

Hemando de Soto (1500-1542), die Pizarro’s onderbevelhebber was geweest, smachtte er naar een expeditie naar het gebied ten noorden van Florida te leiden, waar hij een tweede Peru vol goudschatten hoopte te vinden. Op 25 mei 1539 landde hij met vijfhonderd man en tweehonderd paarden op de westkust van Florida, waarna hij meteen landinwaarts trok door het gebied dat nu het zuidoosten van de Verenigde Staten vormt.

Op 18 juni 1541 aanschouwden hij en zijn mannen als eerste Europeanen de rivier de Mississippi, waarschijnlijk een paar kilometer ten zuiden van de plaats waar nu de stad Memphis in de staat Tennessee ligt. De expeditie stak de rivier over, vorderde een eindweegs in westelijke richting en boog toen naar het zuiden af. Ze vonden geen goud, maar wel grote aantallen vijandige Indianen. Op 21 mei 1542 stierf de Soto aan een infectieziekte; ze hadden toen net de Mississippi weer bereikt. Zijn mannen vertrouwden zijn lijk aan het water toe, bouwden primitieve boten waarmee zij de rivier afzakten en keerden naar Mexico terug.

Bijna tegelijktijdig onderzocht een andere Spaanse expeditie het huidige zuidwesten van de Verenigde Staten, ditmaal onder leiding van Francisco Vasquez de Coronado (1510-1554). Ook hij had naar de verhalen van Cabeza de Vaca geluisterd, en tussen 1540 en 1542 zwierf hij met zijn mannen door uitgestrekte gebieden van Texas en het zuidwesten. Weliswaar kregen zij als eerste Europeanen de Grand Canyon te zien, maar ook zij vonden geen goud.

De Engelse kolonisten, die in het begin van de zeventiende eeuw Virginia en Nieuw-Engeland stichtten, en de Nederlanders, die de omgeving van het huidige New York koloniseerden, verkenden hun nieuw verworven gebieden grondig. De Fransen, die zich omstreeks dezelfde tijd langs de St. Lawrence River in het gebied vestigden waaraan ze de naam Canada gaven, lieten het niet bij koloniseren en zetten hun speurtochten voort.

Samuel de Champlain (1567-1635) stichtte Québec in 1608, ontdekte het Champlainmeer in het volgende jaar en trok op een latere reis naar het westen. In 1615 bereikte hij de Georgian Bay, die eigenlijk de oostelijke afsluiting van het Huronmeer vormt. Hij was daarmee als eerste Europeaan tot de Grote Meren doorgedrongen.

In 1634 stak Jean Nicolet (1598-1642), een voormalige reisgenoot van Champlain, het Huronmeer over en ondernam een reis door Michigan, zodat hij als eerste Europeaan kennis met het huidige Amerikaanse Midden-Westen maakte. Hij werd gevolgd door missionarissen van de jezuïeten, die er op gebrand waren de Indianen te bekeren.

Een van hen, Jacques Marquette (1637-1675), ging samen met de pelsjager Louis Jolliet (1645-1700) op de inlichtingen af die Nicolet in zijn reisverslag over een rivier ten westen van de Grote Meren had verstrekt. Het stond inmiddels vast dat de Grote Meren per boot van de Gulf of St. Lawrence bereikbaar waren, en als deze nieuwe rivier in de Grote Oceaan zou blijken uit te stromen, zou men over een waterweg door heel Noord-Amerika heen beschikken, met slechts een korte onderbreking van land tussen de Grote Meren en die rivier.

Op 17 juni 1673 bereikten zij de rivier, die de bovenloop van de Mississippi bleek te zijn; zij volgden die ongeveer elfhonderd kilometer stroomafwaarts, maar toen werd het hun overduidelijk dat de rivier naar de Golf van Mexico stroomde. In 1682 volgde Robert Cavelier de La Salie (1643-1687) de Mississippi tot aan zijn uitmonding.

In de jaren dertig en veertig van de achttiende eeuw ging Pierre Gaultier de La Vérendrye (1685-1749) westelijk van het Bovenmeer op ontdekking uit en bereikte het Winnipegmeer en de Zwarte Heuvels in Zuid-Dakota. Twee andere Franse ontdekkingsreizigers, Pierre en Paul Mallet, kwamen tot in Colorado en bereikten de eerste heuvels van het Rotsgebergte.

Ten gevolge van deze onderzoekingen legde Frankrijk beslag op het hele dal van de Mississippi. Groot-Brittannië verkreeg in 1763 de oostelijke helft van het dal na een oorlog met de Fransen en de Indianen. Dit gedeelte kwam in 1783 in het bezit van de Verenigde Staten toen het land zijn onafhankelijkheid verkreeg, waarna het in 1803 de westelijke helft aankocht.

Thomas Jefferson (1743-1826) was toen president van de Verenigde Staten en hij wenste het nieuwe verworven gebied grondig te verkennen, welke taak hij toevertrouwde aan Meriwether Lewis (1774-1809) en William Clark (1770-1838). Hun expeditie vertrok op 14 mei 1804 uit St. Louis, volgde de Missouri stroomopwaarts, trok door het Rotsgebergte en drong het ‘territorium Oregon’ binnen, waarop nog geen enkel land aanspraak had gemaakt. Daar volgden zij de rivier de Columbia tot de Grote Oceaan, die zij op 15 november 1805 bereikten. Daarmee hadden zij de eerste reis over land dwars door het gebied van de huidige Verenigde Staten naar de Grote Oceaan voltooid en zij keerden veilig terug.

Hun prestatie was echter in zekere zin voorafgegaan door een vergelijkbare onderneming van Alexander Mackenzie (1755-1820). Deze naar Canada geëmigreerde Schot volgde in 1789, nadat hij zich in het huidige Alberta had gevestigd, de later naar hem genoemde rivier de Mackenzie tot de uitmonding in de Noordelijke IJszee. In 1793 trok hij door het Rotsgebergte naar het huidige Brits-Columbia, waarna hij in westelijke richting tot aan de Grote Oceaan reisde.

Het binnenland van Zuid-Amerika en Australië

Nadat de Spanjaarden zich langs de kusten in het noorden, westen en zuidoosten van Zuid-Amerika hadden gevestigd en de Portugezen de noordoostelijke kuststroken hadden bezet, trokken zij geleidelijk het achterland binnen om daar naar goud, slaven, land en bekeerlingen voor het christendom te zoeken.

De enige werkelijk omvangrijke ontdekkingsreis die werd ondernomen stond onder leiding van Francisco de Orellana (1490-1546), die deel had uitgemaakt van de bende van Pizarro die Peru had veroverd. Pizarro organiseerde een expeditie om het land ten oosten van de gebieden der Inca’s te verkennen; toen men op de bovenloop van een brede rivier stuitte, meende Orellana dat het gemakkelijker zou zijn verder te trekken dan over het Andesgebergte terug te keren, aangezien de heenreis langs en over de bergketens buitengewoon zwaar was geweest.

Van april 1541 tot augustus 1542 voer hij een rivier af die naar watervolume verreweg de grootste van de wereld zou blijken te zijn. In zijn verslag maakte hij melding van stammen die, zoals Orellana meende, onder leiding van vrouwen stonden. Dit maakte herinneringen aan de Amazonen wakker, het mythische Griekse volk dat uit louter krijgshaftige vrouwen zou hebben bestaan, naar wie de rivier vervolgens werd genoemd. Orellano voerde nog een tweede expeditie naar de Amazone uit, die echter rampzalig verliep. De schepen vergingen en Orellana zelf vond de dood bij de monding van de rivier die hij als eerste had verkend.

Ondanks Orellana’s ontdekkingsreis slaagde Spanje er niet in zijn aanspraken op het dal van de Amazone te doen gelden. Portugese kolonisten op de Braziliaanse kust, vooral uit het gebied van Sao Paulo, trokken onverbiddellijk westwaarts, zodat half Zuid-Amerika, waaronder het hele stroomgebied van de Amazone met haar bronrivieren, een deel van Brazilië werd.

In Australië werden de eerste nederzettingen van enige betekenis op de zuidoostkust in het huidige Nieuw-Zuid-Wales gevestigd, waar men in 1788 de stad Sydney stichtte. De eerste immigranten bestonden uit transporten van dwangarbeiders en bannelingen; velen van hen waren eerder politieke gevangen dan misdadigers. Pas later volde de grote stroom van vrijwillige landverhuizers.

De exploratie van het binnenland begon met William Charles Wentworth (1793-1872), die zich in 1813 een weg over de bergketen baande die zich honderd kilometer ten westen van Sydney uitstrekt. Charles Sturt (1795-1869) ontdekte in 1828 de rivier de Darling, zo genoemd naar Ralph Darling, de gouvemeur-generaal van Nieuw-Zuid-Wales onder wie Sturt als secretaris had gediend. Hij volgde de rivier tot haar uitmonding in de Indische Oceaan.

Edward John Eyre (1815-1901) verkende de woestijngebieden van zuidelijk Australië in het begin van de jaren vijftig van de vorige eeuw, maar slaagde er al evenmin als Sturt in tot het midden van het vasteland door te dringen.

Een van Sturts reisgenoten op deze ontdekkingstochten was John McDouall Stuart (1818-1866). Hij ondernam zes pogingen het centrale gebied te bereiken en slaagde in 1860. Op zijn zesde en laatste reis stak hij het vasteland van het zuiden tot het noorden over.

Het binnenland van Afrika

Afrika is een staalkaart van contrasten. De noordoostelijke hoek (Egypte) vertegenwoordigt een van de oudste twee beschavingen ter wereld. Noord-Afrika vormde in het algemeen een onafscheidelijk deel van de mediterrane cultuur; eerst behoorde het tot het Romeinse Rijk en vervolgens tot de islamitische wereld. Niettemin bleef alles wat zich zuidelijk van het Romeinse Noord-Afrika bevond tot in de moderne geschiedenis in hoofdzaak voor de Europeanen onbekend.

De Sahara was daarvoor verantwoordelijk. Dit brede, dorre woestijngebied, dat zich over de hele breedte van Noord-Afrika uitstrekt, maakte Europese ontdekkingsreizen evenzeer onmogelijk als een keten van ondoordringbare bergen dat zou hebben gedaan.

Sinds de tijd van Hendrik de Zeevaarder waren de kusten van Afrika bekend geraakt, zelfs nog eerder dan die van de Amerika’s of Australië. Toch was het binnenland van Afrika het laatste van de bewoonbare gebieden die doeltreffend werden verkend. Het klimaat, de gevaarlijke dieren (hetzij grote zoogdieren of kleine insekten), de vijandige bevolking - alles droeg er toe bij Afrika tot ‘het duistere en geheimzinnige werelddeel’ te maken.

De grote rivieren vormden natuurlijk de sleutel tot het Afrikaanse binnenland. Van de Niger bijvoorbeeld, die aan de zuidkust van het vooruitspringende westelijke gedeelte van Afrika in de Golf van Guinee uitstroomt, was het binnenlandse verloop meer dan drie eeuwen nadat de monding goed bekend was geworden, nog steeds in raadselen gehuld.

De eerste Europeaan die de Niger onderzocht was Mungo Park (1771-1806). Tussen 1795-1797 voer hij van het uiterste westen van Afrika de rivier de Gambia op, waarna hij zich over land een weg naar het stroomgebied van de Boven-Niger baande, in het huidige Mali. Van daar volgde hij de Niger stroomafwaarts, gedeeltelijk te land en gedeeltelijk te water. In de loop van deze reis werd hij vier maanden door Arabieren gevangen gehouden en aan het einde overleefde hij maar nauwelijks een tropische ziekte. Een tweede poging die hij in 1805 ondernam om het door hem verkende gebied aan een grondiger onderzoek te onderwerpen had een noodlottige afloop. De expeditie werd in het huidige Nigeria door Afrikanen overvallen en Park verdronk.

Een expeditie onder de Schot Hugh Clapperton (1788-1827) bereikte het noorden van Nigeria over land. Het vertrekpunt was Tripoli aan de Middellandse Zee, van waaruit het gezelschap in 1822 dwars door de Sahara naar het zuiden trok. Zwarten en Arabieren hadden dit al vele malen met hun handelskaravanen gepresteerd, maar dit was de eerste keer dat moderne Europeanen dit traject volgden.

Begin 1823 wierpen zij eveneens als de eerste Europeanen een blik op het Tsjaadmeer, dat de noordoostelijke begrenzing van Nigeria vormt. Rondom dit meer hadden zich sinds mensenheugenis zwarte keizerrijken uitgestrekt, waar geen enkele Europese geschiedkundige ooit van had gehoord. Clapperton doorvorste het noordelijke deel van Nigeria en keerde naar huis terug om verslag uit te brengen. Evenals Park nam hij deel aan een tweede expeditie naar Nigeria, en evenals deze kwam hij er om.

Clappertons reisgenoot Richard Lemon Lander (1804-1834) zette het werk voort en tegen 1831 had hij het stroom verloop van de Niger volledig in kaart gebracht. En ook hij stierf daar tijdens een tweede expeditie.

De eerste Europeaan die Tombouctou (Timboektoe) bezocht, het bijna legendarische zwarte handelscentrum en de keizerlijke stad (tegenwoordig sterk in verval geraakt) aan de Midden-Niger, was de Schotse ontdekkingsreiziger Alexander Gordon Laing (1793-1826), die er op 18 augustus 1826 aankwam nadat hij bij een schermutseling gewond was geraakt. Twee dagen na zijn vertrek uit de stad werd hij gedood.

Meer geluk had een Franse ontdekkingsreiziger, René-Auguste Caillié (1799-1838), die Tombouctou op 20 april 1828 bereikte. Hij had zich goed voorbereid door de islam te bestuderen en Arabisch te leren, zodat hij zich als Arabier vermomd bij een karavaan kon aansluiten die van Egypte naar zijn reisdoel trok, waarna hij zich bij een andere karavaan voegde die van Tombouctou noordwaarts naar Marokko reisde. Daarbij moest hij talloze ontberingen doorstaan en moeilijkheden overwinnen, waaronder vijf maanden ziekte.

In de loop van de volgende halve eeuw werden de geografische bijzonderheden van West-Afrika door een groot aantal reizigers uitgewerkt en vastgelegd.

Het boeiendste mysterie van het Afrikaanse vasteland was zeker wel de kwestie van de oorsprong van de Nijl. Op het hoogtepunt van hun keizerlijke macht waren de Egyptenaren ruim 2500 kilometer stroomopwaarts gevaren, zonder echter een einde van de rivier, laat staan haar bronnen in het zicht te krijgen.

De eerste Europeaan die de Nijl opvoer was de Engelse reiziger Richard Pococke (1704-1765), die aan het eind van de jaren dertig moeizaam de plaats in het zuiden van Egypte bereikte die nu Aswan heet. In 1770 voer de Schotse ontdekkingsreiziger James Bruce (1730-1794) eveneens de Nijl op, tot hij bij Chartoem in de Soedan aankwam. Daar stromen twee rivieren samen, en hij volgde de oostelijke tak, die hij de Blauwe Nijl noemde en langs welke hij het westen van het tegenwoordige Ethiopië bereikte. Daar stelde hij vast dat de Blauwe Nijl zijn oorsprong in het Tanameer had, zodat hij het probleem meende te hebben opgelost. Dit was echter een vergissing, want de Witte Nijl, de westelijke tak die hij niet had gevolgd, was de hoofdstroom, waarvan de oorsprong voorlopig nog een mysterie zou blijven.

Arabische slavenhandelaren waren met verhalen over grote meren in Oost-Afrika teruggekeerd en sommige Europese ontdekkingsreizigers kregen de indruk dat deze meren - aangenomen dat ze werkelijk bestonden - heel goed de bronnen van de Witte Nijl konden vormen.

Richard Francis Burton (1821-1890) - die later zijn grootste roem als vertaler van de Duizend-en-een-Nacht verwierf - en John Hanning Speke (1827-1864) namen het initiatief tot de nodige verkenningen.

Evenals Caillié had Burton Arabisch gestudeerd en het was hem in 1853 gelukt als Arabier vermomd de islamitische heilige stad Mekka te bezoeken. Het lukte hem eveneens als eerste Europeaan schetsen en aantekeningen betreffende de afmetingen van de Kaaba, het heiligdom in het midden van de moskee, naar buiten te smokkelen. In 1854 begaf hij zich naar Oost-Afrika, waar hij, wederom vermomd, de heilige Ethiopische stad Harar betrad en die als eerste Europeaan weer ongedeerd verliet.

In 1857 ondernamen hij en Speke hun tweede poging om de bronnen van de Nijl te vinden; zij vertrokken uit Zanzibar aan de Afrikaanse oostkust, trokken door het gebied dat nu Tanzania heet en bereikten in februari 1858 het Tanganjikameer, het langgerekte meer langs de westelijke grens van Tanzania, duizend kilometer landinwaarts van de kust.

Hier kregen Speke en Burton een meningsverschil. Speke dacht dat de bron van de Nijl kon worden ontdekt door naar andere meren te zoeken. Burton was het daarmee oneens en zij gingen uiteen. Speke trok noordwaarts en bereikte op 30 juli 1858 het grootste meer in Afrika, dat hij Victoriameer noemde. Hij meende dat de oorsprong van de Nijl hier moest worden gezocht en wist dit bij een latere expeditie te bevestigen, toen hij op 28 juli 1862 in het noorden van het meer ontdekte dat er van daar af een rivier in noordelijke richting stroomde. Met inbegrip van de langste bronrivier die in het Victoriameer uitstroomt bleek de Nijl 6738 kilometer lang en daarmee de langste rivier ter wereld te zijn.

Van alle ontdekkingsreizigers in Afrika is David Livingstone degene die het meest tot de verbeelding van het publiek heeft gesproken. Deze Schotse zendeling, die van 1813 tot 1873 leefde, kwam in 1841 in Kaapstad aan en trok van daar in noordelijke richting om de zwarte bevolking tot het christendom te bekeren. (Hij drong er bij de blanke kolonisten echter óók op aan, de negers goed te behandelen.) Hij kwam verder noordelijk dan enige Europeaan tot die tijd en onderzocht als eerste de Kalahari, het woestijngebied in het huidige Botswana.

Livingstone stelde zich tot doel Afrika ver binnen te dringen en het werelddeel voor de beschaving en de handel open te leggen, zodat het niet aan de zelfzuchtige ambities van de slavenhalers overgeleverd zou blijven. Dat betekende dat hij niet alleen het hoofd moest bieden aan de natuurlijke gevaren van het Afrikaanse milieu, maar tevens dat hij zich de blijvende vijandschap van de Boeren en de Portugezen op de hals haalde. In 1855 en 1856 zwierf hij ver ten noorden van de Kalahari dwars door Afrika; hij bereikte Loeanda aan de noordkust van Angola en reisde vervolgens oostwaarts naar de rivier de Zambezi en de Indische Oceaan. Als eerste Europeaan had hij daarmee Afrika van het westen naar het oosten over land doorkruist, hoewel hij dit in tamelijk zuidelijk gelegen gebied deed, waar de totale breedte van het continent iets minder dan drieduizend kilometer was. In de middenloop van de Zambezi ontdekte hij een waterval die tweemaal zo hoog was als die in de Niagara en waaraan hij de naam Victoria- Watervallen gaf.

Bij een tweede expeditie onderzocht hij van 1858 tot 1864 met grote moeite het gebied rondom de Zambezi. Van 1866 tot 1873 ondernam hij zijn derde expeditie, die hem naar het merengebied bracht, waarna hij op 29 maart 1871 de bovenloop van de Kongo bereikte (sinds 1971 Zaïre genaamd), 375 kilometer westelijk van het Tanganjikameer.

Intussen had hij alle contact met Europa verloren, waar hij een zodanige vermaardheid genoot dat er grote ongerustheid over zijn mogelijke dood ontstond.

Bij wijze van reclamestunt zond de New York Herald een van zijn verslaggevers, de uit Wales geboortige Henry Morton Stanley (1841-1904), naar Afrika om Livingstone op te sporen. Stanley landde op 6 januari 1871 in Zanzibar en begaf zich met een goed uitgeruste karavaan het binnenland in. Hij trof Livingstone te Ujiji op de oostelijke oever van het Tanganjikameer aan, elfhonderd kilometer ten westen van Zanzibar, en begroette hem met correcte Britse hoffelijkheid: ‘Dr. Livingstone, veronderstel ik?’ - hoewel hij, als de enige Europeaan binnen een omtrek van duizend kilometer, onmogelijk iemand anders had kunnen zijn.

Stanley had geneesmiddelen en voorraden meegenomen waaraan Livingstone behoefte had, maar deze stierf anderhalf jaar later, waarna Stanley de taak op zich nam zijn onderzoekingen voort te zetten.

In 1876 was hij in het merengebied en hij voer om het Victoriameer heen. Hij reisde verder naar het meest westelijke punt dat Livingstone bereikt had en volgde de rivieren - Loealaba, Opper-Zaïre en Beneden-Zaïre - tot aan de Atlantische Oceaan, waarmee hij het hele verloop van de Zaïre (de voormalige Kongo) in kaart had gebracht.

Op zijn laatste expeditie loste hij de laatste twijfelpunten omtrent het merengebied op en in 1889 ontdekte hij het bergmassief Ruwenzori, dat zich langs de grens tussen Oeganda en Zaïre uitstrekt, met het Albertmeer aan de ene kant en het Edwardmeer aan de andere.

Het oostelijke Noordpoolgebied

Omstreeks 1880 waren de binnenlanden in de tropische en gematigde zones van alle werelddelen - zelfs Afrika - behoorlijk onderzocht en in kaart gebracht. Er behoefde alleen nog detailonderzoek te worden verricht.

De enige nog grotendeels onbekende gebieden op aarde waren Arctica en Antarctica, de gebieden rondom respectievelijk de noordpool en de zuidpool. Daar waren de omstandigheden voor ontdekkingsreizen nog zwaarder en meedogenlozer dan in het Afrikaanse binnenland.

Natuurlijk waren de motieven voor het verkennen van de poolgebieden van andere aard dan de beweegredenen die mensen er toe brachten de rest van het aardoppervlak te onderzoeken. In de poolgebieden kon men niet verwachten beschavingen of noemenswaardige natuurlijke hulpbronnen aan te treffen. Nu men alle hoop had opgegeven een bruikbare noordoostelijke of noordwestelijke doorvaart te vinden, bestond niet eens de mogelijkheid meer dat deze stroken als zeevaartroute ooit nog eens een rol van enig belang zouden spelen.

Toch was er ook nog een ander element in het spel, een heel oud verschijnsel dat niettemin steeds nieuw bleef: de menselijke nieuwsgierigheid, het verlangen naar kennis om geen andere reden dan de kennis zelf.

De eerste poolexpeditie die uitsluitend tot doel had kennis te vergaren werd door Rusland georganiseerd. Dat land had heel Siberië onder zijn invloedssfeer gebracht en zijn heerschappij strekte zich uit tot de met ijs bedekte woestenij in het noorden. De Russen wilden weten tot hoever hun bezittingen reikten en verlangden in het bijzonder een antwoord op de vraag of Azië in het uiterste oosten door een landstrook met Noord-Amerika was verbonden. Dezjnev, die dat oostelijke punt inderdaad had bereikt, had weliswaar gemeld dat er niet zo’n verbinding was, maar had hij zich niet vergist?

De Russische tsaar Peter de Grote gaf in zijn laatste levensjaar opdracht aan een Deense zeeman in Russische dienst, Vitus Jonassen Bering (1681-1741), de taak uit te voeren. In 1724 reisde Bering achtduizend kilometer over land van de Russische hoofdstad St. Petersburg aan de Oostzee naar Kamtsjatka, een groot schiereiland dat in het verre noordoosten van Siberië zuidwaarts van het vasteland verliep. Daar bouwde hij schepen en begon hij de verkenning van de zee, waarbij hij de kust van Kamtsjatka naar het noorden volgde en in 1728 de oostpunt van Siberië bereikte. Hij stelde vast dat Dezjnev gelijk had gehad en dat zich tussen Azië en Noord-Amerika een waterweg bevond, die nu Beringstraat heet.

In de loop van latere expedities bracht Bering gedeelten van de Siberische noordkust in kaart en onderzocht hij ook de zee ten zuiden van de Beringstraat, een watervlakte dat nu als de Beringzee bekendstaat. Hij ontdekte de Aleoeten, een eilandengroep die zich boogvormig langs de zuidelijke begrenzing van de Beringzee uitstrekt.

In 1741 landde Bering op het Noordamerikaanse vasteland en bereikte als eerste Europeaan het huidige Alaska. Op grond van Berings ontdekkingen maakte Rusland aanspraak op de Aleoeten en Alaska; het handhaafde tot 1867 een bezetting in beide gebieden, in welk jaar het ze aan de Verenigde Staten verkocht. Gedurende hun heerschappij verkenden de Russen Alaska en bereikten Kaap Barrow, het noordelijkste punt van Alaska. Kaap Barrow ligt op 71,26° NB, dus nog iets noordelijker dan de Noordkaap, het noordelijkste punt van Europa op 71,17° NB.

De Russen zetten hun onderzoekingen voort naar het zuiden tot het gebied van San Francisco, dat de Spanjaarden vanuit het zuiden hadden bereikt, zodat deze twee landen gezamenlijk het in kaart brengen van de westkust van de Amerika’s voltooiden.

De Siberische kust werd ook door anderen dan Bering verkend. Een van deze Russische expedities stond onder leiding van S. Tsjeljoeskin, die er in 1743 eindelijk in slaagde rondom het schiereiland Taimyr te trekken, dat van het midden van de Siberische kust naar het noorden uitsteekt en het hele jaar door ijs is ingesloten. Daardoor kon het niet met schepen worden omvaren, maar Tsjeljoeskin presteerde dit met sleden, waarna het meest noordelijke punt van het schiereiland te zijner ere de naam Kaap Tsjeljoeskin kreeg.

Kaap Tsjeljoeskin bevindt zich op 77,75° NB, hetgeen aanzienlijk verder noordelijk is dan Kaap Barrow in Alaska en de Noordkaap in Europa. Deze kaap ligt slechts negenhonderd kilometer zuidelijk van de noordpool en is daarmee het noordelijkste plekje vasteland ter wereld.

Er bestond in die tijd alle reden om aan te nemen dat geen der continenten zich tot aan de noordpool uitstrekte, maar er zouden verder noordelijk nog eilanden kunnen zijn, zodat men het nog steeds mogelijk achtte dat de noordpool zich op landgebied bevond.

Inderdaad werden er in de loop van de anderhalve eeuw na de speurtochten van Tsjeljoeskin nog eilanden ten noorden van de Siberische kust ontdekt. Het meest noordelijke stukje land daarvan is Rudolfa, een klein eiland in de Noordelijke Ijszee 1960 kilometer ten noorden van Archangelsk. Dit is nog vijfenzeventig kilometer noordelijker dan de meest noordelijke kust van Svalbard, slechts vijfhonderdvijftig kilometer van de noordpool.

Het eiland Rudolfa behoort tot een archipel die in 1873 werd ontdekt door de Oostenrijkse ontdekkingsreizigers Julius von Payer (1842-1915) en Karl Weyprecht (1838-1881). Zij gaven er de naam Franz-Josef-Land aan, naar de toenmalige Oostenrijkse keizer. De groep omvat de allemoor- delijkste landgebieden van het oostelijke halfrond, maar in 1873 had natuurlijk niemand nog die zekerheid.

Het westelijke Noordpoolgebied

Men ging van de mogelijkheid uit dat er eerder in het westelijke halfrond verder naar het noorden land zou kunnen zijn dan in het oostelijke. De eilanden die ten noorden van Canada een ontzaglijke archipel vormen en vooral het reusachtige eiland Groenland gaven voedsel aan die mening.

De Britse regering, die het bestuur over Canada uitoefende, hechtte er grote waarde aan haar arctische gebieden tot in bijzonderheden te kennen. Twee onderzoekers, John Ross (1777-1856) en William Edward Parry (1790-1855), stonden zowel gezamenlijk als afzonderlijk aan het hoofd van expedities die zich een weg tussen de eilanden van de Canadese archipel baanden. Tegen 1833 hadden zij bijna alle grote eilanden waargenomen, maar zij slaagden er niet in de archipel geheel achter zich te laten en de door ijs geblokkeerde zee te bereiken die naar de Beringstraat en Azië moest leiden.

In 1833 verkende Ross de kusten van de Golf van Boothia (naar Felix Booth genoemd, een drankhandelaar die de expeditie had gefinancierd). De westelijke kust was het schiereiland Boothia, dat de meest noordelijke uitloper van het Amerikaanse vasteland zou blijken te zijn. Het meest noordelijke punt daarvan - in 1847 ontdekt door de Schotse ontdekkingsreiziger John Rae (1813-1893) - ligt op 71,74° NB, ongeveer zestig kilometer verder noordelijk dan Kaap Barrow, maar 265 kilometer zuidelijker dan kaap Tsjeljoeskin.

De volgende poging werd door de Engelse ontdekkingsreiziger John Franklin (1786-1847) ondernomen. Deze had reeds van 1820 tot 1822 verkenningen te land uitgevoerd, waarbij hij nagenoeg de hele Canadese noordkust in kaart had gebracht. In 1845 zette hij zijn werk ter zee voort, waarbij de moderne techniek hem goed van pas kwam. Hij maakte gebruik van stoomschepen met centraal verwarmde kajuiten. In de loop van zijn reis verdwenen hij, zijn mannen en zijn schepen echter spoorloos.

Andere expedities gingen naar hen op zoek - veertig expedities in veertien jaar. In 1853 vond men eindelijk de eerste wrakstukken. Gedurende deze zoektochten wist men tevens de laatste onderdelen van de Canadese archipel in kaart te brengen.

Robert John McClure (1807-1873), een officier van de Britse marine die aan deze nasporingen deelnam, voer in 1850 in noordelijke richting door de Beringstraat, waarna hij zijn reis oostwaarts voortzette. Hij bereikte het meest westelijke eiland van de archipel, waar hij gedwongen was zijn schip op te geven. Dank zij de reis van McClure, die aansloot op de onderzoekingen in het noorden van het Oosten vormde, was nu echter het hele traject van de noordwestelijke doorvaart bekend. Niemand legde het in zijn geheel af, tot de Noorse poolreiziger Roald Amundsen (1872-1928) deze prestatie als het ware op zijn gemak van 1903 tot 1906 volbracht, met vele onderbrekingen voor overwinteringen en wetenschappelijk onderzoek.

Het meest noordelijke eiland van de Canadese archipel is Ellesmere, dat in 1852 zo werd genoemd naar het Britse parlementslid Francis Egerton, graaf van Ellesmere. Het is van de noordwestkust van Groenland gescheiden door een smalle zeestraat of zeeëngte, die hier en daar slechts tien kilometer breed is.

De Amerikaanse ontdekkingsreiziger Elisha Kent Kane (1820-1857) voer de zeeëngte in 1855 als eerste binnen. Hij bereikte een punt op 80,6° NB vóór het ijs hem de verdere doorvaart belette. Daarmee was hij bijna even noordelijk gekomen als de meest noordelijke landstreken van het oostelijke halfrond en toen scheen zowel Ellesmere als Groenland zich nog verder naar het noorden uit te strekken.

In 1871 gelukte het een andere Amerikaan, Charles Francis Hall (1821-1871), de zeeëngte tussen Ellesmere en Groenland tot 82,2° NB binnen te dringen. Dit was nog maar vijfhonderdvijftig kilometer van de noordpool en nog steeds was er land dat verder naar het noorden doorliep. Pas in 1907 kwam een Deense ontdekkingsreiziger, Ludvig Mylius-Erichsen (1872-1907), aan de nog koudere oostkust van Groenland zo ver noordelijk; hij stierf tijdens de expeditie.

Intussen waren andere reizigers begonnen het binnenland van Groenland te onderzoeken. De eerste belangrijke poging vond in 1878 plaats, toen de Deense reiziger Jens A.D. Jensen (1849-1936) van de kust af over een afstand van zeventig kilometer het binnenland introk en een ijzige hoogte van anderhalve kilometer boven de zeespiegel bereikte. Het werd duidelijk dat heel Groenland, dat driemaal zo groot is als Texas, met een dikke laag ijs moest zijn bedekt, hetgeen door alle latere onderzoekingen werd bevestigd.

In 1888 slaagde de Noorse ontdekkingsreiziger en geleerde Fridtjof Nansen (1861-1930) er eindelijk in op sneeuwschoenen en ski’s een tocht dwars over Groenland te volbrengen. Hij deed dit van het oosten naar het westen, waarbij hij een lijn iets zuidelijk van de poolcirkel volgde, waar Groenland ongeveer vijfhonderdtwintig kilometer breed is. Volgens verwachting stelde hij vast dat de ijslaag ononderbroken was en in de loop van zijn reis bereikte hij een punt dat 2,7 kilometer boven de zeespiegel lag.

In 1892 onderzocht de Amerikaanse ontdekkingsreiziger Robert Edwin Peary (1856-1920) de Groenlandse ijsvlakte in noordelijke richting en stelde vast dat deze zich tot ongeveer 82° NB uitstrekte. Nog verder noordelijk lag een kale, naakte landstreek, die de ijsvrije begrenzing van Groenland bleek te vormen. Het onderzoek van dit gebied, dat nu Pearyland heet, stelde de reizigers in staat de meest noordelijke grenzen van Ellesmere en Groenland te bepalen. Geen van deze twee eilanden reikte tot aan de noordpool.

Het noordelijkste punt van Ellesmere, kaap Columbia ligt op 83° NB, dus 235 kilometer dichter bij de noordpool dan Kaap Tsjeljoeskin. Van Groenland is de noordelijkste plaats Kaap Morris Jessup (naar een Amerikaanse bankier genoemd die enkele noordpoolexpedities financierde), aan de noordelijke kustlijn van Pearyland. Kaap Morris Jessup ligt op 83,63° NB, ongeveer vijfentwintig kilometer verder naar het noorden dan Kaap Columbia.

Later is gebleken dat Kaap Morris Jessup het allernoordelijkste stuk land ter wereld is en zich op een afstand van 475 kilometer van de noordpool bevindt.

Aanvankelijk bestond er uiteraard geen zekerheid of er nog land verder noordelijk dan Kaap Morris Jessup bestond. Waarom zouden er in de streek rondom de noordpool geen eilanden kunnen zijn? Enerzijds was het van enig wetenschappelijk belang dit na te gaan, anderzijds heerste er een soort manie die de mensen opdreef - een jacht naar records. Men vroeg zich af wie als eerste de noordpool zou bereiken en daarmee de eer en de onsterfelijkheid winnen die daarmee gepaard ging.

Sinds de oude Grieken tot de conclusie waren gekomen dat de aarde bolvormig moest zijn, had men beseft dat alle noordelijke richtingen op één punt moest uitlopen; met andere woorden: De aarde draait om een as die zich van dat meest noordelijke punt door het middelpunt van de aarde tot een meest zuidelijke punt uitstrekt. Deze snijpunten van de lijn van de as met het aardoppervlak zijn de noordpool en de zuidpool.

Aan deze punten werd een opperste, bijna mystieke betekenis gehecht, terwijl het ijs en het dodelijke klimaat waardoor ze werden bewaakt, het bereiken van de polen tot een prestatie maakten die uitsluitend met ontzaglijk levensgevaar kon worden uitgevoerd. Dit maakte de taak voor sommige onderzoekers alleen maar verleidelijker.

De eerste die een ernstige poging in het werk stelde om de noordpool te bereiken was Nansen, die Groenland al ongedeerd had overgestoken. Schepen die ondanks alle tegenmaatregelen in het poolijs waren vastgevroren, werden over grote afstanden met het ijs meegevoerd vóór ze in de lente weer vlot raakten. Nansen kwam op het idee dat een schip van speciale constructie om de druk van het ijs te weerstaan rustig mocht vastvriezen, zodat het wellicht als vanzelf over de noordpool zou worden gesleurd.

In 1893 voerde hij zijn plan uit, maar hij moest constateren dat de ijsgang niet in de richting van de noordpool voerde. Het schip kwam nauwelijks verder noordelijk dan 85° NB. Hij besloot het schip te verlaten en trok verder met hondesleden, die hem tot binnen vierhonderdtwintig kilometer van de noordpool brachten, op 86,22° NB verder noordelijk dan het noordelijkste stukje land op aarde.

Nansen slaagde erin onder het ijsdek de diepte van de Noordelijke IJszee te meten. Deze diepte was groot en nam toe naarmate men verder noordelijk kwam. De kans op het vinden van land in dit hoge noorden werd daardoor geringer, maar dat had geen invloed op de wedloop naar de noordpool.

Peary, de ontdekker van de ijsvrije landstrook die de noordelijke begrenzing van Groenland vormde, spande zich voor deze wedloop bijzonder in. Hij vestigde zijn basis in het uiterste noorden van het eiland Ellesmere, aangezien dit het noordelijkste gebied was dat door open water met schepen te bereiken was, en hij van hieruit de kortste afstand, minder dan achthonderd kilometer, met sleden zou moeten afleggen.

In 1905 bracht zijn eerste grondig georganiseerde reis vanuit Ellesmere hem tot driehonderdtwintig kilometer van zijn doel; op dit punt aangekomen, 87,10° NB, was hij echter gedwongen terug te keren.

Eind februari 1909 zette Peary alles op alles. Hij vertrok met een grote expeditie van vierentwintig man, honderddertig honden en negentien sleden, waarop hij ruim drieduizend kilo voorraden vervoerde. Onderweg richtte hij van plaats tot plaats opslag- en verblijfplaatsen in, waar een deel van het gezelschap telkens achterbleef. Van het laatste van deze stations waagde Peary met zijn hondeslee-menner Matthew Hensen (een neger), drie Eskimo’s en een aantal honden ten slotte de laatste sprong. En inderdaad bereikten zij op 6 april 1909 eindelijk de noordpool. Zij keerden vervolgens in hun eigen sporen terug en maakten gebruik van de stations die zij op de heenweg hadden ingericht. Op 25 april begaven zij zich weer aan boord van hun schip.

De steeds toenemende vorderingen die men in het onderzoek van het Noordpoolgebied maakte waren daaraan te danken dat de ontdekkingsreizigers zich als Eskimo’s leerden te kleden en ook hun manier van leven overnamen, waarbij zij honden in plaats van mankracht gebruikten om de sleden voort te trekken.

De Antarctische Oceaan

Het Zuidpoolgebied, Antarctica, stelde de onderzoekers voor nog grotere problemen dan het hoge noorden. Allereerst ligt de Antarctische Oceaan, of Zuidelijke IJszee, heel veel verder van Europa - het centrum van waaruit de meeste expedities vertrokken - dan het Noordpoolgebied. Vervolgens bleek het barre Antarctische klimaat nóg kouder en onherbergzamer dan het Arctische te zijn.

De eerste reizen waarop Europese zeevaarders in ernst enigszins in de nabijheid van het Zuidpoolgebied kwamen waren die waarbij Dias en da Gama langs de zuidelijkste begrenzing van Afrika voeren en Magellaan zijn tocht door de Straat van Magallanes voltooide. In deze gevallen stelde men geen enkel belang in wat er zich eventueel nog verder zuidelijk kon bevinden - het ging eenvoudig om verkenners die een handelsroute naar ‘Indië’ zochten.

Tijdens zijn doorvaart bereikte Magellaan een punt op 53,92° ZB dat veel zuidelijker lag dan enig ander punt dat voordien door Europeanen was bereikt. Toevallig was dit tevens het meest zuidelijke door mensen bewoonde vastelandsgebied op aarde. Zuidoostelijk van de Straat van Magallanes bevond zich nog bevolkt gebied, want er werden wachtvuren op waargenomen. Magellaan noemde het Tierra del Fuego (Vuurland), welke naam het tot vandaag toe draagt.

De aardrijkskundigen vermoedden aanvankelijk dat Tierra del Fuego deel uitmaakte van een uitgestrekt zuidelijk continent op geen andere redelijke grond dan dat de oude Grieken de mogelijkheid van het bestaan van zo’n werelddeel niet hadden uitgesloten.

In 1578 echter was de Engelse zeevaarder Francis Drake (1540-1596) op weg naar de westkust van Zuid-Amerika om daar de Spaanse nederzettingen te plunderen. Daartoe was hij door Straat Magallanes gevaren, en zodra hij in de Grote Oceaan uitkwam werd hij door een storm overvallen die hem zó ver naar het zuiden joeg, dat hij kon zien dat zich zuidelijk van Tierra del Fuego een open oceaangebied uitstrekte, dat nog steeds als de Straat van Drake bekend staat.

Het meest zuidelijke landgebied op of bij Tierra del Fuego is Kaap Hoorn, eveneens in 1578 door Drake ontdekt en genoemd naar de geboorteplaats van W.C. Schouten, die er in 1616 op een tocht om de wereld passeerde. Het eiland Hoorn ligt op 56° ZB, ongeveer 3850 kilometer van de zuidpool.

Niemand was erin geïnteresseerd nog verder zuidelijk door te dringen, althans in die tijd, maar gedurende de verkenningen van de zuidelijke Grote Oceaan, die tot de ontdekking van Australië leidden, werden er in het verre zuiden nog stukjes land aangetroffen.

In 1738 trof de Franse zeevaarder Pierre Bouvet de Lozier (1705-1786) op 54,43° ZB, toevallig een onbewoond stipje land in de zuidelijke Atlantische Oceaan aan, een eilandje dat nu de naam Bouvet draagt. Een andere Franse zeevaarder, Yves-Joseph de Kerguélen-Trémarec (1734-1797), ontdekte in 1771 het eiland Kerguelen, eigenlijk een zwerm van ongeveer driehonderd eilandjes in de zuidelijke Indische Oceaan op 49,5° ZB.

Geen van deze eilanden lag zo ver zuidelijk als Kaap Hoorn, maar beide waren van een troosteloze onherbergzaamheid die een aanduiding vormde van de hevigere koude in de Antarctische gebieden, aangezien soortgelijke stukken land op vergelijkbare breedten in het noordelijke halfrond veel minder afstotend waren.

In de loop van zijn tweede reis kwam kapitein Cook zó ver zuidelijk dat hij eindelijk de zuidpoolcirkel overschreed. Hij en zijn bemanning waren de eerste mensen in de geschiedenis - niet slechts de eerste Europeanen, maar de eerste mensen uit welke hemelstreek dan ook - die deze grens, waar de langste dag van het jaar precies een etmaal duurt, passeerden. Dat was op 17 januari 1773. Gedurende zijn reis stak Cook de poolcirkel nog twee keer over, en het verst zuidelijk drong hij op 30 januari 1774 door, toen hij op 71,17° ZB kwam, nog maar 1820 kilometer van de zuidpool. Daarbij werd hij voortdurend door ijs opgehouden, en nooit en nergens nam hij enig echt land waar.

Wel ontdekte Cook nog eilanden ten oosten en zuidoosten van Kaap Hoorn. Het meest zuidelijke eilandje van deze groep is Thule, dat zich op 59,43° ZB bevindt, 3460 kilometer van de zuidpool verwijderd.

Een der gevolgen van de verkenningen van kapitein Cook was de ontdekking dat de Zuidelijke Ijszee rijk aan robben en walvissen was. Dit trok uiteraard schepen aan waarvan de eigenaars niet werden gemotiveerd door de vreugde van wetenschappelijk onderzoek. Een Britse robben- vaarder, William Smith, ontdekte in 1819 de Zuid-Shetland-eilanden. Deze strekken zich ver zuidelijk van Kaap Hoorn uit, en het meest zuidelijke eilandje van die groep bevindt zich nog drieduizendvijftig kilometer van de zuidpool af, op 63° ZB.

Dit record hield niet lang stand. Op 16 november 1820 kreeg een eenentwintigjarige Amerikaanse robbenvaarder, Nathaniel Brown Palmer, zuidelijk van de Zuid-Shetland-eilanden land in zicht, hoewel het mogelijk is dat William Smith en de Britse marinecommandant Edward Bransfield hem voor zijn geweest. De wateren ten zuiden van de Zuid-Shetlands dragen de naam Straat van Bransfield.

In het begin had men geen besef van de betekenis van het aldus waargenomen land. Uiteindelijk bleek het een schiereiland te zijn, dat nu het Antarctische Schiereiland wordt genoemd. Het is inderdaad het meest noordelijke uitsteeksel van een continent. De in 1820 ontdekte uitloper ervan ligt echter nog ver noordelijk van de zuidpoolcirkel.

In hetzelfde jaar maakte de Russische marine-officier Fabian Gottlieb von Bellingshausen (1778-1852) een ontdekkingsreis in de wateren rondom de zuidpoolcirkel, waar hij een klein eiland ontdekte dat hij Peter I noemde. Het lag op 68,8° ZB, tweehonderdveertig kilometer ten zuiden van de zuidpoolcirkel. Dit was het eerste stukje echt Antarctisch land dat ooit is ontdekt.

Ook ontdekte Bellingshausen een veel groter stuk land ten westen van de aanhechting van het Antarctische Schiereiland. Dit nog meer zuidelijk gelegen eiland noemde hij Alexander I. Het water dat deze eilanden omspoelt is de Bellingshausenzee.

De Engelse walvisvaarder James Weddell (1787-1834) vond een stuk oceaan dat zich verder uitstrekte dan alle tevoren verkende gebieden, en op 20 februari 1823 bereikte hij het punt 72,25° ZB, waar hij door de krachtige wind en het ijs tot de terugkeer werd gedwongen. Weddell had hiermee echter het vijftig jaar oude record van Cook verbeterd en was tot minder dan achttienhonderd kilometer van de zuidpool gekomen. De baai of golf die Weddell was binnengevaren, eigenlijk een arm van de Atlantische Oceaan, ligt oostelijk van het Antarctische Schiereiland (Grahamkust of Palmer- Schiereiland) en staat nu bekend als de Weddellzee.

Alle ontdekkingen van land in Antarctische wateren gedurende de jaren twintig van de negentiende eeuw waren in het uitgestrekte gebied ten zuiden van Vuurland gedaan. In 1831 werd voor het eerst Antarctisch land aan de andere kant van de wereld waargenomen. In dat jaar zag de Engelse zeevaarder John Briscoe een kustlijn iets ten noorden van de zuidpoolcirkel, zuidelijk van Madagascar. Hij noemde het Enderbyland, naar de reder van zijn schip. Hij nam het alleen van een afstand waar, want het ijs maakte het hem onmogelijk er te landen.

In 1840 voer de Franse ontdekkingsreiziger Jules Dumont d’Urville (1790-1842) van Australië zuidwaarts. Hij ontdekte een kustlijn bijna precies langs de zuidpoolcirkel, waaraan hij de naam Adélieland gaf, naar de voornaam van zijn vrouw.

Bijna gelijktijdig volgde de Amerikaanse ontdekkingsreiziger Charles Wilkes (1798-1877) langdurig de kustlijn tussen Enderbyland en Adélieland, die verbazingwekkend nauwkeurig met de zuidpoolcirkel samenviel. Dit land strekt zich ten zuiden van de Indische Oceaan uit en draagt nu de naam Wilkesland.

Antarctica

Bij zijn terugkeer kondigde Wilkes als eerste aan dat alle afzonderlijke ontdekkingen van de afgelopen twintig jaar zodanig in elkaar grepen dat zij het bestaan aantoonden van een landmassa met de omvang van een continent rondom de zuidpool. Hiermee werd voor het eerst uiting gegeven aan het inzicht dat er op aarde een zesde werelddeel bestond dat bijna twee keer zo groot was als Australië, maar zich nagenoeg geheel binnen de zuidpoolcirkel uitstrekte en bijgevolg onbewoond en onbewoonbaar was, behalve misschien voor speciaal uitgeruste ontdekkingsreizigers en wetenschappelijke expedities. Dit werelddeel kreeg de naam Antarctica.

In januari 1841 voer de Schotse ontdekkingsreiziger James Clark Ross (1800-1862), een neef van de noordpoolreiziger John Ross, zuidelijk van Nieuw-Zeeland een baai naar Antarctica binnen die nu de Ross-Zee heet. Hij voer zuidwaarts tot hij op een torenhoge ijsmuur stootte, die zich zestig tot negentig meter boven de zee verhief. Het bleek een ijsplateau te zijn, een dikke laag ijs die als het ware over de zee was uitgeperst vanuit de ontzaglijke ijskap die over Antarctica ligt en negen keer zo dik is als de ijsbedekking van Groenland. Het Ross-IJsplateau, zoals dit tegenwoordig heet, bedekt een gebied van overigens open oceaan dat zo groot is als Frankrijk.

Over de zuidelijke gedeelten van de Weddellzee ligt eveneens een ijsplateau, dat Filchner-IJsplateau wordt genoemd, naar de Duitse ontdekkingsreiziger Wilhelm Filchner (1877-1957) die het als eerste verkende. Geen van deze ijsplateaus strekt zich tot aan de zuidpool uit. Het Ross-IJsplateau, strekt zich verder over het vasteland uit, en wel tot 86° ZB minder dan vijfhonderd kilometer van de zuidpool.

Op 23 januari 1895 ontscheepte een Noorse walvisvaarder onder bevel van Leonard Kristenson een gezelschap op de westkust van de Ross-Zee in Victorialand. Voor het eerst in de wereldgeschiedenis hadden mensen binnen de zuidpoolcirkel voet aan land gezet.

Een der leden van die groep was Carsten E. Borchgrevink (1864-1934), die in 1898 terugkeerde en met negen anderen in Antarctica overwinterde, hetgeen wederom een primeur betekende. Na zorgvuldige voorbereidingen ondernam Borchgrevink op ski’s de allereerste poging om te land naar het zuiden door te dringen. Op 16 februari 1900 was hij tot 78,8° ZB gevorderd en bevond hij zich nog slechts twaalfhonderdvijftig kilometer van de zuidpool.

Ook andere onderzoekers gingen aan de wedloop deelnemen, van wie de Engelsman Robert Falcon Scott (1868-1912) zeker een der meest energieken was. Hij en zijn metgezellen sleeden over het Ross-IJsplateau en kwamen op 12 december 1902 tot 82,28 graden zuiderbreedte waar de afstand tot de zuidpool nog maar achthonderd kilometer bedroeg.

Zijn reisgenoot Ernest Henry Shackleton (1874-1922) waagde later nog een poging. Op 9 januari 1909 slaagde hij er met zijn gezelschap in de zuidpool tot op 155 kilometer te naderen. Tot dit punt op 88,38° ZB had elk der vier mannen zijn eigen slede voortgesleept, en zij keerden slechts terug toen het duidelijk werd dat zij niet genoeg voedsel voor de terugreis zouden hebben als zij hun tocht nog verder zuidelijk voortzetten.

Alles was nu in gereedheid voor de laatste stormloop. Er waren twee ernstige kandidaten. De ene was Scott en de andere Amundsen, die zich al door zijn onderzoekingen in het Noordpoolgebied had onderscheiden.

Amundsen trof uitermate zorgvuldige voorbereidingen, waarbij hij gebruik van hondesleden en een groot aantal honden maakte. Toen Amundsen op 20 oktober 1911 vertrok, beschikte hij over tweeënvijftig honden. In de loop van zijn tocht doodde hij de zwakkere honden, die hij als voer voor de sterkere gebruikte om zodoende de voedselvoorraden voor de menselijke leden van de expeditie te sparen. Op deze manier werd hij niet gedwongen wegens voedseltekort terug te keren, zoals Shackleton was overkomen. Amundsen bereikte de zuidpool op 14 december 1911; toen de expeditie op 21 januari 1912 terugkeerde, waren er nog twaalf honden in leven en was er nog een ruime voorraad voedsel over.

De onderneming van Scott was minder zorgvuldig georganiseerd. Hij had zich minder afhankelijk van de bijdrage van honden gemaakt en werd door ongeluk achtervolgd. De laatste zeshonderdvijftig kilometer werden de sleden uitsluitend door mensen voortgesleept. Op 17 januari 1912 bereikte Scott met vier reisgenoten de zuidpool, waar hij het gedenkteken aantrof dat Amundsen daar al had geplaatst. Zij hadden negenenzestig dagen nodig gehad om de pool te bereiken, tegen de vijfenvijftig die de tocht van Amundsen had geduurd, en zij waren uitgeput. Op de terugreis werden alle vijf door een hevige sneeuwstorm overvallen; deze betekende de genadeslag, en alle vijf stierven op of omstreeks 29 maart 1912 van de kou.

In 1912 was aldus de vorm van al het land en al het water waarmee de aarde bedekt is voor het grootste deel tot in bijzonderheden vastgesteld als het gemeenschappelijke resultaat van vijf eeuwen van min of meer ononderbroken ontdekkingsreizen, waarvan de meeste waren uitgevoerd door Europeanen, en die waren begonnen in de tijd van Hendik de Zeevaarder.

Pas aan het eind van die periode schiep het toen pas tot ontwikkeling gekomen vliegtuig de mogelijkheid met grote snelheid en betrekkelijk weinig moeite over alle hinderpalen heen te vliegen. Op 9 mei 1926 vlogen twee Amerikanen, Richard Evelyn Byrd (1888-1957) en Floyd Bennett (1890-1928), van Spitsbergen naar de noordpool en terug op een ononderbroken vlucht die slechts vijftien uur in beslag nam. De eerste vlucht over Antarctica werd op 20 december 1928 uitgevoerd.

Het aardoppervlak was eindelijk op alle hoofdpunten in kaart gebracht.

4 – Hoogte- en dieptepunten op aarde

Bergen

Toen het hele aardoppervlak eenmaal in hoofdzaak was verkend en er van de hele aardbol met redelijke nauwkeurigheid kaarten konden worden gemaakt (waarop alleen nog bijzonderheden van min of meer ondergeschikt belang moesten worden ingevuld), was er nog geen sprake van dat het aardrijk geen horizon meer zou bezitten.

Er lagen nog steeds uitbreidingen in het verschiet.

Een voorbeeld: Hoewel het aardoppervlak in wezen een tweedimensionale structuur vormt (zij het een gekromd vlak, namelijk dat van een bol), bezit het hoogte- en dieptepunten die bijzondere problemen opleveren. De grote bergketens zijn hiervan het kardinale voorbeeld.

Bergen zijn voor de mens altijd indrukwekkend geweest. De kolossale gevaarten die hun toppen tot in de hemel verheffen, nevelig, in stilte gehuld, met sneeuw bedekt en schijnbaar ondoordringbaar, hebben de mens geïnspireerd en tegelijk tot nederigheid gestemd. In hun oneindig hoge verhevenheid leken zij meer geschikt als woonplaatsen voor goden dan voor mensen, en de mensen hebben de gebergten dan ook dikwijls als gewijde grond beschouwd, zodat zij het zinvoller achtten hun offers aan de goden op heuvels of bergen te brengen, dan in de vlakten.

In de Bijbel verhief God Zijn stem dreunend van de berg Sinaï, en daar was het dat de kinderen Israëls volgens het bijbelverhaal hun Wet ontvingen. De Bijbel vermeldt geen precieze aanduidingen van de ligging van de berg Sinaï, maar volgens de traditie gaat het om een der pieken in de zuidelijke punt van het schiereiland Sinaï, driehonderdtachtig kilometer ten zuiden van Jeruzalem. De hoogte is 2285 meter en de plaatselijke Arabieren noemen hem Djebel Moesa (Berg van Mozes). De naburige piek van de Djebel Katharina is 2637 meter hoog en zou in dat opzicht een nog indrukwekkender huis voor God vormen, maar tegen tradities valt niet te redeneren.

Evenzo kregen de Israëlieten in het Boek Deuteronomium opdracht in het nieuwe land waar zij zich zouden vestigen bepaalde belangrijke riten op bergtoppen uit te voeren. De bergen Gerizim en Ebal in Midden-Israël werden voor dat doel uitgekozen. Mettertijd werd de door Salomo in Jeruzalem gebouwde tempel het centrum van de joodse eredienst, en raakten de ‘hoge plaatsen’ buiten gebruik. Onder de Samaritanen, een joodse sekte, bleef de berg Gerizim echter de heilige plaats, hoewel hij slechts 885 meter hoog is.

De oude Grieken beschouwden de Olympus in het noorden van Griekenland als het huis van de goden. Hij is 2918 meter hoog en daarmee de hoogste berg op het Griekse schiereiland. Ook de Foedji-San, of Foedji-no-jama, 3776 meter hoog en daarmee de hoogste berg in Japan, is een heilige berg.

Met het voortschrijden van de tijd namen de religieuze inzichten een meer geestelijke vorm aan en werd het verblijf van de godheden van een bergtop op aarde naar het uitspansel overgebracht, en op den duur naar een bovenzinnelijke hemel die in het geheel niet tot het zichtbare heelal behoorde. Desondanks lijkt er wel enige rechtvaardiging te bestaan voor het vermoeden dat de koepels en torens die zich boven de kerken verheffen, de minaretten van de Islam, de ziggoerats van Babylonië en de piramiden van Egypte even zovele uitingen van hetzelfde oeroude menselijke instinct zijn dat de gelovigen er toe bracht de bergtoppen als de verblijfplaats van de goden te beschouwen.

Als we van godsdienst en bijgeloof afzien, constateren we allereerst dat bergketens obstakels voor de mens betekenden. Zulke obstakels konden zeer nuttig zijn, aangezien bergen als bescherming tegen invasielegers konden dienen of als plaatsen waar een vastberaden verdediging mogelijk was voor een bevolking die alle bijzonderheden van een berglandschap nauwkeurig kende, terwijl de invallers het zonder die kennis moesten stellen.

Zo hebben de Alpen Italië dat land in het noorden meestal doeltreffend beschermd, terwijl Zwitserland zijn vrijheid voor een groot deel aan datzelfde hooggebergte dankt.

Een overmatig vertrouwen in zulke versperringen bracht echter grote gevaren mee. De Carthaagse bevelhebber Hannibal voerde in 218 v. Chr. een verrassingsaanval op de Romeinen uit, toen hij, in plaats van uit Spanje over zee Italië te naderen, het enorme risico nam met een groot leger en olifanten over land te reizen en over de Pyreneeën en de Alpen te trekken.

Gewoonlijk boden bergen echter bescherming. Toen de moslims in 711 Spanje veroverden, stonden de Pyreneeën hun poging letterlijk in de weg, het Frankische Rijk aan hun gebieden toe te voegen. De Franken hielden stand, en toen Karei de Grote in 778 een tegenaanval lanceerde, werd hij op zijn beurt door de Pyreneeën tegengehouden. Tot de huidige dag vormen de Pyreneeën de grens tussen Frankrijk en Spanje, zoals de Himalaja de grens tussen China en India aangeeft, de Andes Chili van Argentinië scheidt, de Alpen de natuurlijke grenzen tussen Italië en zijn buurlanden vormen, en zo verder.

Beklimmingen van de Alpen

In de Oudheid en de Middeleeuwen schijnt niemand bergen te hebben beklommen om een andere reden dan de overkant te willen bereiken. In 1492 echter - het jaar waarin Columbus de Nieuwe Wereld ontdekte – leidde een Franse hoveling een groep bergbeklimmers naar de top van de Mont Aiguille (hoogte 2097 meter), vijfenveertig kilometer ten zuiden van Grenoble in het zuidoosten van Frankrijk.

Deze hoveling volbracht zijn taak omdat zijn vorst, Karel VIII (1470-1498) had gehoord dat de beklimming van deze berg onmogelijk was, en hij wilde eenvoudig nagaan of dit waar was. Als koning kon hij iemand anders gelasten de risico’s te lopen en de ontberingen te doorstaan.

De Zwitserse bioloog, arts en encyclopedist Konrad Gesner (1516-1565) beklom een aantal bergtoppen in de Alpen en schijnt daar veel genoegen aan te hebben beleefd. Hij schreef talloze boeken over de rijkdom aan planten en dieren die hij er aantrof en zijn bergbeklimmingen hadden bovendien het wetenschappelijke excuus dat hij naar zeldzame planten zocht die alleen in de bergen voorkwamen.

Zo was er ook in Noord-Amerika al een vroege bergsport-enthousiast. Daar beklom Darby Field, een inwoner van de kolonie New Hampshire, in juni 1642 de later zo genoemde Mount Washington, de hoogste berg (1917 meter) in het noordoosten van de Verenigde Staten. Het kostte hem moeite de Indiaanse gidsen over te halen hem te vergezellen, want de Indianen beschouwden het gebied van de berg als gewijde grond, hetgeen niet verwonderlijk is.

Pas in de achttiende eeuw werd het bergbeklimmen iets meer dan een inspannende liefhebberij waaraan zonderlingen zich soms overgeven. In die tijd begon de studie van de geologie, de wetenschap van de aardkost, te bloeien en de geleerden koesterden veel belangstelling voor bergachtig terrein. Ze bestudeerden er de formaties, de rotsen en de gletschers. Plantkundigen schonken steeds meer aandacht aan de typische flora van de bergen en zoölogen wijdden zich aan de fauna.

Aangezien de moderne wetenschap vooral in West-Europa groeide en bloeide, werden de Europese bergen het eerst door de geleerden bestudeerd - en daaronder vooral de Alpen, het hoogste berggebied in West-Europa.

De hoogste top in de Alpen is de Mont Blanc - het Franse woord blanc, wit, heeft natuurlijk betrekking op de eeuwige sneeuw waarmee de berg is bedekt - die 4807 meter hoog is, ruim twee keer de hoogte van de berg Sinaï. Hij ligt in het zuiden van Zwitserland, dicht bij de Italiaanse grens en ongeveer honderd kilometer ten zuidoosten van Genève. Deze en andere bergtoppen in de omgeving hadden de grootste en meest indrukwekkende gletschers in de Alpen, zodat ze naar verhouding de meeste aandacht trokken.

In 1760 kwam een natuurkundestudent uit Genève, Horace-Bénédict de Saussure (1740-1799), bij de Mont Blanc aan. In zijn latere leven vond hij als hoogleraar in de natuurkunde instrumenten uit om de atmosferische vochtigheid en elektrische spanningen te meten. Het woord ‘geologie’ is door hem ingevoerd. In 1760 echter was hij nog gewoon een jongeman die vol ontzag naar de Mont Blanc keek en er over dacht wat een fantastische ervaring het zou zijn naar de top te klimmen.

Hij voelde zich er zelf niet tegen opgewassen, maar loofde een geldprijs uit voor degene die de beklimming als eerste zou volbrengen. Pas zesentwintig jaar later ondernam iemand de poging deze prijs te winnen: de Franse arts Michel-Gabriel Paccard, die in 1786 samen met een drager de top bereikte en daarna de prijs in ontvangst kwam nemen.

Nu de Saussure wist dat de berg beklimbaar was, aarzelde hij niet langer. Het volgende jaar beklom hij als zevenenveertigjarige de Mont Blanc, waarbij hij wetenschappelijke instrumenten meenam om luchtdrukken, temperaturen en andere gegevens te meten. Na deze eerste kennismaking werd hij een verwoede bergbeklimmer, die iedere gelegenheid aangreep om rotsformaties in de bergen te bestuderen.

Hij merkte op dat de strata (gelaagd gesteente) weliswaar evenwijdig, maar niet horizontaal of zelfs maar regelmatig waren. Ze vertoonden allerlei krommingen, inzinkingen en lussen. Aanvankelijk nam hij aan dat de rotsen toevallig in die vorm waren gekristalliseerd, tot hij zag dat sommige lagen uit zand en grind bestonden en een tamelijk los verband vertoonden. Hij besefte dat zulke lagen niet in deze vorm op elkaar gestapeld konden zijn geweest, maar dat hun oorspronkelijk vlakke en horizontale vorm tijdens de vorming van de bergen moest zijn verwrongen en geplooid.

Het beklimmen van bergen bleek dus wetenschappelijk belang te hebben, maar die gedachte kwam bij slechts weinigen van de beklimmers op. Het bergbeklimmen was een sport geworden.

In 1854 beklom een Engelsman, Alfred Wills, tijdens zijn huwelijksreis de Wetterhom, een 3708 meter hoge Alpenpiek. Dat was onder die omstandigheden een merkwaardige bezigheid, maar er blijkt uit hoezeer deze gevaarlijke en inspannende sport zich had meester gemaakt van de fantasie van het soort mensen die dergelijke uitdagingen eenvoudig niet konden weerstaan.

Meer en meer waaghalzen - om een of andere reden bijna altijd van de Britse eilanden afkomstig - kwamen de bergwanden naar de toppen beklimmen en de Zwitsers organiseerden deskundige leiding voor hen, beroepsgidsen die ten behoeve van de toeristen een soort bergbeklim- merscorps gingen vormen.

Wel had de Alpensport iets van zijn aardigheid ingeboet doordat de hoogste piek, de Mont Blanc, als eerste was beklommen, zodat niemand meer een hoogterecord kon vestigen. Toch was hoogte op zichzelf niet de enige of zelfs maar zuiverste maatstaf voor de graad van moeilijkheid.

Neem de Matterhorn bijvoorbeeld, ongeveer twintig kilometer ten oosten van de Mont Blanc. Hij is 4478 meter hoog, 329 meter lager dan de Mont Blanc, maar zijn top schijnt loodrecht naar boven te steken en biedt vooral van de Italiaanse kant een afschrikwekkende aanblik. De beklimming werd algemeen voor onmogelijk gehouden.

Een Engelse kunstschilder, Edward Whymper (1840-1911), kwam naar de Alpen om bergtaferelen te schilderen en raakte volledig in de ban van de bergsport. In het begin van de jaren zestig van de achttiende eeuw ondernam hij niet minder dan zes pogingen om de Matterhorn aan de Italiaanse kant te beklimmen, die alle mislukten. Bij een van die gelegenheden kreeg hij echter een gedeelte van de Zwitserse kant van de berg in het gezicht en hij meende dat die hellingen er minder onbegaanbaar uitzagen.

Voor zijn zevende poging vertrok hij daarom van de Zwitserse kant en op 14 juli 1865 bereikte hij met zes metgezellen om 13.40 uur inderdaad de top. Op de terugweg echter, toen zij achter elkaar en door een lang koord verbonden al voortschuifelend aan hun afdaling bezig waren, gleed een van hen uit, de minst ervarene van het gezelschap. Het doel van het koord was een noodlottige afloop te verhinderen als er iemand mocht uitglijden; de anderen zouden zich dan aan de bergwand vastklemmen en degene die het ongeluk had gehad te vallen zou blijven hangen tot hij kon worden opgehesen.

Ditmaal verliep het echter averechts. De man die was gevallen trok de volgende mee, waarna het dubbele gewicht de derde man naar beneden rukte, die op zijn beurt de vierde meesleurde. Als het koord tussen de vierde en de vijfde man niet was gebroken, zouden allen de berg zijn afgestort. De vier mannen kwamen om, maar Whymper en twee Zwitserse gidsen werden gered. (Er deden wilde geruchten de ronde dat een der overlevenden het koord opzettelijk had doorgesneden, maar dat is nooit aangetoond.)

Dit afschuwelijke ongeluk vormde wonderlijk genoeg een bijzonder krachtige stimulans voor de bergsport en trok mensen aan die het liefst onder de bedreiging van levensgevaar in actie komen.

Zoals we het vaak zien wanneer een prestatie van bekwaamheid en moed na jaren van vergeefse pogingen eindelijk met grote moeilijkheden tot een goed einde is gebracht, werden herhalingen daarvan al spoedig alledaags en naar verhouding zelfs gemakkelijk. Slechts drie dagen na Whympers beklimming bereikte een Italiaanse groep de top van de nog moeilijkere Italiaanse kant. Tegenwoordig wordt de Matterhorn ’s zomers bijna dagelijks beklommen en in de afgelopen eeuw hebben ten minste honderdduizend mensen de top bereikt, hoewel er zeker negentig daarbij de dood hebben gevonden.

Na de Alpen

Tegen 1870 vormden de Alpen geen echte uitdaging meer. Er waren al te veel beklimmingen van te veel pieken uitgevoerd. De Alpen waren echter bepaald niet het hoogste gebergte ter wereld en de Mont Blanc was lang niet de hoogste piek.

Elders waren ook al pogingen ondernomen. In het Amerikaanse Rotsgebergte was in 1819 de Pikes Peak beklommen, maar deze is lager dan de Mont Blanc.

De eerste geslaagde beklimming van een hogere berg dan de Mont Blanc, werd in Ararat uitgevoerd, een gebergte in wat nu oostelijk Turkije is, in de hoek van het grensgebied tussen Iran en de Sovjet-Unie. De hoogste toppen van dit gebergte zijn de Grote en de Kleine Ararat, 5156 en 4030 meter hoog, zodat de eerstgenoemde 349 meter hoger is dan de Mont Blanc.

In 1829 werd de beklimming van de Grote Ararat ondernomen door een Duitser, Johann Jacob von Parrot. Hij had daar bijzondere beweegredenen voor: Ararat is volgens de Bijbel (Genesis 8:4) de berg waarop de ark van Noach na de zondvloed uiteindelijk bleef steken, en romantici hopen nog steeds dat er nog eens overblijfselen van dat oude schip zullen worden gevonden.

Von Parrot echter vond geen spoor van de ark. De berg is later nog herhaaldelijk beklommen en nu en dan duiken er berichten over wrakstukken op, maar daarvan is nooit iets overtuigend aangetoond.

De hoogste berg van Mexico is de Pico de Orizaba of Citlatépetl, op de oostelijke rand van de Cordillera Volcanica, die zich 70 kilometer ten westen van Vera Cruz tot een hoogte van 5700 meter verheft, en in 1848 voor het eerst onder leiding van Reynolds en Maynard werd beklommen.

Pas na 1870 echter begonnen bergbeklimmers echt over de hele wereld op zoek te gaan naar de hoge pieken.

Het bergmassief Kilimanjaro bevat de hoogste piek in Afrika. Deze bevindt zich in Tanzania, net zuidelijk van de grens met Kenya en 210 kilometer ten zuiden van Nairobi; hij is 5895 meter hoog. In 1889 gelukte de beklimming aan twee Duitsers, Hans Meyer en Ludwig Purtscheller.

Halford Mackinder, een Brit, slaagde er ongeveer tien jaar later in de iets lagere berg Kenya te beklimmen (hoogte 5193 meter) driehonderdtwintig kilometer ten noorden van Kilimanjaro.

Kilimanjaro betekende echter nog geen record. Bergbeklimmers hadden hun krachten al op het ketengebergte van de Andes beproefd, waar een der hoogste pieken de Chimborazo in Ecuador is, honderdvijftig kilometer ten zuiden van Quito en 6267 meter hoog. De beklimming was al door een aantal reizigers beproefd. De grote aardrijkskundige Alexander von Humboldt (1769-1859) had het waagstuk zelfs al in 1802 ondernomen, in de begintijd van het bergbeklimmen, en had een hoogte van 5760 meter weten te bereiken, bijna duizend meter hoger dan de top van de Mont Blanc. Aangezien hij niet helemaal tot de top was gekomen, wordt zijn prestatie gewoonlijk echter over het hoofd gezien.

In 1880 beklom Whymper, de bedwinger van de Matterhorn, de Chimborazo zelfs tot tweemaal toe. Hij had daarmee als eerste een berg met een hoogte van meer dan zesduizend meter, beklommen.

In de Andes bevinden zich nog hogere bergen dan de Chimborazo. De hoogste in het Andesgebergte, en trouwens in de hele wereld buiten Azië, is de Aconcagua, honderd kilometer ten noordoosten van Santiago op de grens van Chili en Argentinië. Deze berg is 6958 meter hoog en werd in 1897 door een expeditie onder leiding van de Engelsman Edward A. Fitzgerald beklommen.

De hoogste berg in Noord-Amerika is Mount McKinley in het zuiden van Alaska, tweehonderdvijftig kilometer ten zuidwesten van Fairbanks, die met zijn 6194 meter aanzienlijk lager is dan de Aconcagua, maar, vanwege zijn ligging niet ver zuidelijk van de noordpoolcirkel, van alle grote bergen op aarde het meest voor de naam ‘poolberg’ in aanmerking komt, waaruit tevens blijkt hoe moeilijk de beklimming ervan is. Pas in 1913 slaagde een gezelschap van vier man, onder leiding van de vijftigjarige Engels-Amerikaanse episcopaalse predikant Hudson Stuck (1863-1920), er in de berg tot aan de top te beklimmen.

In de twintigste eeuw wendde meer en meer bergbeklimmers zich naar het samenstel van bergketens die de Himalaja vormen, en die de hoogste bergen ter wereld omvatten. Er zijn op aarde ongeveer veertig bergtoppen hoger dan zevenduizend meter, en die treft men alle in het Himalajagebergte aan.

Als eerste hiervan werd in 1907 de Trisul in Noord-India beklommen. Deze is 7120 meter hoog en ligt driehonderd kilometer ten noordoosten van Delhi.

De hoogste berg in de Sovjet-Unie is de Communisme-Piek, die tot 7495 meter oprijst in het Pamirgebergte, de meest westelijke uitloper van de Himalaja. Hij ligt in de republiek Tadzjikistan, honderdtwintig kilometer westelijk van de Chinese grens. Een ploeg Sovjet-bergbeklimmers bereikte de top in 1933.

Ook dit was nog geen record, want in 1931 gelukte de beklimming van de Kamet, zeventig kilometer ten noorden van de Trisul en 7756 meter hoog. Vijf jaar later werd dit record opnieuw verbeterd toen een groep Engelsen in hetzelfde gebied de top van de 7817 meter hoge Nanda Devi bereikte.

De ware aristocraten van het gebergte waren de veertien pieken van boven de achtduizend meter, waarvan de meeste in het grensgebied tussen Nepal en Tibet (Xizang) zijn te vinden.

Dit was het dak der aarde en het bergbeklimmen bereikte hier een graad van moeilijkheid die vergelijkbaar is met die van de pooltochten. In één opzicht waren de bergpieken nog veel erger. Hoe bar de omgeving van de noord- en de zuidpool ook mocht zijn, men kon er tenminste ademhalen. In de hoge bergen van Nepal en Tibet echter was de lucht zo ijl, dat de geringste beweging met enorme inspanningen gepaard ging. Zuurstofcilinders werden uiteindelijk even belangrijk voor bergbeklimmers als sledehonden voor poolreizigers.

De eerste piek van meer dan achtduizend meter die werd veroverd, was de Annapoema in het noorden van centraal Nepal. Deze is 8078 meter hoog en werd eindelijk in 1950 door een Frans gezelschap onder leiding van Maurice Herzog bedwongen.

’s Werelds hoogste berg lag precies op de grens van Nepal en Tibet, ongeveer honderdvijftig kilometer van de Nepalese oostgrens. Pas in 1952 kwam zijn eerste plaats op de ranglijst buiten kijf vast te staan. Landmeetkundige berekeningen toonden toen aan dat de hoogste piek boven de 8800 meter uitkwam, hoger dan welke andere piek ook. De precieze hoogte van deze piek is nu op 8848 meter vastgesteld, dat is 1,84 maal zo hoog als de Mont Blanc en driemaal zo hoog als de Olympus. De Tibetanen spraken over de Tsjomoloengma (‘de Godin-Moeder van de wereld’) en in dit geval was hun ontzag voor een plaatselijke berg zeker niet misplaatst. In 1865 werd hij Mount Everest genoemd, naar sir George Everest, die van 1823 tot 1843 landmeter-generaal van India was geweest en door wiens onderzoekingen voor het eerst positie en hoogte waren bepaald.

Britse bergbeklimmers begonnen in 1920 met hun pogingen de Mount Everest te veroveren. Onder de meest gedrevenen van hen was George Leigh Mallory (1886-1924), die op de vraag waarom hij de Mount Everest wilde beklimmen het bezielde en vaak geciteerde antwoord gaf: ‘Omdat hij daar staat!’ Tegen zo’n antwoord valt niets in te brengen, en het geeft meteen de glorieuze reden aan die achter zo vele triomfen en rampen van de mensheid ligt.

In 1924 vochten Mallory en zijn vriend Andrew C. Irvine zich moeizaam van hun hoogste tussenstation omhoog; de achtergeblevenen zagen hen tot minder dan driehonderddertig meter van de top stijgen, toen er wolken kwamen opzetten en hen aan het gezicht onttrokken. Niemand heeft hen ooit teruggezien. In 1933 werd de top wederom bijna bereikt. In totaal werden er tussen 1921 en 1938, zeven pogingen ondernomen de Mount Everest langs de Tibetaanse hellingen te beklimmen, en ze mislukten allemaal.

Toen brak in 1939 de Tweede Wereldoorlog uit, gevolgd door de verovering van Tibet door communistisch China in 1949. Daarna waren er weer bergbeklimmers die de strijd met de berg wilden aan winnen. Tibet was afgesloten. In 1951 en 1952 werden drie pogingen van de Nepalese kant gewaagd, die alle mislukten, ook al kwam één expeditie tot minder dan driehonderd meter van de top.

Eindelijk werd in 1953 de grootste expeditie tot dan toe georganiseerd, waarbij volledig gebruik werd gemaakt van alle hulpmiddelen die de techniek te bieden had. De uitrusting omvatte zuurstofcilinders, geïsoleerde laarzen en kleren, apparatuur voor draadloze verbindingen en wat al niet meer zij. Er werden acht kampementen opgeslagen en de beklimming werd systematisch uitgevoerd, tot, op 29 mei 1953, Edmund P. Hillary (1919), een Nieuwzeelandse imker, met zijn Nepalese gids, sjerpa Tenzing Norke (1914), op het hoogste stukje land op aarde stond.

Sindsdien is de beklimming van de Mount Everest bijna twintig keer herhaald en zijn nagenoeg alle andere hoge bergtoppen bedwongen.

Ook in deze richting schijnt de horizon zijn grens te hebben bereikt.

Grotten

Waar het aardoppervlak niet horizontaal verloopt, is het niet alleen naar boven gericht, maar kent het binnen bepaalde grenzen ook limieten naar beneden. De opperhuid van de aarde is niet noodzakelijk gaaf en zonder onderbrekingen. Er vormen zich holten, bijvoorbeeld wanneer gesmolten lava rondom een luchtbel stolt of wanneer een enigszins heterogeen en oplosbaar gesteente geleidelijk door regenwater en bronnetjes wordt uitgeloogd. In zulke gevallen zullen zich op den lange duur grotten vormen.

In primitieve tijden verschaften zulke grotten een kant-en-klaar onderdak aan mensen. Ze boden bescherming tegen roofdieren en het weer, terwijl ze gemakkelijk met houtvuren waren te verwarmen. In grotten zijn vele fossielen en andere sporen van de mensen uit de Ijstijd gevonden; sommige grotten bevatten muurschilderingen die het vroegste getuigenis vormen van kunstzinnige neigingen in de mens.

Voor zover bekend is het langste grottenstelsel ter wereld de terecht zo genoemde Mammoth Cave (‘Mammoetgrot’), ongeveer 135 kilometer ten zuidwesten van Louisville in de Amerikaanse deelstaat Kentucky. De volgens ingewikkelde patronen onderling verbonden gangen zijn over een totale lengte van 232 kilometer te volgen, wat dubbel zo lang is als de uitgestrektheid van ’s werelds op één na langste grottenstelsel, dat van Holloch in Zwitserland.

De speleologie - het wetenschappelijk onderzoek van grotten - ontwikkelde zich aan het eind van de vorige eeuw tot een volwaardig studiegebied en gaf tegelijk aanleiding tot het ontstaan van een populaire en boeiende sport.

Reeds in 1841, om precies te zijn op 6 april, was een man genaamd Antonio Lindner in een grot nabij Triest (in het toenmalige Oostenrijk-Hongarije) tot een punt doorgedrongen dat 329 meter beneden de ingang van de grot lag. Een dergelijke diepte had nog niemand tot die tijd bereikt en gedurende de hele negentiende eeuw is ook niemand nog dieper in de aardkorst afgedaald.

In de twintigste eeuw is het verkennen van grotten bijna een rage geworden. In Frankrijk kwamen de allerdiepste grotten voor - hetgeen natuurlijk niet gelijkstaat met de meest uitgestrekte. Voor zover tot nu toe bekend, is de diepste van alle de Gouffre de la Pierre St.-Martin in de westelijke Pyreneeën, en op een speurtocht van 8 tot 11 november 1969 slaagde een groep onderzoekers er in een punt te bereiken dat 1173 meter beneden de ingang tot de grot lag.

Het staat niet vast of er niet ergens ter wereld nog diepere grotten bestaan, maar heel veel dieper kan een grot in ieder geval niet zijn, omdat de druk naarmate men dieper door de rotslagen afdaalt snel toeneemt. De temperatuur stijgt eveneens snel, en de combinatie van temperatuur en druk zal alle holten dichtdrukken die zich op diepten van meer dan een kilometer bevinden. Grotten vormen dan ook verschijnselen die strikt tot het aardoppervlak beperkt zijn; het dikwijls in pseudo-wetenschappelijke fabels, onnozele toekomstromans en slechte films uitgewerkte idee, dat er spelonken zouden bestaan die regelrecht naar een hol middelpunt van de aarde zouden leiden, berust dan ook geheel en al op het gedroom van ondeskundige fantasten.

Natuurlijk heeft de mens van de vroegste tijden af naar water en ertsen gegraven, waarbij hij door de nood gedreven soms op heel grote diepten kwam.

In Montana is in oktober-november 1961 een 2230 meter diepe waterput geboord, tweemaal zo diep als - voor zover bekend - het laagst gelegen punt in een natuurlijke grot.

Mensen op zoek naar goud zullen zelfs nog dieper willen graven. Zuid-Afrika heeft de diepste mijnen, en een daarvan, bij Carltonville, bereikte in april 1974 een diepte van 3540 meter. Op zulke diepten moet de aangevoerde lucht worden gekoeld om de arbeiders in staat te stellen hun werk te doen, terwijl de druk op het gesteente die door de hoger gelegen lagen wordt uitgeoefend zó hoog is dat de tunnels voortdurend aan instortingsgevaar blootstaan. Het is onwaarschijnlijk dat de mens veel dieper in de aardkost kan doordringen voordat er belangrijke technische vorderingen zijn gemaakt.

Er worden zelfs nog diepere gaten geboord voor het meest begeerde van alle aardse goederen: olie. De diepste oliebron die op het ogenblik wordt geëxploiteerd bevindt zich in Oklahama, waar men een diepte van 9583 meter heeft bereikt, een diepte die groter is dan de hoogte van de Mount Everest.

5 – De oceaan

Oppervlaktelagen van het water

Tot hier toe hebben we de terugwijkende horizon van de mens hoofdzakelijk in verband met het landoppervlak van de aarde behandeld. De zee hebben we daarbij alleen als verkeersweg beschouwd, namelijk als middel om van het ene stuk land naar het andere te komen. Toch vormt de zee, die zeventig procent van de oppervlakte van de aarde uitmaakt, onmiskenbaar en onweerlegbaar een gebied voor studie, een nieuwe horizon dus.

Men heeft de oceanen al sinds mensenheugenis bevaren, maar de belangstelling ervoor bleef gewoonlijk tot de oppervlakte beperkt. De enorme watermassa’s beneden de oppervlakte zijn daarbij grotendeels veronachtzaamd: Het was het domein van vissen en vele andere levensvormen die naar verscheidenheid en evolutie niet alleen veel omvangrijker en gevarieerder, maar ook veel ouder zijn dan alle leven op het land.

Natuurlijk staan mensen niet geheel vreemd tegenover de wereld van het water. Homo sapiens is in al zijn verrichtingen een landzoogdier dat gedurende zijn hele leven geen enkel contact met water nodig heeft - behalve om het te drinken en zich ermee te wassen. Toch kan de mens, als hij dat wil, zich in het water begeven en zich er in voortbewegen.

Vele landzoogdieren kunnen gemakkelijk zwemmen, waarbij zij in het water in principe dezelfde bewegingen met hun ledematen maken als die waarmee zij zich op het land verplaatsen. Zo gelukkig is de mens niet. Zijn methode van verplaatsing op de vaste grond is geheel toegespitst op het gebruik van zijn beide voeten. In het water echter lukt hem dat niet en is hij gedwongen naar de houding van de viervoeters terug te keren. Hij moet dan alle vier zijn ledematen gebruiken, en dat is iets wat moet worden aangeleerd. Na dit leerproces is zwemmen echter een prettige bezigheid, waaraan veel mensen zich geestdriftig overgeven.

Een mens is in staat geheel onder water te zwemmen; verder kan hij bijvoorbeeld watertrappen of van een hoogte in het water duiken. Toch is zijn lichaam in het geheel niet behoorlijk voor al die verrichtingen aangepast. Iemand kan slechts zo lang onder water blijven als hij zijn adem kan inhouden, en dat is maar een zeer beperkte tijd, hoe geoefend of ervaren hij ook mag zijn.

Voor de gemiddelde mens is het bijzonder moeilijk zelfs maar één minuut onder water te blijven. Een echt deskundige zwemmer brengt het met veel oefening misschien tot twee en een halve minuut. Een periode van vijf minuten onder water is echter voor ieder mens dodelijk. De hersenen hebben dan de beschikbare hoeveelheid zuurstof verbruikt en ondergaan daarna beschadigingen die zij niet meer kunnen herstellen.

Natuurlijk zijn er landdieren die veel beter aan het waterleven zijn aangepast. Het best aangepast in dit opzicht zijn de walvissen en de daarmee verwante zoogdieren. Hun aanpassing is zelfs zó grondig dat, hoewel zij van voorouders zijn geëvolueerd die landdieren waren, zij niet meer in staat zijn buiten het water te leven. Walvissen getuigen in vele opzichten van hun afkomst van landdieren: ze hebben bijvoorbeeld longen waarmee ze lucht in- en uitademen, hoewel ze zich nooit buiten het water begeven. Ze zijn echter niet veroordeeld om aan de oppervlakte te blijven, zoals wij. De potvis, de grootste tandwalvis, kan tot vijf kwartier achter elkaar onder water blijven, terwijl de veel kleinere dolfijn tot twee uur onder water schijnt te kunnen blijven.

Een mens kan niet erg diep komen, want met de diepte neemt de waterdruk snel toe en stelt al spoedig een grens aan het menselijke uithoudingsvermogen. In het vooruitzicht van hoge beloningen is de mens echter in staat die grens enigszins te verleggen. Parelduikers die in ondiepe zeeën oesters vergaren, kunnen zich dwingen tot vijftien meter of zelfs meer af te dalen, en gedurende twee minuten onder water te blijven vóór zij weer aan de oppervlakte moeten komen om nieuwe lucht in te ademen. Die prestaties leverden zij in de Middellandse Zee en in de Perzische Golf al in de vroegste dagen van de beschaving. In onze tijd zijn onbeschermde mensen soms naar diepten tot dertig meter gezwommen ... maar de potvis duikt tot negenhonderd meter diepte om zijn voedsel te zoeken.

Door zijn vernuft te gebruiken kan de mens leren onder water beter te functioneren. Een luchtdichte, doorzichtige bedekking van het gezicht verschaft weliswaar geen lucht, maar beschermt de ogen en maakt het gemakkelijker om voor zich uit te zien. Reeds in de veertiende eeuw bedachten duikers in de Perzische Golf doorschijnende voorzetstukken van dun schildpad, die bruikbaar waren; hoe primitief ze volgens onze moderne normen ook mogen zijn geweest.

Het gebruik van duikbrillen dateert uit de jaren zestig van de vorige eeuw. Ruim een halve eeuw geleden deed de snorkel zijn intrede (naar het Duitse woord Schnorchel, hoewel het om een Nederlandse uitvinding gaat), een luchtpijpje of mondstuk voor onderwaterzwemmers, waarbij het andere einde boven het water uitsteekt. Ook hiermee waren echter geen zeer grote diepten te bereiken, want de druk van het water op de borstkas was hoger dan de luchtdruk binnen in de borstkas, zodat het zelfs op heel geringe diepten onmogelijk werd de borstholte te laten uitzetten en tegen de waterdruk in te ademen.

In 1933 kwamen de voetvinnen in zwang. Duikmaskers, snorkels, vinnen en vliezen stelden de zwemmers in staat zich onder water doeltreffender en langduriger voort te bewegen, dan door alleen zonder van hulpmiddelen gebruik te maken de adem in te houden mogelijk was. Toch kon men op die manier alleen maar vlak onder het wateroppervlak zwemmen. De Engelse uitdrukking ‘skin diving’ voor deze activiteiten geeft dan ook aan dat ze uitsluitend op geringe afstand beneden de ‘skin’ of ‘huid’ van het water zonder gebruikmaking van een duikerpak worden uitgevoerd.

Gedurende de Tweede Wereldoorlog werden duikers met maskers en vinnen ingezet om kuststreken te verkennen en om onder de waterlijn explosieve ladingen op scheepswanden aan te brengen. De Italiaanse strijdkrachten hebben het gebruik van deze ‘kikvorsmannen’ ingevoerd, waarna het zeer snel door de andere oorlogvoerende landen werd overgenomen.

Het eigenlijke probleem bestond natuurlijk uit het ontwerpen en vervaardigen van een autonome duikuitrusting, die een onderwaterzwemmer althans gedurende enige tijd onafhankelijk van luchttoevoer van boven af maakte. In dezelfde oorlogsjaren begonnen de duikers dan ook cilinders met samengeperste lucht met zich mee te nemen, waarbij de uitgeademde lucht door bussen met chemicaliën werd gevoerd die de kooldioxyde opnamen en door automatische toevoeging van zuurstof weer voor hergebruik geschikt werd gemaakt. Er bestaan verschillende systemen, waarvoor de grondslag in 1943 werd gelegd door de Franse marine-officier Jacques-Yves Cousteau (1910), en die ‘aqua-longen’ of ‘waterlongen’ werden genoemd. Na de oorlog gaven deze aanleiding tot het ontstaan van de zeer populair geworden sport die de naam ‘scuba-duiken’ kreeg, waarin ‘scuba’ een letterwoord is voor ‘self-contained underwater breathing apparatus,' dus autonoom onderwater-ademtoestel.

Ervaren scuba-duikers kunnen gemakkelijk diepten van zestig meter bereiken en daar enige tijd verblijven. Bij een hogere druk van het water lost stikstof in hogere mate in het bloed op, waardoor een soort vergiftigingsverschijnsel ontstaat dat de scuba-duiker er toe verlokt nog dieper af te dalen of te lang onder water te blijven, hetgeen dodelijke gevolgen kan hebben.

Ook een diepte van zestig meter is echter nog maar heel oppervlakkig in verhouding tot de totale diepte van de oceaan, en zelfs de beste scuba-duiker bevindt zich nog steeds in de ‘huid’ van de oceaan.

De diepten van de zee

De eerste uiting van nieuwsgierigheid naar de grotere diepten van de zee is, voor zover bekend, van de Griekse wijsgeer Posidoniums afkomstig. Omstreeks 100 v. Chr. zou hij de diepte van de Middellandse Zee buiten de kust van het eiland Sardinië hebben gemeten, waarbij hij, in het metrieke stelsel omerekend, tot achttienhonderd meter zou hebben gepeild.

Het bleef echter bij deze afzonderlijke poging, aangenomen dat er enige waarheid in dit verhaal schuilt. Pas in de achttiende eeuw raakten geleerden in de diepten van de zee geïnteresseerd, en toen nog hoofdzakelijk uit belangstelling voor het in de zee bestaande leven.

Hoe konden zij de levensvormen onder de oppervlakte van de oceaan waarnemen? Er viel nauwelijks iets te bereiken door een eindje in zee te duiken en dan wat rond te kijken. Het lag dus voor de hand de situatie om te keren en levende organismen uit de diepten te halen en aan de oppervlakte te brengen.

In de jaren zeventig van de achttiende eeuw ontwierp de Deense bioloog Otto Müller (1730-1784) een sleepnet dat in een ijzeren raam was bevestigd en vele meters beneden de oppervlakte van het water kon worden voortgetrokken. Levende wezens zouden in de mazen verstrikt raken en aldus kunnen worden opgehaald.

Een bioloog die met bijzonder succes van een sleepnet gebruik maakte was de Engelsman Edward Forbes (1815-1854), die in de jaren dertig van de vorige eeuw het leven in de Noordzee en andere wateren rondom de Britse eilanden bestudeerde. Wat later, in 1841, begaf hij zich op een schip van de marine naar de oostelijke Middellandse Zee, waar hij zijn sleepnet grondiger en systematischer gebruikte dan ooit tevoren was gedaan. Hij bestudeerde alle levende wezens die werden opgehaald, waaronder bijvoorbeeld een zeester van een diepte van vierhonderd meter.

Planten kunnen slechts in de bovenste lagen van de oceaan leven, aangezien het zonlicht niet meer dan ongeveer vijfenzeventig meter in het water doordringt. Dieren kunnen niet van planten leven (behalve via een omweg), zodat Forbes meende dat er nauwelijks dierlijk leven kon bestaan beneden het niveau waar planten voorkwamen. Hij dacht dan ook dat de diepte van vierhonderd meter van waar hij zijn zeester had opgehaald wel ongeveer de grens van het leven in de zee moest zijn en dat de oceaan die zich daaronder uitstrekte dor en levenloos was.

Maar op het moment dat hij tot deze slotsom kwam werden er al bewijzen van het tegendeel aangevoerd.

James Clark Ross, die in 1841 de kusten van Antarctica verkende, zoals we in het vorige hoofdstuk hebben gezien, was doelbewust bezig niet alleen het nieuwe land in kaart te brengen, maar wilde tevens zo veel mogelijk feiten omtrent de omringende oceaan leren.

Afgezien van het twijfelachtige verhaal over Posidonius was Ross de eerste die probeerde de diepte van de oceaan vast te stellen. Hij liet een lange, met gewichten verzwaarde kabel neer, in de hoop de bodem te raken. Ook gebruikte hij sleepnetten op grotere diepten dan ooit tevoren, waarbij hij van een diepte tot zevenhonderddertig meter - dus veel dieper dan het door Forbes aangenomen maximum - allerlei vormen van dierlijk leven ophaalde.

Het verslag van Ross maakte destijds weinig indruk, maar een paar jaar later gebeurde er iets, dat schijnbaar niets met dit onderzoek te maken had, maar het diepzee-onderzoek toch plotseling in een enorme versnelling bracht.

In 1844 had de Amerikaanse uitvinder Samuel F.B. Morse (1791-1872) de eerste telegraaflijn aangelegd. Deze liep van Baltimore naar de stad Washington, een afstand van vijfenzestig kilometer, en voor het eerst in de geschiedenis was er directe communicatie mogelijk geworden.

De telegraaf was een eenvoudige uitvinding - althans toen hij eenmaal was uitgevonden! - en kon zijn tentakels zonder hoge investeringen betrekkelijk gemakkelijk naar alle kanten uitstrekken. Binnen weinige jaren waren de industriecentra van Europa en Noord-Amerika verbonden door een wijdvertakt net van draden, welke aan palen werden bevestigd, die overal langs wegen en spoorlijnen werden geplaatst.

Sommige plaatsen waren echter door water gescheiden en het was natuurlijk onmogelijk telegraafpalen in de bodem van rivieren of armen van de oceaan te bevestigen. Voor dit probleem vond men een oplossing door de draden in een waterdichte bekleding te wikkelen en er ‘kabels’ van te maken. Die kabels konden dan op de bodem van het water worden gelegd.

In de jaren veertig van de vorige eeuw deed men dit dan ook ten einde de rivieren de Hudson en de Mississippi te overspannen, om maar een voorbeeld te geven. Tien jaar later lagen er eveneens kabels op de bodem van Het Kanaal en de Ierse Zee, zodat Engeland telegrafisch met Ierland en Frankrijk was verbonden.

Er bestond echter nog geen oplossing voor de gigantische taak een kabel over bijna vijfduizend kilometer Atlantische Oceaan te leggen om Europa en Noord-Amerika onderling te verbinden.

Toch was de beschikbaarheid van zo’n verbinding, geheel afgezien van de normale wederzijdse contacten tussen belanghebbenden, in de familie der volkeren onmisbaar geworden. In december 1814 hadden Groot- Brittannië en de Verenigde Staten in Gent een vredesverdrag gesloten dat een eind aan de oorlog van 1812 maakte. Het bericht over dit verdrag kon de Verenigde Staten echter niet bereiken vóór er een schip de Atlantische Oceaan was overgestoken, en dat nam zes weken in beslag. Terwijl het schip met instructies en bijzonderheden onderweg was, werd op 8 januari 1815de slag om New Orleans gestreden, de grootste en bloedigste uit de hele oorlog, en dat terwijl de oorlog formeel al voorbij was. Als er maar eenmaal een kabel over de Atlantische Oceaan was gelegd, kon iets dergelijks nooit meer gebeuren.

Een Amerikaanse financier, Cyrus West Field (1819-1892), was vast besloten deze verbinding tot stand te brengen. In 1854 richtte hij een Amerikaanse maatschappij op die tot doel had de nodige fondsen bijeen te brengen en het eigenlijke werk uit te voeren. Een Britse geleerde, William Thomson, lord Kelvin (1824-1907), wijdde zich aan de wetenschappelijke aspecten van de taak en dacht methoden uit om het signaal periodiek te versterken, opdat het de overkant van de oceaan kon bereiken zonder tot een zwak en onontwarbaar gefluister te worden verminkt.

In 1858 kon er eindelijk een kabel worden gelegd. Deze liep van Newfoundland naar Ierland, waar hij op bestaande netten werd aangesloten, zodat president Buchanan en koningin Victoria groeten konden uitwisselen. De isolatie bezweek echter al spoedig, waardoor de kabel nutteloos werd.

Ondanks deze teleurstelling en ondanks het verlies van zijn fortuin (dat hij zich in de papierindustrie had verworven) begon Field van voren af aan. Ditmaal kon hij over de Great Eastern beschikken, het eerste stoomschip dat als een oceaanreus, in de tegenwoordige betekenis, kan worden beschouwd. Het was tweehonderdelf meter lang, veel langer en groter dan enig ander schip dat in 1858 bestond, het jaar waarin het van stapel liep. Het was in zekere zin zijn tijd vooruit en was op zijn transatlantische reizen dan ook nooit volgeboekt - tegelijk een technisch wonder en een economische ramp. Eindelijk echter vond het de bestemming waarvoor hij als geknipt was: het transport van de talloze tonnen kabel en de installaties die nodig waren om deze op de oceaanbodem te leggen.

In 1866 werd de eerste duurzame kabel gelegd. Hij werd door andere gevolgd, totdat eindelijk noch de Atlantische noch enige andere oceaan een hinderpaal voor de elektrische communicatie meer vormde.

Dit alles had natuurlijk invloed op het wetenschappelijke inzicht in de diepte van de oceanen. Als er een kabel op de zeebodem moest worden gelegd, diende men vooraf vrij nauwkeurig te weten hoe diep die was, hoe regelmatig of onregelmatig hij verliep en of een bepaalde route voordelen boven een andere bood.

De juiste man voor deze taak was de Amerikaanse marine-officier Matthew Fontaine Maury (1806-1873). Na een ongeluk met een postkoets in 1839, had hij de dienst verlaten en was hij gedwongen zich in zijn studeerkamer terug te trekken, van waar uit hij een onderzoek naar de oceaan winden en -stromingen instelde dat hem uiteindelijk tot de ‘vader van de oceanografie’ zou maken.

In 1850 bestond zijn aandeel in het grote project van de trans-atlantische kabel uit het bepalen van oceaandiepten en het maken van kaarten met aanduidingen van het profiel van de zeebodem. In die dagen bestond de enige manier om de diepte van de zee te meten uit het laten vieren van een lange lijn tot deze de bodem raakte, waarna men bepaalde welke lengte daarvoor nodig was geweest.

Gemakkelijk was deze taak niet. Wegens de diepte van de oceaan moest men zeer lange, stugge en dus onhandige lijnen gebruiken. Het vieren en ophalen nam veel tijd in beslag, en dan nog had men nooit de zekerheid dat de lijn werkelijk verticaal hing; de stromingen konden er een schuine stand aan geven, zodat de gemeten diepte wellicht groter dan de werkelijke waarde was. Bovendien bestond steeds de mogelijkheid dat de lijn in een diepe geul terechtkwam ofwel op een verheffing bleef steken die aanzienlijk boven de omringende bodem lag. In het algemeen heerste de mening dat de bedding van de oceaan nauwelijks geprofileerd was - de beweging van het water zou verhoogde plekken immers geleidelijk verspreiden en de geulen zouden zich met bezinksel en afzettingsmateriaal vullen. De betrekkelijk weinige metingen die Maury kon laten uitvoeren konden weinig aan dat idee toe- of afdoen.

Toch had Maury tegen 1855 vastgesteld dat de Atlantische Oceaan in het midden beslist ondieper scheen te zijn dan in de omringende gebieden. Aan deze rug gaf Maury de naam ‘Telegraafplateau’, ter ere van de kabel die de telegrafische berichtgeving dwars over de oceaan zou gaan verzorgen.

Tot de vaartuigen die de moeizame dieptemetingen (of ‘peilingen’) verrichtten behoorde het Britse schip Bulldog, dat in 1860 was uitgevaren. Aan boord bevond zich dr. George C. Wallich (1815-1899), wiens taak het was alle vondsten van dierlijk leven te onderzoeken. In oktober keek hij toe terwijl er een lijn werd neergelaten op een punt ongeveer halverwege tussen Noord-Schotland en Zuid-Groenland.

De loodlijn bereikte een diepte van 2300 meter, en toen ze werd opgehaald bleken er zich dertien zeesterren aan het onderste stuk te hebben gehecht. Dit was een frappante vondst, want het waren levende dieren, dus geen zeesterren die waren gestorven en naar de zeebodem gezonken.

Wallich bracht onmiddellijk verslag uit en verklaarde nadrukkelijk dat dierlijk leven in de koude duisternis van de diepzee zelfs zonder planten mogelijk was.

De biologen waren niet bereid dit voetstoots aan te nemen. Een Schotse bioloog, Charles W. Thomson (1830-1882), verdiepte zich in de kwestie en begaf zich met het schip Lightning ver op de Atlantische Oceaan, waar hij in de noordelijke streken de kwestie inderdaad voorgoed oploste. Hij wierp dreggen in diep water uit en haalde een grote verscheidenheid van zeedieren op, zodat er niets meer voor of tegen te redeneren viel. Het idee van Forbes dat er beneden een bepaalde grens geen leven bestond, was weerlegd.

Thomson deed een bijzonder belangrijke ontdekking toen hij op verschillende diepten de temperatuur van het water mat. Tot die tijd had men algemeen aangenomen dat het water in de diepzee een gelijkmatige temperatuur van vier graden Celcius had, waarbij water de hoogste dichtheid bezit, zodat het als vanzelf naar de bodem zou zakken. Thomson toonde echter aan dat het water op een gegeven diepte maar op verschillende plaatsen vrij grote afwijkingen in temperatuur liet zien. Soms was het zelfs aanzienlijk warmer dan die vier graden.

Waar kwam dat water vandaan? Het lag voor de hand dat het van hogere lagen moest komen, die door de zon waren verwarmd. Er moesten dus stromingen zijn die het water van de oppervlakte van de oceaan naar de diepte voerden, terwijl andere stromingen het water in tegengestelde richting naar de oppervlakte brachten. En circuleerde met andere woorden water door de hele oceaan, hetgeen het begrijpelijk maakte dat er leven op niveaus van verschillende diepte bestond.

Het water in de oppervlaktelagen van de oceaan lost zuurstof uit de lucht op. Dieren in de zee hebben die zuurstof nodig om te kunnen leven. De oceaanstromingen voeren de opgeloste zuurstof tot aan de bodem, zodat levende wezens op iedere diepte de benodigde zuurstof kunnen opnemen.

Dieren kunnen op grote diepte ook voedsel vinden, zelfs als er geen plantaardig leven is. Als een dier zich met een plant of een ander dier voedt, kunnen er stukjes van dat voedsel afbreken, die dan naar beneden zweven. Soms sterven planten of dieren in de hogere lagen en zakken dan eveneens naar beneden, waarbij ze door dieren op lagere niveaus worden onderschept. Deze dieren dragen op hun beurt bij tot de neerwaarts gerichte voedselstroom, die dan eindelijk de bodem van de oceaan bereikt.

Als het proces hiertoe beperkt bleef, zouden alle chemische stoffen in de oppervlaktelagen van het water die noodzakelijk voor het leven zijn geleidelijk hun weg naar de bodem van de oceaan vinden. De oppervlaktelagen zouden uitgeput raken, zodat het leven aan de oppervlakte zou uitsterven, en bijgevolg eveneens het leven in de diepten zowel als het leven op het land. De oceaanstromingen die zuurstof van de oppervlakte naar de zeebodem brengen, vervoeren op hun terugweg echter ook chemische stoffen van de zeebodem naar de oppervlakte, zodat het leven in stand wordt gehouden.

In 1869 vertrok Thomson met een ander schip, de Porcupine, en slaagde er in tot een afstand van 4400 meter diepte te dreggen, waarbij hij nog steeds verschillende diersoorten ophaalde. Dit gaf hem de overtuiging dat er leven voorkwam tot op de bodem van de oceaan, hoe diep die ook mocht zijn. Hij nam nu het besluit een grootscheepse expeditie te organiseren en alle oceanen van de wereld in zijn onderzoek te betrekken.

Op 7 december 1872 scheepte Thomson zich op de Challenger in, waarna hij drie en een half jaar op zee bleef. De Challenger bezocht alle oceanen en legde in totaal 125000 kilometer af. De diepte van de oceaan werd op 362 verschillende plaatsen gemeten. In de Grote Oceaan, die niet alleen de grootste maar ook de diepste bleek te zijn, waren plaatsen waar de bodem 7,3 kilometer onder de zeespiegel lag. En zelfs van die allerdiepste punten haalde hij levende wezens op.

De zeebodem

Zelfs de monumentale prestatie van de Challenger leverde niet meer op dan een uitermate algemeen beeld van de geografie van de zeebodem. De 362 peilingen kwamen tenslotte overeen met slechts één peiling per één miljoen vierkante kilometer oceaan. Om een voorstelling te krijgen van wat dit betekende voor het bepalen van de vorm en de gesteldheid van de verschillende gebieden van de zeebodem, behoeft u zich alleen maar voor de geest te halen hoe een reliëfkaart van Europa er zou uitzien als de aardrijkskundigen niets meer hadden gehad om op af te gaan dan de cijfers voor de hoogte van zeven of acht willekeurig gekozen punten over het hele continent.

En meer gedetailleerde resultaten vielen ook niet te verwachten zolang de techniek niet verder was voortgeschreden. Het beoordelen van diepten door verzwaarde lijnen in de zee neer te laten was een te langdurige, te moeilijke en te omslachtige taak. Op die manier zou een karteringsprogramma aan het einde der tijden nog niet zijn voltooid. Maar gelukkig heeft de techniek niet stilgestaan.

Het geluid plant zich voort met een snelheid van 331 m/sec. of 1192 km/u. Bovendien kan geluid onder bepaalde omstandigheden worden weerkaatst, zoals we telkens kunnen contateren wanneer we de echo van een schreeuw in de richting van een rotswand horen. Een geluidsgolf kan zich tot drie kilometer voortplanten en dan worden weerkaatst; de echo wordt dan achttien seconden later waargenomen. Het is inderdaad mogelijk de afstand van een weerkaatsend voorwerp uit het tijdsverschil tussen de uitzending van de golf of straal en de ontvangst van de echo te berekenen.

Hoe korter de golflengte van het geluid is, des te krachtiger wordt het weerkaatst. De beste resultaten worden verkregen met geluidsgolven waarvan de golflengte te kort is om door het menselijke oor te worden waargenomen (‘supersoon’ geluid).

In 1880 bedacht de Franse scheikundige Pierre Curie (1859-1906) samen met zijn broer Jacques een geschikte manier om supersone geluidsgolven voort te brengen door kristallen aan een oscillerende elektrische stroom bloot te stellen. In 1917, dus gedurende de Eerste Wereldoorlog, werkte een leerling van Curie, de Franse natuurkundige Paul Langevin (1872-1946), een methode uit om een straal supersoon geluid uit te zenden en de echo op te vangen. Dit wordt ‘echopeiling’ genoemd, ook wel ‘echo-localisatie’ of sonar, een letterwoord voor ‘sound naviagation and ranging’ - varen en vliegen op geluidsseinen. Het woord ‘ranging’ betekent hier het bepalen van afstanden.

Het onmiddellijk doel van Langevins toestel bestond uit het opsporen van vijandelijke onderzeeërs, maar toen hij de laatste problemen had opgelost die deze toepassing nog in de weg stonden, was de oorlog al afgelopen.

Sonar kon in vredestijd echter voor belangrijkere taken worden gebruikt. Men kon er binnen seconden de afstand tot de zeebodem mee bepalen, zonder dat men behoefte te vrezen dat het resultaat door stromingen werd vertekend. Bovendien was er een ononderbroken registratie mee mogelijk van ieder stukje zeebodem waarover het schip zich bewoog. In vijf minuten konden meer bijzonderheden worden vergaard dan de Challenger op zijn hele jarenlange reis had gedaan.

Het eerste schip dat sonar op deze manier toepaste was het Duitse oceanografische schip Meteor, dat in 1922 onderzoekingen op de Atlantische Oceaan verrichtte. Al spoedig werd het duidelijk dat de oceaanbodem niet zomaar een vlak terrein zonder kenmerkende eigenschappen was, en dat het Telegraafplateau niet uit zacht hellende heuvels en dalen bestond.

Het Telegraafplateau was een langere en woestere bergketen dan alle bergruggen op het land. Het slingerde zich over de hele lengte van de Atlantische Oceaan voort en zijn hoogste toppen drongen door de oppervlakte van het water heen, waar zij eilanden als de Azoren, Ascension en Tristan da Cunha vormden.

Latere peilingen toonden aan dat deze bergketen zich niet tot de Atlantische Oceaan beperkte. In het zuiden buigt het om Afrika heen, waarna het zich door de westelijke Indische Oceaan tot aan Arabië uitstrekt. Midden in de Indische Oceaan vertakt het zich, zodat het gebergte zich zuidelijk van Australië en Nieuw-Zeeland voortzet en dan noordelijk verloopt, waar het de hele Grote Oceaan cirkelvormig omspant. Het oorspronkelijke idee van een Middenatlantische Rug groeide al snel tot een stelsel van middenoceanische ruggen uit.

Na de Tweede Wereldoorlog werden de bijzonderheden van de oceaanbodem met nieuwe energie door twee Amerikaanse geologen onderzocht, William Maurice Ewing (1906-1974) en Bruce C. Heezen (1924-1977). In 1953 werd met uitvoerige peilingen aangetoond dat zich over het grootste gedeelte van de lengte van de suboceanische rug in het midden een diepe canon of kloof uitstrekte, die in de geologie een ‘tektonische slenk’ wordt genoemd. Hiermee werd het inzicht gewonnen dat de aardkorst in een aantal grote ‘platen’ of ‘schollen’ was verdeeld die langzaam ten opzichte van elkaar bewegen, en was de grondslag aldus gelegd voor het speciale gebied van de tektoniek - de studie van de opbouw en vervormingen van de aardkorst onder invloed van inwendige krachten dat schollen- of plaattektoniek wordt genoemd. Dit nieuwe vakgebied bracht een ware ommekeer in de geologie teweeg: gebergtevorming, vulkanisme, aardbevingen en zelfs het verloop van de biologische evolutie bleken allemaal afhankelijk te zijn van de langzame beweging van de schollen aardkorst die vanuit de middenoceanische ruggen zijn ontstaan.

De nieuw verworven kennis van de oceanen stelt de bekende geografie van het land in een juister licht. De Mount Everest bijvoorbeeld, die zich 8847 meter boven de zeespiegel verheft, is de hoogste berg op aarde - althans van de zeespiegel af gemeten. De Mount Everest staat echter op het Tibetaanse Plateau, dat zelf al gemiddeld 4800 meter boven de zeespiegel is gelegen. Als de Mount Everest van zijn grondvlak af wordt gemeten, en niet van een theoretische zeespiegel, is hij dus maar ongeveer vierduizend meter hoog.

Laten we dit eens vergelijken met het eiland Hawaii, dat in wezen een berg is die uit het water oprijst. Zijn hoogste top, Mauna Kea, komt slechts 4205 meter boven de zeespiegel uit, maar hij staat op de bodem van de Grote Oceaan, zodat hij grotendeels door de zee aan het gezicht wordt onttrokken. Hawaii heeft van zijn grondvlak tot aan de top een hoogte van tienduizend meter en is vanuit dat gezichtspunt de hoogste berg ter wereld.

Als we ons een droge aarde zouden kunnen voorstellen waarvan de oceaanbekkens waren geledigd, zou het van die droge bodem oprijzende Hawaii onuitsprekelijk indrukwekkend zijn en zou men onmiddellijk inzien dat het de grootste en hoogste van alle bergen op aarde is. (Toch zou Hawaii minder moeilijk te beklimmen zijn dan de Mount Everest, die hoger boven de zeespiegel oprijst en waarvan de top door veel koudere en ijlere lucht is omringd dan die van Hawaii.)

Ook bevinden zich in de oceaan ‘troggen’ van ontzaglijke omvang, in vergelijking waarmee de Grand Canyon niet meer dan een krasje in de aardbodem vormt. Deze ravijnen, met zeebodems veel dieper dan de gemiddelde diepte van de oceaan, vormen letterlijk de oceanische uitersten. Zij liggen alle langs eilandketens en hun totale oppervlakte bedraagt bijna één procent van de oceaanbodem. Zo uitgedrukt mag dat niet veel lijken, maar het is toch ongeveer vijfenzestig maal zoveel als Nederland en België samen.

Zuidelijk van de Indonesische eilanden verloopt de Javatrog. In de Atlantische Oceaan zijn troggen langs de Westindische eilanden en in het gebied van de Zuid-Sandwicheilanden. De diepste troggen vinden we in de onmetelijke Grote Oceaan, hetgeen nauwelijks verwonderlijk is. Daar strekken ze zich uit langs de Filippijnen, de Solomoneilanden, de Koerilen, de Aleoeten en de Marianen.

De gemiddelde diepte van de Grote Oceaan is ongeveer 4250 meter, maar die van de troggen is ongeveer tweemaal zo groot. In 1951 stelde een Britse oceanografische expeditie met haar schip de Challenger II vast dat de Marianentrog de diepste was. In het laagst gelegen punt dat zij daar aantrof (nu het Challenger-Diep genaamd) mat zij een diepte van 10900 meter. In 1959 meldde een groep Sovjet-oceanografen dat zij op een ander punt in het Challenger-Diep een diepte van 11033 meter hadden gepeild.

De grootste oceaandiepte ligt dus aanzienlijk verder onder de zeespiegel dan de hoogste bergtop erboven. Als de Mount Everest samen met het plateau waarop hij staat in het Challenger-Diep zou worden geplaatst, zou er een oceaanlaag van 2186 meter diepte over zijn top liggen, een top waarvan het bestaan vóór de Eerste Wereldoorlog zelfs niet zou zijn vermoed, tenzij iemand bij toeval lukraak op dat punt een peiling zou hebben verricht. Zelfs de hoogste piek van Hawaii zou niet boven het oppervlak van de Grote Oceaan uitsteken als we ons zouden voorstellen dat hij naar het Challenger-Diep was overgebracht en daar op de bodem neergezet.

De totale verticale afstand tussen de diepste diepte en de hoogste hoogte van de aardkorst blijkt, zoals we hebben gezien, 19880 meter te bedragen en de mens is pas nu in staat alle daarop betrekking hebbende metingen te verrichten. Als er nog ergens gebieden land of zeebodem zijn die men niet tot in bijzonderheden in kaart heeft gebracht, dan is dat alleen omdat men nog geen tijd of gelegenheid heeft gehad daarvoor te zorgen. Als de aandacht eenmaal op een of andere ‘witte plek’ is gevestigd, kan die zonder problemen worden ingekleurd.

Diepzeevaartuigen

Het meten van een diepte is één ding, maar er komt nog heel wat meer kijken als een mens tot zo’n diepte wil afdalen. Het onderzoeken van een oceaanbodem is veel moeilijker dan het beklimmen van een berg, al was het maar omdat water nog minder is in te ademen dan ijle lucht.

Een uitrusting voor scuba-duiken is alleen bruikbaar voor het gebied vlak onder de oppervlakte. Duikpakken met luchtdichte helmen waarin lucht wordt gepompt scheppen, qua diepte, nauwelijks meer mogelijkheden en belemmeren heel sterk de vrijheid van beweging.

Om onder water te werken kunnen duikerklokken of caissons worden gebruikt. In principe zijn deze apparaten aan de bovenkant afgesloten en hebben zij een open bodem. Het water dat er in opstijgt houdt de lucht opgesloten. Via een slang of pijp kan verse lucht worden aangevoerd, maar de lucht moet worden samengeperst tot een druk die gelijk is aan die van het omringende water.

Stikstof lost onder druk veel sterker in de lichaamsvloeistoffen op dan onder normale omstandigheden het geval is. Als de druk snel wordt verlaagd - dus als iemand van een grote diepte wordt opgehaald - worden de stikstof en andere in het bloed opgeloste gassen minder oplosbaar en vormen zij gasbellen, die zich in gewrichten en kleine bloedvaten ophopen, wat buitengewoon pijnlijk is en soms de dood tot gevolg kan hebben. Deze zogenaamde caissonziekte of decompressie, is alleen door recompressie te behandelen, waarbij de gassen weer worden opgelost en vervolgens door zeer langzame decompressie of drukvermindering in de organen heel geleidelijk door de longen worden afgevoerd. Ook hier is voorkomen beter dan genezen, zodat een duiker altijd dient te decompresseren, dat wil zeggen zich geleidelijk naar een geringere diepte begeven om het lichaam aan de drukvermindering te wennen.

Bij gebruik van een kunstmatig gasmengsel van helium en zuurstof is het risico van caissonziekte enigzins minder, aangezien helium veel minder in bloed oplosbaar is dan stikstof. Toch verhoogt de toepassing van samengeperste lucht de gevaren van werk onder water, en natuurlijk wordt de bereikbare diepte erdoor beperkt.

Voor die grotere diepten heeft men een schip met stevige wanden nodig dat de waterdruk kan weerstaan en lucht van normale druk bevat. Als zo’n schip dan ook nog bestuurbaar is, noemen we het een onderzeeër.

Dit is een idee dat voor de hand ligt, en in het begin van de moderne tijden is het dan ook bij een aantal mensen opgekomen. De eerste bruikbare onderzeeër wordt aan de Nederlandse natuur- en werktuigkundige Comelis Jacobsz. Drebbel (Alkmaar 1572-Leiden 1633) toegeschreven, die voor de bouw van zijn geesteskind een houten geraamte bouwde waarover hij in vet gedrenkte koehuiden spande. Tussen 1620 en 1624 voer hij er herhaaldelijk op een diepte van vier tot vijf meter de Theems mee af.

Het duidelijke nut van onderzeeërs voor oorlogsdoeleinden vormde de krachtigste stimulans voor de herhaalde pogingen om ze te bouwen. Onder water zou zo’n schip onzichtbaar zijn en vijandelijke schepen dus onopgemerkt kunnen naderen om bijvoorbeeld explosieven op scheepswanden aan te brengen. Zo bouwde de Amerikaanse uitvinder David Bushnell (1742-1824) gedurende de Amerikaanse onafhankelijkheidsoorlog een eenpersoons-onderzeeër van hout, die door een van binnen uit met de hand aangedreven schroef werd voortbewogen. Hiermee probeerde hij in de haven van New York een Brits oorlogsschip tot zinken te brengen. Zijn onderzeeër werkte uitstekend, maar Bushnell kon niet door de koperen platen boren waarmee de romp van zijn prooi was bekleed. Een tweede poging die hij gedurende de oorlog van 1812 in de haven van New Londen in Connecticut ondernam, mislukte eveneens.

Robert Fulton (1765-1815), die in 1807 uiteindelijk vermaard zou worden als de bouwer van het eerste stoomschip - waarmee de stoommachine de overhand op de windkracht verwierf - werkte in zijn jongere jaren aan een onderzeeër, waaraan hij de naam Nautilus gaf.

Eveneens als eerste maakte hij voor dit doel gebruik van metaal. Zijn schip bestond uit koperen platen die over ijzeren ribben waren gemonteerd en was groot genoeg om er, wat de hoeveelheid lucht betreft, vier mannen gedurende drie uur met twee kaarsen in te laten verblijven. Waarnemingen konden worden verricht door een patrijspoort met een glazen deksel, en evenals bij Bushnell werd het vaartuig voorbewogen door een schroef die met de hand werd aangedreven.

De bouw kwam in 1800 gereed, toen Frankrijk en Groot-Brittannië in oorlog verkeerden. De Franse dictator Napoleon Bonaparte toonde zich gedurende enige tijd geïnteresseerd. Het ongeluk wilde echter dat Fultons onderzeeër weliswaar in staat moest worden geacht ieder Brits schip naar de kelder te jagen, maar zich niet snel genoeg voortbewoog om er een in te halen; Bonapartes belangstelling taande dan ook. Al evenmin was Fulton in staat de Britten voor zijn uitvinding te winnen, toen hij hen daarover benaderde.

Fulton keerde naar de Verenigde Staten terug en ontwierp daar plannen voor een stoomonderzeeër die honderd man zou kunnen vervoeren, maar hij stierf vóór de bouw van dit schip kon worden voltooid.

Toen de confederatie van Zuidelijke staten gedurende de Amerikaanse burgeroorlog door een wurgende blokkade van het leger der Noordelijken bedreigd werd, beproefde zij een aantal manieren om door die keten van oorlogssschepen heen te breken. Een van die projecten bestond uit het bouwen van onderzeeërs, waarbij Horace Lawson Hunley (1823-1863) uit Alabama de leiding had. Er werden drie onderzeeërs gebouwd, die alle drie met gebreken en ongelukken te kampen hadden, bij een waarvan Hunley zelf omkwam.

De derde onderzeeër, de Hunley, werd na Hunley’s dood gerepareerd om verder te worden gebruikt. Op 17 februari 1864 maakte hij eindelijk het eerste slachtoffer dat aan een onderzeeër is toegeschreven. Hij slaagde erin het Noordelijke oorlogsschip Housatonic in de haven van Charleston in Zuid-Carolina tot zinken te brengen, waarbij vijf leden van de bemanning omkwamen. De explosie vernietigde echter ook de onderzeeër met zijn bemanning.

Jules Veme (1828-1905), de Franse schrijver van populair-wetenschappelijke romans, bouwde - hoewel alleen in de geest - de beroemdste onderzeeër van alle tijden in zijn roman Twintigduizend mijlen onderzee, die in 1870 verscheen. Hij had het verloop van de Amerikaanse burgeroorlog gevolgd en het is zeer waarschijnlijk dat de pogingen van de Confederatie om onderzeeërs te bouwen hem inspireerden tot het scheppen van zijn eigen vermaarde Nautilus (dezelfde naam die Fulton zeventig jaar daarvoor voor zijn onderzeeër had gebruikt).

Een onderzeeër kon in de praktijk niet werkelijk bruikbaar worden vóór er een manier was bedacht om hem doeltreffender voort te bewegen dan door een schroef die met de hand werd aangedreven. Een stoommachine was daarvoor weinig geschikt, omdat de daarvoor gebruikte brandstof de lucht in de onderzeeër snel zou verbruiken. De oplossing voor dit probleem zag men in een motor die door de elektriciteit van een accumulatorenbatterij werd aangedreven.

De eerste elektrische onderzeeër werd opnieuw Nautilus genoemd, en was in 1886 door twee Engelsen gebouwd. De batterijen moesten natuurlijk van tijd tot tijd opnieuw worden opgeladen, maar bevatten voldoende energie om de boot zonder onderbrekingen een afstand van honderddertig kilometer te laten afleggen.

Daarna werden er vele onderzeeërs gebouwd, die stoomkracht en, in latere jaren, dieselmotoren gebruikten als zij aan de oppervlakte voeren en elektriciteit als zij waren ondergedoken. De Amerikaanse ingenieur Simon Lake (1866-1945) bouwde in 1897 de onderzeeër Argonaut, die op eigen kracht van Norfolk in Virginia naar New York voer en daarmee de eerste onderzeeër werd die zijn betrouwbare werking in de open zee bewees.

Bij het uitbreken van de Eerste Wereldoorlog beschikten alle Europese grootmachten over onderzeeërs. Van 1914 tot 1945 werden er voortdurend verbeteringen aangebracht en ze werden bijna uitsluitend voor oorlogshandelingen of voor oorlogsparaatheid gebruikt. Toch bleven ze gedurende die hele periode in wezen oppervlakteschepen. Ze konden gedurende kortere of langere tijd onder water blijven, maar waren onveranderlijk gedwongen veelvuldig aan de oppervlakte te komen om hun batterijen op te laden.

Een fundamentele doorbraak werd op 17 januari 1955 bereikt, toen de eerste door kernenergie aangedreven onderzeeër te water werd gelaten. Dit was (wederom) de Nautilus, en deze bezat het grote voordeel boven niet-nucleaire onderzeeërs dat zijn krachtbron zelfs na zeer lange tijd niet uitgeput raakte, zodat hij desnoods maandenlang onder water kon blijven. De Russen bouwden hun eerste kemonderzeeër in 1960, de Britten in 1963 en de Fransen in 1969. De kernreactors in zulke onderzeeërs konden over een totale afstand van 640000 kilometer (zestien maal de omtrek van de aarde) in werking blijven vóór ze aan inspectie en revisie toe waren.

Niet-nucleaire onderzeeërs kunnen diepten tot 2500 meter bereiken, veel dieper dan alle walvissoorten, terwijl kernonderzeeërs wellicht tot diepten van meer dan zesduizend meter kunnen doordringen.

Het vermogen van onderzeeërs om naar grote diepten af te dalen is maar bijkomstig, omdat hun hoofdfunctie immers op oorlogsdoeleinden is gericht. Maar zelfs vóór er onderzeeërs werden gebouwd die met kernreactors waren uitgerust, werden er toestellen gebouwd die uitsluitend tot doel hadden de diepten van de oceanen te bestuderen. De wegbereider hiervoor was de Amerikaanse bioloog Charles William Beebe (1877-1962), wiens belangstelling naar koralen uitging, zodat hij deze wilde bestuderen op de plaatsen waar ze groeiden: diep onder de oppervlakte van de oceaan.

Hij ontwierp een waterdichte bol van dik staal met een zware ruit van kwartsglas die de enorme druk van het water op grote diepte zou kunnen weerstaan. Op voorstel van Franklin Delano Roosevelt, toen nog gouverneur van de staat New York en een vriend van Beebe, werd de bolvorm gekozen omdat hiermee een maximum aan sterkte werd bereikt. Behalve samengeperste zuurstof nam hij chemicaliën mee om de uitgeademde koolstofdioxyde te absorberen.

Beebe bedacht de naam ‘bathysfeer’ voor zijn toestel, naar de Griekse woorden bathys (diep) en sfaira (bol). De bathysfeer was niet bestuurbaar; het was eigenlijk niet meer dan een luchtbel in een metalen omhulsel, nauwelijks groot genoeg om twee mensen te bevatten. Hij hing aan metalen kabels die van een oppervlakteschip werden neergelaten. Als het schip door stormwinden of hoge golven werd gebeukt en er daardoor of door een andere oorzaak een kabelbreuk ontstond, zou de bathysfeer naar de oceaanbodem zinken; de inzittenden hadden dan geen enkele kans hun waagstuk te overleven.

Beebe en zijn medewerker Otis Barton wilden niettemin een poging ondernemen. Bij hun eerste afdaling op 11 juni 1930 bereikten zij een diepte van vierhonderd meter. In 1934 kwamen zij bij de Bermuda-eilanden tot een diepte van 924 meter. Beebe voerde meer dan dertig van zulke afdalingen uit, maar hield er toen mee op omdat hij niet verwachtte dat deze methode nog meer belangrijke gegevens zou kunnen opleveren.

In 1949 dook Barton in een gewijzigde bathysfeer tegenover de kust van Califomië tot een diepte van 1373 meter.

Er bestond blijkbaar behoefte aan een bestuurbare bathysfeer. Deze zou allereerst moeten kunnen drijven, ondanks de zware metalen bekleding die zou moeten worden toegepast om de waterdruk op te vangen. De Zwitserse natuurkundige Auguste Piccard (1884-1962), die van 1922 tot 1954 hoogleraar te Brussel was en Beebe in 1933 had ontmoet, kwam op het idee de bathysfeer met het principe van de luchtballon te combineren. Ballons zweven omdat zij een hoeveelheid gas bevatten dat lichter is dan lucht. De gedachten gingen dus uit naar een bathysfeer die zwevend werd gehouden door een hoeveelheid vloeistof die lichter was dan water. Piccard gebruikte daarvoor benzine, waarmee hij een langgerekte, bootvormige drijver vulde, die reusachtige afmetingen had ten opzichte van de bolvormige cabine of bathysfeer die vast aan zijn bodem werd bevestigd.

Het resultaat was een ‘bathyscaaf (van het Griekse bathys, diep, en skafos, schuit of schip). De drijver, eigenlijk een kleine bestuurbare onderzeeboot, bevat dertien tanks, waarvan er elf benzine bevatten en twee leeg zijn. Hij kan het gewicht van de bathysfeer net dragen zonder te zinken.

De beide lege tanks in de drijver kunnen worden geopend om ze met zeewater te vullen. Door het extra gewicht van dit zeewater kan de bathyscaaf tot aan de bodem van de zee zinken. Als het toestel te snel zinkt, kan men geleidelijk ballast uitwerpen, die uit ongeveer dertien ton ijzerkorrels bestaat. Deze worden elektromagnetisch in silo’s vastgehouden en kunnen door onderbreking van de stroom geleidelijk worden uitgeworpen, zodat de bathyscaaf naar wens langzamer zinkt ofwel naar de oppervlakte terugkeert. De bathyscaaf verplaatst zich horizontaal door middel van elektrisch aangedreven schroeven. De waarnemingen worden door dikke patrijspoorten van plexiglas verricht, waarbij sterke zoeklichten het gezichtsveld verlichten.

Piccard moest tot na de Tweede Wereldoorlog wachten voor hij tot de bouw van zijn bathyscaaf kon overgaan. De eerste kwam in 1948 klaar; deze bereikte onbemand en met automatische stuurinrichting een diepte van 1380 meter. Na uitvoerige proefnemingen, wijzigingen en verbeteringen werd hij aan de Franse marine overgedragen en eindelijk vond op 15 februari 1954 de eerste echte proefafdaling plaats aan de Westafrikaanse kust ter hoogte van Dakar, waarbij de marine-officieren Houot en Willm een diepte van vierduizendvijftig meter bereikten en veilig terugkeerden.

In 1953 bouwden Auguste Piccard en zijn zoon Jacques in Italië een nog verder verbeterde bathyscaaf, de Trieste, waarmee zij tot 3150 meter afdaalden. In 1958 werd deze door de Amerikaanse marine aangekocht, naar Califomië overgebracht en van de meest geavanceerde apparatuur voorzien. Alles was nu gereed voor de grote proef op de som. Hij werd naar de westelijke Grote Oceaan overgebracht, waar Jacques Piccard (1922) en de Amerikaanse marine-officier Don Walsh zich aan boord begaven.

Op de 23ste januari om half negen ’s ochtends 1960 werd de Trieste boven de Marianentrog in positie gebracht, waar hij over een afstand van 10911 meter verticaal neerdaalde, tot hij op de bodem van zachte modder bleef rusten. De warrelende modder belette het uitzicht enige tijd, maar toen deze weer was neergezonken zagen de beide mannen in het heldere licht van hun zoeklichten een rode garnaal van een paar centimeter lang voorbijzwemmen en ook een soort platvis die ongeveer dertig centimeter lang was.

Toen wierp de bathyscaaf zijn ballast van ijzerkorrels uit en steeg naar de oppervlakte. Om vijf uur ’s middags waren de twee mannen veilig teruggekeerd van een zeer gevaarlijke reis van tweeëntwintig kilometer, waarvoor zij negen uur nodig hadden gehad.

Het diepzee-onderzoek hield verscheidene grote verrassingen voor de geleerden in petto. Zo komen er in de grensgebieden waar de tektonische platen met elkaar zijn verbonden soms zogenaamde ‘hete plekken’ voor, waar de hitte uit de aarde doorheen lekt en in de oceaan terechtkomt. Het bestaan van zulke hete plekken werd voor het eerst in 1965 vermoed en in het begin van de jaren zeventig bevestigd.

In 1977 bracht een diepzeeduikboot een aantal geleerden naar de zeebodem, waar zij een onderzoek naar deze hete plekken wilden instellen. In de monding van de Golf van Califomië vonden zij ‘schoorstenen’ waardoor hete modder als rook naar boven gutste en het omringende zeewater met mineralen doordrong.

Deze mineralen hebben een hoog zwavelgehalte en rondom deze hete plekken treft men enorme aantallen speciale bacteriesoorten aan die hun energie uit scheikundige reacties van zwavel met het zeewater plus hitte verkrijgen, dus niet uit het zonlicht. Deze bacteriën dienen als voedsel voor kleine dieren, waarmee zich weer grote dieren voeden.

Hiermee was een geheel nieuwe keten van levensvormen ontdekt, die niet van het zonlicht en van plantecellen afhankelijk zijn, maar natuurlijk uitsluitend in de omgeving van de hete plekken kunnen bestaan. De geleerden vonden er mosselsoorten, krabben en allerlei soms zeer lange wormen. Het gaat hier om bijzondere soorten, die in water kunnen leven dat chemische stoffen in zulke hoge concentraties bevat dat andere levensvormen er onmiddellijk door zouden worden vergiftigd.

En zo breidde het menselijke gezichtsveld zich zodanig uit dat het de hele oceaan tot de diepste diepten omvatte, zoals het zich in eerdere jaren al tot het hele aardoppervlak van land en zee had uitgebreid.

Intermezzo – De grenzen van de getallen

Grote getallen

In dit boek, dat de terugwijkende horizon en het toenemende gezichtsveld van de menselijke geest behandelt, is het gebruik van heel grote en heel kleine getallen onvermijdelijk. Tot hier toe heb ik daarvan kunnen afzien, maar aanstonds komt er een aantal aan de orde. Alvorens daarmee te beginnen, lijkt het voor de hand te liggen dat wij nagaan hoe de mensheid er in is geslaagd de horizon van de getallen terug te dringen.

In prehistorische tijden had de mens geen behoefte aan grote getallen. Zelfs nu nog zijn er primitieve stammen die heel weinig woorden voor getallen kennen. Sommige stammen schijnen alleen namen voor de begrippen ‘een’ en ‘twee’ te hebben. Ieder getal boven de twee zullen ze met hun woord voor ‘veel’ aanduiden.

Dat betekent natuurlijk niet dat leden van zulke stammen niet in staat zouden zijn een onderscheid tussen drie en vier voorwerpen te maken; ze hebben alleen geen speciale namen voor zulke getallen, maar ze weten zich ook zonder dat te redden. Als een lid van zo’n stam een vriend ‘twee en nog eens twee’ voorwerpen leent, zal hij heel goed beseffen wat er aan de hand is - en zich dienovereenkomstig ergeren - als hij er maar ‘twee en één’ terugkrijgt.

Onze voorouders in de Oudheid en de Middeleeuwen waren trouwens niet veel beter af. We hadden maar twaalf verschillende namen voor nummers, waaruit al de vele getallen die in gebruik waren werden opgebouwd. Tien van die nummernamen hebben natuurlijk betrekking op de eerste tien nummers: een, twee, drie, vier, vijf, zes, zeven, acht, negen, tien, waarvoor iedere taal uiteraard haar eigen equivalenten heeft. Vermoedelijk hebben we tien verschillende namen omdat we tien vingers aan onze twee handen hebben, en als we aantallen op onze vingers aftellen, ligt het voor de hand iedere vinger een nummernaam te geven.

Verder hebben we nog afgeleide namen. Elf is verwant met de Angelsaksische uitdrukking endleofan of endlufon, wat letterlijk ‘één overgebleven’ betekent, namelijk één over nadat er tien zijn afgeteld, dus een totaal van elf. Evenzo betekent ‘twaalf ‘twee overgebleven’. ‘Dertien’ is een verbastering van ‘drie en tien’, ‘twintig’ van ‘twee tiens’, en zo verder voor de betekenis van alle getallen met de grond-tien tot en met ‘negenennegentig’ (‘negen en negen tiens’).

Volgens dit systeem zou het getal na 99 ‘tientig’ zijn; na ‘negenentientig’ zouden we ‘elftig’ krijgen, en zo verder. Kinderen die deze logica aanvoelen maken soms gebruik van zulke getallen en krijgen dan te horen dat ze ‘honderd’ in plaats van ‘tientig’ moeten zeggen. De naam ‘honderd’ heeft zijn oorsprong in prehistorische tijden, evenals ‘duizend’. ‘Honderd’ en ‘duizend’ zijn de twee overgebleven nummernamen van zeer oude afkomst.

Het Romeinse woord voor ‘duizend’ was milia (als meervoud van mille), waarvan het moderne woord ‘mijl’ is afgeleid, die oorspronkelijk duizend passen lang was, dat wil zeggen milia passuum (de oude Romeinse mijl kwam overeen met 1482 meter).

Natuurlijk kan men getallen tot ver boven ‘duizend’ vormen zonder nieuwe namen te hoeven maken. We hebben het over ‘tienduizend’ of ‘negenhonderdduizend’ of zelfs wel ‘duizendduizend’.

De Grieken hadden een woord myrios, dat ‘ontelbaar’ betekende en waarvan zij het woord myrias met de betekenis van ‘tienduizend’ vormden. Wij ontlenen ons woord ‘myriade’ aan het Griekse woord en bedoelen er ‘een heel groot aantal’ mee, hoewel het bij enkele zeldzame gelegenheden wordt gebruikt om een getal van precies ‘tienduizend’ aan te geven.

De Griekse wiskundige Archimedes (287-212 v. Chr.) schreef een verhandeling om aan te tonen dat het nummerstelsel bruikbaar was om iedere hoeveelheid uit te drukken, hoe groot ook, waarbij het over ‘myriaden myriaden myriaden’ had - hij probeerde dus niet de zaak te vereenvoudigen door een naam voor getallen boven één myriade te bedenken.

In de late Middeleeuwen hadden de handel en het bankwezen in Italië zo’n omvang aangenomen, dat het in de boekhoudingen steeds vaker nodig werd getallen van zo- en zoveel ‘duizendduizend’ te vermelden. De Italiaanse zakenlieden vonden het nuttig een speciaal woord voor ‘duizendduizend’ te bedenken en voerden het woord milione in. Het Italiaanse achtervoegsel ‘one’ duidt een vergroting van het hoofdwoord aan, zodat milione ‘een grote mille’, dus ‘een grote duizend’ betekent. Hiervan is onze naam ‘miljoen’ afgeleid. (Omstreeks dezelfde tijd kwamen de ‘Arabisch’ genoemde getalaanduidingen en de cijfers 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8 en 9 vrij algemeen in gebruik.)

Aan het eind van de vijftiende eeuw was het woord ‘miljoen’ overal bekend en er was zelfs een nog hoger getal in gebruik gekomen. De Franse wiskundige Nicolas Chuquet (1450-1500) gebruikte voor het eerst het woord ‘biljoen’ voor ‘miljoen miljoen.’ Het voorvoegsel ‘bi’ komt van het Latijnse bis, wat ‘tweemaal’ betekent. ‘Biljoen’ is dus een nummer waarin ‘miljoen’ tweemaal voorkomt.

‘Honderd’ uitgedrukt in Arabische cijfers is 100, ‘duizend’ is 1000 en ‘miljoen’ is 1000000. Als met ‘biljoen’ wordt bedoeld ‘miljoen miljoen,’ schrijft men 1000 000 000 000; dat is tegenwoordig de betekenis van ‘biljoen’ in Groot-Brittannië, Nederland en Duitsland. In de Verenigde Staten, België en Frankrijk echter wordt het woord ‘biljoen’ (dat dan met het Nederlandse ‘miljard’ overeenkomt) voor duizend miljoen gebruikt, dus 1000000000.

Toen het woord ‘biljoen’ eenmaal was ingevoerd, werden er dienovereenkomstig nog andere woorden gevormd, waarbij Latijnse voorvoegsels voor drie, vier, vijf, zes enzovoort worden toegepast. Zo kennen we woorden als ‘triljoen’, ‘quadriljoen’, ‘quintiljoen’, ‘sextiljoen’, ‘septiljoen’, ‘octiljoen’, enzovoort.

Onder andere in Groot-Brittannië en Nederland geeft elk van die namen een miljoenvoud van de voorafgaande aan, zodat een triljoen gelijk is aan miljoen miljoen miljoen (een 1 met achttien nullen), en en quadriljoen weer een miljoenvoud daarvan (een 1 met vierentwintig nullen). In de Verenigde Staten en andere landen geeft elk van die namen een duizendvoud van de voorafgaande aan, zodat een triljoen daar gelijk is aan duizend miljard (1000000000000), een quadriljoen aan duizend Amerikaanse triljoen of, volgens Nederlands gebruik, miljoen miljard (een 1 met vijftien nullen), enzovoort.

De hoogste getalsaanduiding die volgens dit systeem gewoonlijk wordt gebruikt is ‘centiljoen’. Het voorvoegsel komt van het Latijnse centum, wat ‘honderd’ betekent. Volgens het Britse systeem zou een centiljoen worden geschreven als een 1 met zeshonderd nullen; volgens het Amerikaanse heeft een centiljoen een honderdtal groepen van drie nullen buiten en behalve de drie grond-nullen voor ‘duizend’, zodat men het als een 1 met driehonderd- drie nullen zou moeten schrijven.

Het zou natuurlijk eenvoudig genoeg zijn verdere nummernamen tot in het oneindige te bedenken, maar dat zou geen enkele zin hebben, omdat geleerden een veel gemakkelijker en verstandiger systeem hebben bedacht om grote getallen aan te geven.

De Franse wiskundige René Descartes (1596-1650) kreeg genoeg van het noteren van zich herhalende vermenigvuldigingen van een bepaald getal of symbool, zoals a X a, of a X a X a. Zulke produkten gaf hij liever aan als a^1 en o^3. Het verhoogde cijfer heet ‘exponent’ en de ‘exponentiële notatie’ kwam algemeen in gebruik.

Aangezien 10 X 10 = 100, en 10 X 10 X 10 = 1000, kan 100 als 10^2 worden geschreven en 1000 als 10^3. Evenzo: 10000 wordt 10^4,100000 wordt 10^5, 1000000 wordt 10^6, en zo verder. Men kan zich het systeem zo gemakkelijk herinneren en zich ervan bedienen doordat de exponent het aantal nullen achter de 1 in zulke getallen vertegenwoordigt. Zo weten we onmiddellijk dat 10000000000000 gelijk is aan 10^13, en dat 10^17 gelijk is aan 100000000000000000. Als we bijvoorbeeld een centiljoen volgens het Amerikaanse systeem omschrijven als een 1 gevolgd door 303 nullen, dan weten we dat we dit eenvoudigweg als 10^303 kunnen schrijven. Volgens het Britse systeem zou dit 10^600 zijn.

Terwijl er bij het gebruik van nummernamen kans op misverstanden bestaat, omdat alle nummernamen boven een miljoen in verschillende landen verschillende waarden kunnen aanduiden, heerst er overal overeenstemming over de betekenis van het exponentiële notatiesysteem, zodat er geen dubbelzinnigheid kan bestaan.

De exponentiële notatie kan op alle getallen worden toegepast. Zo kan 6300 worden geschreven als 63 X 100 of 6,3 X 1000 of zelfs 0,63 X 10000. Dit wordt dan 63 X 10^2 of 6,3 X 10^3 of 0,63 X 10^4. Elk van deze alternatieven is correct, maar het is gebruikelijk voor het niet-exponentiële deel van het getal een waarde tussen 1 en 10 te kiezen, zodat 6300 als 6,3 X 10^3 zou moeten worden geschreven.

Wat grote getallen betreft, is het gemakkelijk in te zien dat een begrip als ‘het grootste getal’ niet kan bestaan. Hoe groot het getal ook mag zijn dat iemand zich voor de geest haalt of dat hij geduldig zou willen opschrijven, er kan altijd 1 bij worden opgeteld, het kan altijd worden verdubbeld, er kan altijd een groep nullen aan worden toegevoegd.

De oude Grieken moeten dit hebben begrepen, maar pas in de late Middeleeuwen begonnen de wiskundigen zich bezig te houden met eindeloze reeksen getallen die steeds groter werden en waarvan de toeneming nooit ophield.

Zo stelde Leonardo Fibonacci, een Italiaanse wiskundige die van 1175 tot na 1240 zou hebben geleefd, in 1202 een rij getallen op die in de wiskunde nog steeds als de ‘reeks van Fibonacci’ bekendstaat. Dit is een opeenvolging van getallen die met ‘1,1’ begint en waarin elk getal de som van de twee voorafgaande is, zodat de volgorde luidt: 1,1,2,3, 5, 8,13,21,34, 55, 89 en zo verder ad infinitum, tot in het oneindige - dus een eindeloze reeks getallen, die we een ‘oneindige reeks’ noemen.

In de jaren tachtig van de zeventiende eeuw, toen de Engelse wis- en natuurkundige Isaac Newton (1642-1727) reeds de tak van de hoger wiskunde had ingevoerd die ‘infinitesimaalrekening’ (differentiaal- en integraalrekening) wordt genoemd, speelden oneindige reeksen een buitengewoon belangrijke rol, zodat het nodig werd een manier te bedenken om ze symbolisch aan te duiden. In het geval van de reeks van Fibonacci noemde ik eerst de regel voor het voortbrengen van opeenvolgende getallen, vermeldde toen de eerste elf getallen en besloot met ‘en zo verder tot in het oneindige’.

Wiskundigen die snel willen noteren hebben iets ‘bondigers’ nodig. Om een voorbeeld te geven, de eenvoudigste opeenvolging is die van de natuurlijke nummers: 1, 2, 3 en zo verder tot in het oneindige. Dit zou men ook kunnen schrijven als 1, 2, 3 ..., waarbij de punten aangeven dat de opsomming eindeloos wordt voortgezet.

Dat is wellicht nog niet duidelijk genoeg. Men zou kunnen schrijven: 1, 2,3,..., 20, daarmee aangevend dat dit alle getallen zonder weglatingen van 1 tot en met 20 omvat, maar zonder de moeite te doen al die getallen op te schrijven. Zo zou men ook kunnen schrijven: 1, 2, 3, ..., 200, of bijvoorbeeld: 1,2,3,..., 10000000. Maar hoe zou men op deze manier alle getallen kunnen uitdrukken, zonder dat er een einde aan komt?

In 1656 gebruikte de Engelse wiskundige John Wallis (1616-1703) een horizontaal gelegde 8 als symbool om deze eindeloosheid uit te drukken. De schrijfwijze 1, 2, 3, ... ,∞ geeft aan dat de opeenvolging wordt gezien als eindeloos doorlopend. Het symbool ∞ betekent ‘en zo verder voor altijd’ of ‘en zo eindeloos verder’ of ‘en zo verder tot in het oneindige’.

Het symbool ∞  wordt vaak als ‘oneindigheid’ gelezen, in de betekenis van ‘eindeloosheid’, en er is dan een sterke verleiding het als een getal te beschouwen, en meer in het bijzonder als het grootste getal dat er bestaat. Dat is echter onjuist. Het symbool ∞  is geen getal, maar een kenschetsing van de eigenschap van eindeloosheid.

Er zijn inderdaad verschillende graden van eindeloosheid. Wij kunnen - althans, we zouden misschien menen het te kunnen - iedere willekeurige telling verrichten door middel van de opeenvolging van natuurlijke getallen. In principe kunnen alle zandkorrels op alle stranden ter wereld, alle sterren in de hemel, alle atomen in het hele heelal, en alle seconden dat het heelal zou hebben bestaan, tellen en optellen, zonder dat het talstelsel ooit uitgeput zou raken en zonder ook maar iets dichter bij de ‘oneindigheid’ te komen dan toen we begonnen.

Zo lijkt het, maar zo is het niet! De Duitse wiskundige, Georg Cantor (1845-1918), toonde in 1874 aan dat er geen manier bestond om bijvoorbeeld alle punten in een lijn te tellen. Welk systeem daar ook voor wordt gebruikt, er wordt altijd een oneindig aantal punten weggelaten - de hele eindeloze reeks 1, 2, 3,..., is ontoereikend om ze te tellen.

Dit hield in dat het oneindige aantal punten in een lijn een hogere orde van oneindigheid vertegenwoordigde dan het oneindige aantal getallen in de opeenvolging 1,2,3,..., ∞ . Cantor liet dan ook zien dat het inderdaad logisch was te veronderstellen dat er een eindeloze reeks orders van oneindigheid bestond, waarvan de eindeloosheid van de getallen nog maar de allergeringste was.

Als wij proberen dit tot ons te laten doordringen, begint het ons te duizelen, maar het moge u geruststellen dat wij ons in dit boek alleen met eindige getallen zullen bezighouden en dat wij ons niet verder in oneindigheidskwesties hoeven te verdiepen.

Kleine getallen

Wij zullen ons nu in de andere richting begeven: Hoe klein kunnen getallen worden?

Als wij alleen de natuurlijke hele getallen beschouwen, dus 1,2,3,..., dan is 1 daarvan het kleinste getal. We kunnen nu eenmaal niet minder exemplaren van iets hebben dan één.

Of kunnen we dat wél? Het antwoord is ja. Door aftrekken kunnen we steeds kleinere getallen verkrijgen. Als we eerst vijf potloden hebben en we nemen er één weg, hebben we er nog vier over. Als we deze handeling herhalen, hebben we achtereenvolgens drie potloden over, dan twee en dan één. Daarna kan de handeling nog één keer worden uitgevoerd, maar als dat laatste potlood is weggenomen is er geen enkel meer over.

We zouden kunnen redeneren dat ‘niets’ geen getal is, maar wiskundigen hebben vastgesteld dat, als er een symbool voor ‘niets’ wordt gebruikt, dit symbool precies zo als alle andere getalssymbolen kan worden bewerkt (behalve dat het onmogelijk is een getal door ‘niets’ te delen, hetgeen dus een ‘verboden’ bewerking is).

Gedurende de hele Oudheid heeft voor zover bekend niemand er ooit aan gedacht een symbool voor ‘niets’ in te voeren. Zonder zo’n symbool kon er echter geen werkelijk bruikbaar stelsel van getalssymbolen tot ontwikkeling komen. De Egyptenaren, Babyloniërs, Hebreeërs, Grieken en Romeinen maakten allen gebruik van symbolen die omslachtige bewerkingen vereisten en nauwelijks vooruitgang in de wiskunde toestonden.

Veel geleerden gebruikten een abacus (tel- of rekenraam) voor het bewerken van getallen. Om bijvoorbeeld het getal honderdtwee uit te drukken, zouden ze één schijfje in de rij voor de honderdtallen naar boven schuiven en twee schijfjes in de rij voor de eenheden, maar geen enkel in de rij voor de tientallen. Het kwam nooit in hen op een symbool te gebruiken om ‘niets in de rij’ aan te geven.

Enige jaren vóór 876 kwam iemand in India wél op dit idee, een onbekende wiskundige van wie zelfs de naam voorgoed door de nevel van de tijd aan ons gezicht is onttrokken. Hij duidde het begrip ‘niets’ met een klein stipje aan, als de meest realistische nog net zichtbare benadering van ‘niets’, en later met een cirkeltje, dus eigenlijk een holle stip en daarom een nog scherpere benadering van ‘niets’. We schrijven dit sinds mensenheugenis als 0, zodat honderdtwee als 102 wordt geschreven, waarin de 0 ‘de afwezigheid van schijfjes in de rij voor de tientallen’ aangeeft.

De Arabieren namen dit gebruik van de Indiërs over, zodat men er uiteindelijk ook in Europa kennis van nam en er op overging. De Arabische naam voor het symbool 0 was sifr, wat letterlijk ‘leeg’ betekent (namelijk de lege rij in het telraam). Hiervan stamt weer ons woord ‘cijferen’ voor het werken met getallen, maar ook de letterlijke betekenis van ‘leeg’ en ‘nul’ vinden we nog in moderne uitdrukkingen als ‘een grote nul’ ofwel een ‘leeghoofd’. De oorspronkelijke vorm komt ook voor in een woord als ‘cijferschrift’, een verborgen boodschap die moet worden ‘uitgecijferd’. Hoe dan ook, het ‘cijfer’, in de oorspronkelijke betekenis van ‘nul’, maakt het mogelijk een onderscheid te maken tussen bijvoorbeeld 12, 102 en 120, waardoor het ‘Arabische’ getalaanduidende stelsel met zijn positionele schrijfwijze veel logischer en bruikbaarder is dan alle eerdere stelsels.

Van sifr stamt ook (via omwegen) het woord ‘zero’, in vele talen de naam voor ‘nul’, ‘nulpunt’ en ‘niets’.

Men zou denken dat nul zeker het kleinste getal zou moeten zijn, want wat kan er kleiner of minder dan niets zijn?

Toch is ook dat niet juist. Veronderstel dat u geen geld hebt en bovendien iemand nog een gulden schuldig bent. Dan bezit u inderdaad minder dan niets, want zodra u weer een gulden ontving zou u daarmee uw schuld afbetalen. En natuurlijk kunt u een schuld van meer dan één gulden hebben, in welk geval u zelfs in grotere mate minder dan niets zou bezitten.

We beschikken over negatieve getallen om zulke schulden aan te duiden, die we kunnen schrijven als — 1, — 2, — 3,..., wat wordt gelezen als ‘min één’ (of ‘minus één’), ‘min twee’, ‘min drie’, enzovoort. (Voor het ‘oneindig’-symbool wordt geen plus- of minteken geplaatst.) De Italiaanse wiskundige Girolamo Cardano (1501-1576) was de eerste die het algemeen nut van negatieve getallen in de wiskunde inzag.

Hoewel negatieve getallen een hoeveelheid van minder dan niets aanduiden, zijn het toch niet noodzakelijk kleine getallen. Als u een miljoen gulden schuldig bent, hebt u heel veel minder dan niets. U zou echter niet denken dat u heel weinig geld had, maar dat u met een heel grote schuld omhoog zat.

Gewoonlijk beschouwen we kleine getallen als getallen die heel dicht bij nul liggen, hetzij aan de ‘gewone’ of positieve kant, hetzij aan de negatieve kant. U kunt bijvoorbeeld heel weinig geld hebben, maar toch iets meer dan helemaal niets, of een heel klein bedrag schuldig zijn, wederom iets meer dan helemaal niets. Dit brengt ons tot het begrip breuken. U kunt één bepaald voorwerp hebben, maar als dat voorwerp kan worden verdeeld, kunt u ook de helft of een kwart of een derde van dat voorwerp hebben. Als u een voorwerp in twee gelijke delen verdeelt, is elk stuk het resultaat van één gedeeld door twee, of in moderne symbolen 1/2, waarin het schuine streepje een der gebruikelijke deeltekens met de betekenis ‘gedeeld door’ voorstelt.

Zo kunnen we ook 1/3 of 1/4 of 1/5 enzovoort hebben. Hoe groter het aantal gelijke stukken waarin we het oorspronkelijke voorwerp verdelen, des te kleiner is ieder afzonderlijk stuk. Wiskundig kunnen we ieder een- heidsgetal in ieder gewenst aantal stukken verdelen, zodat we de opeenvolging 1, 1/2, 1/3, 1/4,..., l/∞ » krijgen.

Zoals er in de wiskunde geen grootste getal bestaat, bestaat er ook geen kleinste getal. Hoe groter de noemer is (het cijfer rechts van het deelteken of onder de deelstreep), des te kleiner het getal. Aangezien we de noemer altijd groter kunnen maken, hoe groot hij oorspronkelijk ook al mag zijn geweest, kunnen we eveneens het getal steeds kleiner maken, hoe klein het aanvankelijk misschien al was.

We kunnen heel kleine getallen exponentieel uitdrukken, precies zoals we dat met heel grote getallen doen. Zo kunnen we 1/100 schrijven als 1/10^2; 1/1000000 (een miljoenste) als 1/10^6, enzovoort.

Het zou heel gemakkelijk zijn als we de vorm van gebroken getallen (breuken) konden vermijden, en merkwaardig genoeg kunnen we dat inderdaad. Dit is heel eenvoudig aan te tonen.

10 000 gedeeld door 10 is gelijk 1000, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 100, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 10. Met andere woorden: 10^4 gedeeld door 10 is 10^3, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 10^2, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 10'. Iedere keer dat we een exponentiële tien door 10 delen, verminderen we de grootte van de exponent met één.

Bijgevolg zou 10^1 gedeeld door tien gelijk zijn aan 10°. We hebben al gezien dat 10^1 gelijk is aan 10, en 10 gedeeld door 10 is gelijk 1. Daaruit volgt dat, om tegenstrijdigheid te voorkomen, 10° gelijk is aan 1.

Zo verdergaande is 10° gedeeld door 10 gelijk aan 10-1, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 10_2, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 10-3, en zo verder tot in het oneindige. Aangezien 1 gedeeld door 10 gelijk is aan l/10,wat gedeeld door 10 gelijk is aan 1/100, wat gedeeld door 10 gelijk is aan 1/1000, enzovoort, volgt daaruit dat 10-1 = 1/10; 10-2 = 1/100; 10-3 = 1/1000, en zo verder tot in het oneindige.

We zien hieruit tevens dat, als een miljoen, 10^6 is, een miljoenste als 10-6 kan worden geschreven. Een triljoen is een 1 met achttien nullen, dus 10^18, zodat een triljoenste wordt geschreven als 10-18.

Veronderstel nu dat we het getal in decimale of tiendelige vorm willen uitdrukken. Bij gewone (positieve) exponenten is de exponent (zoals al is uiteengezet) gelijk aan het aantal nullen achter de 1. Bij negatieve exponenten is de exponent gelijk aan het aantal nullen vóór de 1, echter mits één nul vóór het decimaalteken wordt geplaatst.

Dus: 10' = 10, terwijl 10~' = 0,1; evenzo: 10^8 = 100000000, terwijl 10~8 = 0,00000001; en zo verder.

Hoe gaat het dan met een getal als 0,0000638? Dat is gelijk aan 6,38 X 0,00001, hetgeen kan worden geschreven als 6,38 x 10-5.

En hiermee beschikken we over een voldoende arsenaal om onze onderzoekingstocht naar de steeds verder terugwijkende horizon van het menselijke weten en denken voort te zetten.

6 – Onder de aardoppervlakte

De vaste aardkern

Tot dusver hebben wij ons beziggehouden met de steeds groeiende kennis van de aardbodem, die van de hoogten van de Mount Everest tot de diepten van het Challenger-Diep onregelmatigheden vertoont met niveauverschillen van twintig kilometer, welke echter in vergelijking met de omvang van de aarde zelf onbetekenend zijn.

De aarde is een bol met een doorsnede van meer dan honderdtwin- tigduizend kilometer, en als we er een model ter grootte van een biljartbal van zouden maken waarin alle onregelmatigheden van de oppervlakte getrouw op schaal zouden zijn aangebracht, dan zou dat model nog gladder dan een echte biljartbal zijn; de oceanen zouden daarop als een nauwelijks waarneembaar laagje vocht over zeventig procent van het oppervlak voorkomen.

Het terugwijken van de menselijke horizon over bergen en langs oceanen is dus in hoofdzaak nog steeds tweedimensionaal. Hoe ver kunnen wij onze menselijke kennis dan buiten de aardoppervlakte uitbreiden, dat wil zeggen letterlijk daarbuiten? Weten wij bijvoorbeeld iets over het binnenste van de vaste aardkorst?

Ja, wij weten iets over de aarde als geheel, en wel op grond van onze kennis van de oppervlakte.

Uit de manier waarop schepen op zee beneden de horizon verdwijnen, uit het verschijnen en verdwijnen van sterren aan de horizon voor iemand die naar het noorden of het zuiden reist, en uit de vorm van de schaduw van de aarde op de maan, heeft men al sinds de Griekse Oudheid beseft dat de aarde in wezen bolvormig is. Uit het feit dat de aarde draait, blijkt dat er een middelpuntvliedend effect moet zijn, waarop Isaac Newton in de jaren tachtig van de zeventiende eeuw als eerste wees, waarbij het oppervlak meer en meer moet uitpuilen naarmate men zich van de polen verwijdert en de uitzetting bij de equator een maximale omvang bereikt. De aarde is bijgevolg geen bol, maar een aan de polen afgeplatte sferoïde. De uitzetting is echter in vergelijking met de omvang van de aarde zelf zo gering, dat de aarde, vanuit de ruimte beschouwd, er geheel en al als een bol zou uitzien.

De middellijn van de aarde bedraagt van pool naar pool 12714 kilometer en aan de evenaar 12757 kilometer, zodat de equatoriale uitzetting ten hoogste drieënveertig kilometer aan de middellijn toevoegt, een verschil van 0.32 procent.

Het volume van deze afgeplatte sferoïde is 1,083 X 10)2 km^3, dus ruim een biljoen kubieke kilometer.

Wat moeilijker te bepalen is de ‘massa’ van de aarde, waarbij we de massa van een voorwerp (niet geheel nauwkeurig, maar voldoende voor ons doel) als de hoeveelheid materiaal in een voorwerp omschrijven.

Eén methode om de massa van een voorwerp te beoordelen bestaat uit het meten van de sterkte van zijn zwaartekrachtveld, aangezien dit precies evenredig met zijn massa is. In 1798 mat de Engelse geleerde Henry Cavendish (1721-1810) uitermate nauwkeurig de geringe aantrekkingskracht die een loden bol van bekende massa op een andere uitoefende en vergeleek deze met de aantrekkracht van de aarde op die massa’s. Uit de veel grotere aantrekkracht van de aarde kon hij de veel grotere massa van de aarde berekenen.

De door Cavendish gevonden waarde voor de massa van de aarde is verbazingwekkend nauwkeurig en is sindsdien nauwelijks gecorrigeerd. Het tegenwoordig geldende cijfer is 5,976 x 10^24 kg (ongeveer 6 miljoen triljoen kilo).

Als we de massa van de aarde door haar volume delen, verkrijgen we de gemiddelde ‘dichtheid’ van de aarde, welk woord echter ten onrechte wordt gebruikt om de ‘soortelijke massa’ aan te duiden: de massa van een volume-eenheid van, in dit geval, de aarde. Voor de volume-eenheid zullen we de kubieke meter gebruiken. Dichtheid is eigenlijk de verhouding van de massa van een lichaam tot de massa van eenzelfde volume water bij 4° C en is in getalswaarde meestal min of meer gelijk aan de soortelijke massa. Hoewel dichtheid en soortelijke massa dus verschillende grootheden zijn, zullen we ons hier aan het onjuiste spraakgebruik houden. De gemiddelde dichtheid van de aarde blijkt 5518 kg/m^3 te zijn. Gewoonlijk vergelijkt men de dichtheid van een voorwerp met die van water, dat een dichtheid van 1000 kg/m^3 heeft, zodat de gemiddelde dichtheid van de aarde 5,518 maal zo groot is als die van water.

De oppervlaktegesteenten van de aarde hebben een gemiddelde dichtheid van ongeveer 2800 kg/m^3. Bijgevolg moeten de dieper gelegen gedeelten van de aarde een aanzienlijk hogere dichtheid dan 5518 kg/m^3 bezitten, want deze zorgen voor dat gemiddelde.

Als de aarde langs haar gehele doorsnede gelijkmatig rotsachtig was, zouden we een toeneming van de dichtheid met de diepte verwachten, naarmate het gewicht van steeds dikkere lagen gesteente de daaronder gelegen rotslagen tot grotere en grotere dichtheidswaarden zou samenpersen.

De drukvorming zou dan echter zelfs bij het middelpunt der aarde nog niet voldoende zijn (zoals uit de resultaten van laboratoriumproeven blijkt) om rotsen tot een zodanige dichtheid samen te persen dat de berekende gemiddelde dichtheid daardoor teweeggebracht zou worden. De logische gevolgtrekking is dan ook dat de aarde niet gelijkmatig rotsachtig kan zijn; ergens in de omgeving van het middelpunt treedt een structuurverandering op, waarbij een stof betrokken moet zijn die een hogere dichtheid dan de gesteenten heeft.

Nu wil het geval dat er nu en dan meteorieten (meteoorstenen) op aarde worden gevonden. Dit zijn stukjes van planeten afkomstig materiaal die gewoonlijk om de zon cirkelen en gedurende die beweging toevallig met de aarde in aanraking zijn gekomen. Er bestaan twee hoofdsoorten van: Sommige zijn rotsachtig en lijken in veel opzichten op onze bekende aardse gesteenten, maar andere zijn van metaal en bestaan in een verhouding van ongeveer 9:1 uit ijzer en het daarop in veel opzichten gelijkende nikkel.

Volgens een theorie over de meteorieten (tegenwoordig echter niet de meest algemeen aanvaarde) kwamen deze uit het uiteenvallen van een planeet voort. Mocht dit juist zijn, dan vertegenwoordigen deze twee soorten meteorieten misschien de twee soorten vaste stoffen waaruit planeten zijn opgebouwd. In 1866 opperde de Franse geoloog Gabriel-Auguste Daubrée (1814-1896) het idee dat het meest inwendige deel van de aarde wellicht evenals de metalen meteoorstenen, uit een mengsel van ijzer en nikkel bestond.

Dit leek logisch, en deze mogelijke verklaring geniet dan ook tot vandaag toe de meeste aanhangers. Indien ze juist is, zou de dichtheid van het gebied rondom het middelpunt der aarde ongeveer 11 500 kg/m^3 moeten zijn, hetgeen twee keer zoveel is als die van de gesteenten aan het aardoppervlak.

Aardbevingen

Kunnen we nu bijzonderheden gewaarworden omtrent de verandering van dichtheid die zich in de diepte voordoet? Als de structuur van de aarde wijzigingen ondergaat, dus als er een min of meer plotselinge overgang van gesteente naar metaal plaatsvindt, moet er ook een plotselinge verandering in de dichtheid optreden. Hoe kunnen we de vaste aardstructuur op de positie en omvang van die plotselinge verandering onderzoeken? Voor dat doel moeten we iets zoeken wat door de diepe lagen heen dringt, wat vervolgens kan worden opgespoord en wat veranderingen kan ondergaan die de gewenste gegevens opleveren.

En zo’n verschijnsel bestaat inderdaad!

De langzaam bewegende platen van de aardkorst kunnen met elkaar verbonden zijn en dan plotseling in hun schurende beweging van elkaar af schuiven. Zo’n verschuiving van aardmassa’s veroorzaakt de krachtige trillingen die wij aardbevingen noemen. De kracht van de trillingen vermindert met de afstand, zodat de eigenlijke schade alleen in de onmiddellijke omgeving van de landverschuiving optreedt. De schokken en trillingen zijn echter op grote afstand te bespeuren en kunnen als de beving hevig genoeg is geweest, vrijwel overal op aarde worden geregistreerd.

De aarde is jaarlijks aan ongeveer een miljoen bevingen onderhevig, waarvan er ten minste tien rampzalige gevolgen hebben en nog eens honderd van ernstige aard zijn, zodat het om een verschijnsel gaat dat zich onvermijdelijk aan de aandacht van de geleerden opdringt.

De Engelse geoloog John Mitchell (1724-1793) stelde in 1760 als eerste een theorie op volgens welke aardbevingen golven waren die ontstonden door het verschuiven van massa’s gesteente verscheidene kilometers onder het aardoppervlak, en in 1855 ontwierp de Italiaanse natuurkundige Luigi Palmieri (1807-1896) de eerste seismograaf om deze golven te bestuderen.

In zijn eenvoudigste vorm bestaat een seismograaf uit een massief blok, dat door middel van een betrekkelijk zwakke veer wordt opgehangen aan een steunpilaar, waarvan de voet stevig in de harde ondergrond is verankerd. Als er een beweging door de aarde gaat, blijft het blok wegens het verschijnsel der traagheid in rust, maar de steunpilaar volgt de beweging van de aarde. Deze beweging wordt geregistreerd op een langzaam draaiende trommel door middel van een schrijfstift die aan het stilhangende blok is bevestigd. Tegenwoordig wordt daarvoor meestal gebruik van een lichtstraal gemaakt die op lichtgevoelig papier inwerkt, zodat de resultaten niet worden vertekend door de energie, hoe gering ook, die nodig is om een pen over het papier te trekken.

De Engelse ingenieur John Milne (1850-1913) ontwierp zijn eigen seismografen, waarmee hij in de jaren negentig van de vorige eeuw afdoend bewees dat Michells omschrijving van aardbevingen als golven die zich in het inwendige van de aarde voortplanten, juist was. Hij gaf de stoot tot de oprichting van seismografische stations in verscheidene belangrijke gebieden. Tegenwoordig zijn er ruim vijfhonderd van die waarnemingsstations over alle continenten verspreid, waaronder enkele op Antarctica.

Het seismografische onderzoek heeft aangetoond dat aardbevingsgolven in twee algemene soorten zijn te onderscheiden: ‘oppervlaktegolven’ en ‘inwendige golven’. De oppervlaktegolven volgen het gekromde aardoppervlak, terwijl de inwendige golven zich door het inwendige der aarde voortplanten en dus een kortere weg afleggen, waardoor ze de seismograaf eerder bereiken. Het tijdsverschil tussen de aankomst van de inwendige golven en van de oppervlaktegolven bij een bepaalde seismograaf levert een aanduiding van de afstand van de oorsprong van de golf (het epicentrum van de aardbeving).

De inwendige golven zijn weer in twee hoofdtypen te onderscheiden: longitudinale of primaire golven (‘P-golven’) en transversale of secundaire golven (‘S-golven’). De primaire golven planten zich evenals geluidsgolven voort door de afwisselende samendrukking en uitzetting van het medium dat zij doorlopen (dus de aardlagen), min of meer als het in- en uittrekken van een accordeon. Zulke golven kunnen zich door ieder medium voortbewegen - vaste stof, vloeistof of gas.

De secundaire golven echter hebben de vorm van slangekronkelingen die loodrecht op de voortplantingsrichting staan. Ze kunnen zich door vaste stoffen en langs de oppervlakte van vloeistoffen voortplanten, maar niet door een vloeistof of een gas heen.

De voortbeweging van primaire golven is sneller dan die van secundaire golven en uit dit snelheidsverschil kan men wederom gegevens opmaken omtrent de afstand van het epicentrum van een aardbeving.

De snelheid van zowel de primaire als van de secundaire golven wordt beïnvloed door de eigenschappen van het materiaal waardoor zij zich voortplanten. Als dit materiaal homogeen of gelijkmatig van aard is, zal de golfbeweging rechtlijnig zijn, maar bij veranderingen in die eigenschappen zal de golf veranderingen van richting en bovendien weerkaatsingen en brekingen ondergaan. De vorm en de lengte van de afgelegde weg en de daarbij optredende veranderingen in voortplantingssnelheid maken het mogelijk gevolgtrekkingen te maken omtrent de veranderingen in de eigenschappen van het doorlopen materiaal. Zo kan men aardbevingsgolven dus als onderzoeksinstrumenten gebruiken om de samenstelling en eigenschappen van het inwendige der aarde te peilen.

Een primaire golf nabij de oppervlakte heeft een snelheid van ongeveer 8 km/sec. Op een diepte van zestienhonderd kilometer moet de snelheid, naar de tijd van aankomst te oordelen, bijna 13 km/sec. zijn. Een secundaire golf heeft nabij de oppervlakte een snelheid van ongeveer 4,5 km/sec., die op een diepte van zestienhonderd kilometer tot 6,5 km/sec. oploopt. Aangezien de toeneming van snelheid een maatstaf voor de toeneming van de dichtheid is, kunnen wij op grond van deze gegevens de dichtheid van lagen diep onder het aardoppervlak schatten.

De gemiddelde dichtheid van het gesteente aan het oppervlak van de aarde bedraagt 2800 kg/m^3; op zestienhonderd kilometer diepte is de dichtheid 5000 kg/m^3 en op 2900 kilometer diepte bijna 6000 kg/m^3.

Op een diepte van 2900 kilometer treedt een plotselinge verandering op. Secundaire golven worden op grotere diepten totaal niet meer doorgelaten. Dit zou er op duiden dat de aarde in dit gedeelte van haar kern vloeibaar is. De overgang is volkomen abrupt, evenals de verandering in eigenschappen - zó abrupt dat men de grenslaag een ‘discontinuïteit’ noemt. Het gaat hier om de ‘Gutenberg-discontinuïteit’, zo genoemd naar de Duitse geoloog Benno Gutenberg (1889-1960), die er in 1914 het bestaan van aantoonde.

Onder de Gutenberg-discontinuïteit bevindt zich de ‘vloeibare kern’ van de aarde. Op de grootste diepten, minder dan dertienhonderd kilometer van het middelpunt der aarde, zou de kern weer vast zijn, zodat wij wellicht van een vloeibare buitenkern en van een vaste binnenkem moeten spreken. Dit werd in 1936 voor het eerst op grond van metingen van aardbevingsgolven door de Deense geologe Inge Lehmann vastgesteld.

Boven de Gutenberg-discontinuïteit strekt zich de zogenaamde aard- mantel uit.

De dichtheid van de aarde vertoont een sprong van 6000 kg/m^3 boven de Gutenberg-discontinuïteit naar 9000 kg/m^3 daaronder, althans volgens de interpretatie van de aardbevingsgolven, en daaruit zou een plotselinge omslag in de chemische opbouw blijken. Dit zou in overeenstemming zijn met de theorie dat de rotsachtige mantel bij de Gutenberg-discontinuïteit plotseling in een vloeibare kern van nikkel en ijzer overgaat. (Er is tegenwoordig een wetenschappelijke discussie gaande over de vraag of de kern geheel uit metalen bestaat ofwel dat er bepaalde bijmengsels van zwavel en zuurstof in voorkomen.)

Hoewel de mantel onmiskenbaar rotsachtig van aard is, schijnt hij in zoverre van de oppervlaktegesteenten van de aarde te verschillen (wederom op grond van vergelijkingen tussen aardbevingsgolven die zich zowel door de aardkorst als door de mantel voortplanten), dat hij een hoger gehalte aan magnesium en ijzer, maar een lager aan aluminium bezit.

De mantel reikt dus niet helemaal tot aan het oppervlak van de aarde. Een Kroatische geoloog, Andrija Mohorovicic (1857-1936), bestudeerde de golven die bij een aardbeving in 1909 in de Balkan werden voortgebracht en stelde vast dat er op ongeveer tweeëndertig kilometer beneden het aardoppervlak een sterke toename in de voortplantingssnelheid van de golven moest optreden. Dit scheidingsvlak staat tegenwoordig bekend als de discontinuïteit van Mohorovicic en vormt dus het bovenvlak van de aardmantel. (Merkwaardigerwijs vertonen kern, mantel en korst ongeveer dezelfde onderlinge verhoudingen als de dooier, het wit en de schaal van een kippeëi.)

De aardkorst vertoont over de gehele oppervlakte van de aarde geen gelijkmatige dikte. Onder de continenten bevindt de discontinuïteit van Mohorovició zich dieper onder het aardoppervlak dan onder de oceanen, en op het vasteland bereikt ze de grootste diepte onder gebieden met hooggebergte. Er bestaat zelfs een zekere symmetrie, want hoe hoger het landoppervlak boven de zeespiegel is gelegen, des te dieper strekt zich de discontinuïteit van Mohorovicic uit. Zo bedraagt de dikte van de korst tot vijfenzestig kilometer onder bergstreken, vijfendertig kilometer onder laaggelegen vastelandsgebieden, en slechts dertien tot zestien kilometer onder de oceanen.

Bij de dikte van de aardkorst in oceaangebieden wordt de dikte van de waterlaag boven de zeebedding meegeteld, zodat de vaste korst onder de diepste gedeelten van de oceaan wellicht geen grotere dikte dan vijf kilometer heeft.

In de jaren zestig werden geestdriftig de mogelijkheden onderzocht om door de zeebedding heen te boren en materiaal uit de aardmantel naar boven te brengen, in de hoop zodoende de theoretische conclusies te bevestigen. Als die plannen tot uitvoering waren gekomen, zou de mens dieper dan ooit tevoren in de aarde zijn doorgedrongen, maar de onderneming moest worden opgegeven.

Mocht het in de toekomst echter tot zulke boringen komen, dan is het onwaarschijnlijk dat de mens door middel van instrumenten (om van een of ander voertuig maar helemaal niet te spreken) ooit dieper dan de grenslaag van de aardmantel zal kunnen komen. We kunnen ons trouwens geen voorstelling maken van de technologische doorbraak die daarvoor nodig zou zijn, als we bedenken hoe extreem de eigenschappen van de vaste lagen in het inwendige der aarde zijn.

7 – De dampkring van de aarde

Boven de aardoppervlakte

We hebben gezien hoe groot de beperkingen zijn die de mens zijn opgelegd bij zijn pogingen de vaste lagen van het binnenste der aarde binnen te dringen; nu zullen we onderzoeken hoe het hem bij zijn verovering van de dampkring is vergaan.

In zekere zin kan de mens atmosferische hoogten bereiken door bergen te beklimmen, wat hij dan ook al vele duizenden jaren heeft gedaan. Deze vorm van onderzoek is echter geheel en al gebonden aan de plaatsen op aarde waar bergen zijn, en dan nog blijft de mens met beide voeten stevig op de grond geplant.

Is er dan geen manier waarop de mens zich onafhankelijk van de grond kan verklaren en zodoende lijfelijk in de atmosfeer kan oprijzen? Dit is van de oudste tijden af de menselijke vrijheidsdroom geweest, en de mogelijkheid om die tot werkelijkheid te maken, kwam de mens voor de geest door wat hij in zijn omgeving zag. De atmosfeer kan namelijk inderdaad voorwerpen dragen. De wind vervoert lichte dingen door de lucht heen: bladeren, veren, zaden. Indrukwekkender is het feit dat er dieren bestaan die zodanig zijn aangepast dat ze over grote afstanden door de lucht kunnen glijden. Voorbeelden daarvan zijn vliegende eekhoorns, vliegende buideldieren als de koeskoes ... en zelfs vliegende vissen.

Nog indrukwekkender zijn de echte vliegende dieren, die zich door middel van hun spierkracht onafhankelijk van luchtstromingen, en zelfs er tegen in, door de lucht kunnen voortbewegen.

Vier afzonderlijke groepen dieren hebben onafhankelijk van elkaar mechanismen ontwikkeld waarmee zij in staat zijn te vliegen. Een van die groepen is ongewerveld: de insekten. Drie klassen van gewervelden bezitten het vliegvermogen of hebben het verworven. Onder de reptielen waren dat de pterosauriërs, die al miljoenen jaren uitgestorven zijn. Bij de zoogdieren zijn het de vleermuizen. Het meest indrukwekkend ten slotte is de klasse der vogels, waarvan bijna alle leden in staat zijn te vliegen.

Bij de aanblik van de vogels om zich heen, die zich zo gemakkelijk en schijnbaar zonder inspanning door de atmosfeer verplaatsen, moest de mens er wel van dromen ook zelf tot zo’n prestatie te komen.

Het is echter niet eenvoudig een massief voorwerp tegen de zwaartekracht in zwevende te houden, met als enige ondersteuning een ijl medium als lucht; het is dan ook alleen mogelijk omdat vliegende dieren betrekkelijk klein van afmetingen zijn.

Insekten zijn de kleinste van de verschillende soorten vliegende dieren; zij hebben een minder vervolmaakt ademhalingsmechanisme dan gewervelden en zouden dus niet de nodige energie kunnen voortbrengen om meer dan een heel kleine massa in snelle beweging te houden. Het meest massieve insekt ter wereld is de goliathkever, die een gewicht tot honderd gram kan bereiken.

Gewervelde vliegende dieren, met doelmatige longen en met inwendig versterkte vleugels ofwel een elastische vlieghuid tussen de ledematen en de staart, kunnen dank zij hun lichte en krachtige bouw nog heel wat groter zijn. Sommige vleermuizen zijn kleiner dan de grootste insekten, maar de grootste vleermuizen - zoals de kalongs of vliegende honden in Indonesië - kunnen tot negenhonderd gram wegen.

Vogels kunnen zelfs nog groter zijn. De meest massieve vliegende vogels zijn Kori-trapganzen, die een gewicht tot vierentwintig kilogram kunnen bereiken. Sommige van de uitgestorven pterosauriërs zijn wellicht even zwaar geweest; onlangs zijn er fossiele overblijfselen van een bijzonder grote pterosaurus gevonden, maar van deze reptielen vragen de geleerden zich nog steeds af of de zeer grote soorten werkelijk vlogen of zich alleen in glijvlucht voortbewogen.

Waarschijnlijk is het een verantwoorde uitspraak dat gedurende de hele geschiedenis van de biologische evolutie op aarde geen enkel dier van op zijn allerhoogst dertig kilogram het vermogen heeft ontwikkeld te vliegen.

Daarom lijkt de mogelijkheid wel geheel en al uitgesloten dat mensen ooit zouden kunnen vliegen op de manier waarop vogels dat doen, want zelfs een kleine menselijke volwassene weegt al meer dan vijfendertig kilogram terwijl het gemiddelde lichaamsgewicht van een volwassen man nog tweemaal zo hoog is.

Tot aan de moderne tijden hield men daar geen enkele rekening mee. Toen de oude Grieken de mythe van de grote uitvinder Daidalos boekstaafden, lieten zij hem van Kreta ontsnappen door hem voor zichzelf en voor zijn zoon Ikaros een paar vleugels te laten vervaardigen. Deze bestonden uit een licht geraamte waarop met was veren waren aangebracht. Van die veren dacht men dat zij iemand het vliegvermogen verleenden.

Kunstenaars die het nodig vonden het bovennatuurlijke vermogen van engelen om te vliegen aan te duiden, voorzagen hen van lange vogelvleugels zonder echter de armen weg te laten, blijkbaar niet beseffend dat ze er op die manier wezens met zes ledematen van maakten. (Feeën echter, vooral als die als heel kleine wezens werden voorgesteld, kregen dikwijls de ragfijne vleugels van insekten, terwijl duivels het met de lederachtige vlieghuid van vleermuizen moesten doen.)

Ook van dieren die veel massiever zijn dan mensen, werd verondersteld dat ze konden vliegen. Zo was er in de Griekse mythologie het vliegende paard Pegasus; verder waren er vliegende draken, enorme reptielen die merkwaardig op de pterosaurus leken en zich zwevende hielden met behulp van vleermuisachtige vleugels die veelal lachwekkend klein werden uitgebeeld. Een beroemd verhaal in de Duizend-en-een-Nacht vertelt over de vogel ‘rok’, een vogel zó enorm dat zijn ei zo groot als een klein huis was en zó sterk dat hij met zijn ene klauw een olifant en met zijn andere een neushoorn kon grijpen, waarna hij met beide kolossen wegvloog. De rok was vermoedelijk geïnspireerd op de aepyomis uit Malagasië (Madagascar), een niet zo lang geleden uitgestorven vogel, die de grootste moet zijn geweest die ooit heeft geleefd. Hij bereikte een hoogte van drie meter en woog tot vierhonderdvijftig kilogram maar was totaal niet tot vliegen in staat.

Zelfs van onbezielde voorwerpen droomde men dat ze konden vliegen, getuige de vliegende tapijten uit sprookjes en legenden.

De zwevende mens

De mens was al vroeg in de geschiedenis in staat voorwerpen te maken die in zekere zin konden vliegen. Zodra men besefte dat de wind lichte, platte voorwerpen kon doen opwarrelen (licht: omdat er dan maar weinig kracht vereist was; plat: om zoveel mogelijk wind te vangen), moest het onvermijdelijk wel bij iemand opkomen een blad papier of soortgelijk weefsel over een geraamte van lichte stokjes of latjes te spannen en een lang koord aan dit geheel vast te maken, waarmee dan een ‘vlieger’ was gebouwd.

In Oost-Azië dateert het gebruik van vliegers uit prehistorische tijden. In de Westerse wereld zou de vlieger zijn uitgevonden door een Griekse wijsgeer in Zuid-Italië, Archytas van Tarentum (400-350 v. Chr.).

Vliegers werden duizenden jaren lang hoofdzakelijk als vermakelijkheid gebruikt, maar men was zich ook wel degelijk bewust van praktische toepassingen. Een vlieger kon een lantaarn in de lucht opgehangen houden om over een groot grondgebied als signaal voor troepen te dienen. Ook kon men er een licht koord mee naar de overkant van een rivier brengen, dat dan vervolgens werd gebruikt om er zwaardere koorden mee naar de overkant te trekken als voorbereidende maatregel voor het bouwen van een brug.

De eerste poging om vliegers voor het onderzoek van de eigenschappen van atmosferische hoogten te gebruiken werd in 1749 ondernomen. In dat jaar bevestigde de Schotse astronoom Alexander Wilson (1714-1786) thermometers aan vliegers om de temperaturen op vrij grote hoogten te meten.

Van veel meer betekenis was het werk van Benjamin Franklin (1706-1790), toen nog een Amerikaanse geleerde uit het koloniale tijdperk, die in 1752 tijdens een opkomend onweer een vlieger opliet en een Leidse fles elektrisch oplaadde, waarmee hij bewees dat de bliksem een elektrische ontlading is. Op grond daarvan vond hij de bliksemafleider uit, waarmee hij tegelijk grotendeels een einde aan de dodelijke angst maakte die de mensen destijds voor het hemelvuur koesterden. Het was de eerste overwinning van de wetenschap op een dikwijls rampzalig natuurverschijnsel.

Het duurde niet lang meer voor er mensen waren die hun vliegers persoonlijk naar boven zouden volgen.

Twee Fransen, Joseph-Michel Montgolfier (1740-1810) en zijn jongere broer Jacques-Etienne (1745-1799), die een papierfabriek in het stadje Annonay bezaten, hadden bewust waargenomen hoe de rook van een vuur lichte voorwerpen van hun plaats tilde en ze mee naar boven voerde. Hete lucht, zo meenden de broers, was lichter dan koude lucht en dreef daarop zoals hout op water dreef. Het leek voor de hand te liggen dat, als zij een zak van licht materiaal met de opening naar beneden boven een vuur hielden, deze zich met de hete gassen zou vullen en zich dan zo lang in bovenwaartse richting zou begeven tot de gassen zouden zijn afgekoeld en hun stijgvermogen hadden verloren.

Op 5 juni 1783 vulden de broers op het marktplein van hun woonplaats een grote linnen zak met hete lucht. Deze steeg tot een hoogte van vierhondervijftig meter en verplaatste zich al zwevende in tien minuten over een afstand van bijna twee en een halve kilometer. Dit was de eerste ‘ballon’ (naar het Italiaanse woord voor een grote bal of bol).

Het lag in de rede dat, als men een lichte gondel onderaan de zak ophing, de gondel benevens een bescheiden lading eveneens zou worden opgeheven. Op 19 september 1783 begaven de gebroeders Montgolfier zich naar Versailles, de toenmalige regeringszetel, waar zij voor een publiek van notabelen een demonstratie gaven met een grotere ballon, die een gondel droeg waarin zich een schaap, een haan en een eend bevonden - de eerste landdieren die luchtreizigers zijn geworden.

De eerste mensen gingen op 21 november 1783 naar boven. In de aanwezigheid van driehonderdduizend geestdriftige toeschouwers, onder wie Benjamin Franklin, werd een ballon met de hete lucht van een groot vuur gevuld, waarna hij in drieëntwintig minuten tijds een vlucht van negentien kilometer maakte.

Hete lucht is echter geen heel geschikt hefmiddel. Het is maar weinig lichter dan koude lucht en bezit niet veel hefvermogen, terwijl dat weinige bovendien tijdens de afkoeling snel verloren gaat.

Reeds in 1766 had de Engelse geleerde Henry Cavendish (1731-1810) het gas waterstof geproduceerd en onderzocht. Van alle bekende gassen (toen, zowel als nu) was dit het lichtste, met een dichtheid die slechts één veertiende van die van lucht bedroeg. Waterstof heeft dus ten minste driemaal de hefkracht van hete lucht, zelfs als het niet warmer dan de omringende lucht is, zodat het niet hoeft te worden verwarmd en bij afkoeling niets van zijn stijgkracht verliest.

Toen de Franse natuurkundige Jacques-Alexandre Charles (1746-1823) van de ballons van de gebroeders Montgolfier hoorde, vestigde hij de aandacht op de mogelijkheden van waterstof, welk voorstel nog vóór het einde van het jaar werd aanvaard. In december 1783 waren Charles zelf en een vriend van hem de eersten die in een waterstofballon boven het aardoppervlak opstegen. Zij bereikten een grote hoogte en zwalkten langdurig onder de invloed van de steeds wisselende wind rond, tot zij hemelsbreed een afstand van vierentwintig kilometer hadden afgelegd en in een dorp op het platteland neerdaalden, waar de inwoners, ontsteld over de verschijning van wat wel een draak uit de hemel moest zijn, de ballon met hun hooivorken moedig overvielen en hem ‘afmaakten’.

De ballonvaart werd spoedig een populaire sport, waarin de splinternieuwe sensatie van de panorama’s in de diepte waarvan men al zwevende genoot, samenging met het vleugje gevaar dat op sommige mensen een enorme aantrekkingskracht uitoefent.

Ook de waarde van de ballon als instrument voor wetenschappelijk onderzoek werd onmiddellijk ingezien. In 1784, binnen een jaar na de invoering van de vernieuwde en verbeterde ballon, steeg de Amerikaanse natuurkundige Joe Jeffries (1745-1816) boven Londen op, waarbij hij behalve een barometer en andere instrumenten een hele inrichting meenam die hem in staat stelde op verschillende hoogten luchtmonsters te nemen.

In hetzelfde jaar vond de Franse aëronaut Jean-Pierre Blanchard (1750-1809) de parachute uit. Dit is in principe een scherm waar een mens aan kan hangen en dat uit een grote, gekromde doek van linnen, zijde of een andere stof bestaat, die de lucht opvangt en vasthoudt, zodat de luchtweerstand sterk toeneemt en de snelheid van de vrije val tot een veilige waarde wordt vertraagd. Blanchard ondernam in 1784 de eerste parachutesprong uit de geschiedenis en overleefde zijn waagstuk gezond en wel.

Al spoedig bleek dat de ballonvaarders de bergbeklimmers bij het bestuderen van de lucht op grote hoogten naar de kroon konden steken. In 1804 steeg de Franse scheikundige Louis-Joseph Gay-Lussac (1778-1850) tot ongeveer zeven kilometer boven de aarde en keerde met monsters lucht terug. Deze afstand is ongeveer anderhalf keer zo groot als de hoogte van de Mont Blanc. Bovendien verliep de opstijging per ballon veel sneller, minder moeizaam en over het algemeen minder gevaarlijk dan de bestijging van de Mont Blanc zou zijn geweest. Verder kon men met een ballon de lucht op ieder gewenst punt onderzoeken, terwijl dat in het geval van de Mont Blanc natuurlijk alleen langs de bergwanden mogelijk was.

De ballon was wel het eerste, maar niet het enige toestel waarmee de mens zich boven de aarde kon verheffen. Naarmate de negentiende eeuw voortschreed, gingen steeds meer mensen met zweefvliegen experimenteren, waarbij gebruik werd gemaakt van een soort vliegers die groot en sterk genoeg waren om het gewicht van een mens te dragen.

Schitterende resultaten in dit opzicht werden geboekt door de Duitse luchtvaartingenieur Otto Lilienthal (1846-1896), die in 1877 zweefvliegtuigen begon te ontwerpen: geen vliegtuigen in de latere betekenis, maar letterlijk tuigen om te vliegen. In 1891 ondernam hij zijn eerste zweefvlucht, die een volledig succes werd.

Het zweefvliegen was een actievere bezigheid dan het ballonvaren. De zweefvlieger kon de vleugels en de regelingsorganen van het toestel binnen bepaalde grenzen bedienen, zodat het werkelijk bestuurbaar was. Evenals de ballonvaart een eeuw tevoren, werd het zweefvliegen in de jaren negentig van de vorige eeuw een manie voor mensen die van gevaarlijke sporten waren bezeten. Lilienthal ondernam zelf meer dan tweeduizend vluchten, tot hij in 1896 bij het beproeven van een nieuw roerontwerp neerstortte en aan zijn verwondingen bezweek.

De vliegende mens

Hoe zou men nu werkelijk vat kunnen krijgen op een toestel voor de luchtvaart, zodat men het inderdaad naar wens kon bedienen en besturen? Gesteld dat men in een ballongondel een stoommachine zou monteren die een schroef kon aandrijven, zou de ballon dan niet door het luchtruim worden voortgestuwd zoals een zeeschip zich met een soortgelijke inrichting door het water voortbewoog? Dan zou men een ‘luchtschip’ hebben.

Zó eenvoudig was het echter niet. Een stoommachine is een zwaar toestel, dat wordt aangedreven met behulp van grote hoeveelheden hout of steenkool, nog afgezien van het benodigde water. Dit alles ging het draag- en stijgvermogen van de ballons te boven. Maar in 1876 bouwde de Duitse uitvinder Nikolaus August Otto (1832-1891) de eerste bruikbare motor met inwendige verbranding, de explosiemotor. Deze kon zowel lichter als krachtiger dan een stoommachine worden gemaakt. Het idee van een luchtschip was weer wat verder binnen het gebied van het mogelijke gekomen.

Een ballon is onvermijdelijk min of meer bolvormig, hetgeen aërodynamisch ongunstig is. Bij de voortbeweging door de lucht moest een veel te hoge luchtweerstand worden overwonnen. Een Duitse uitvinder, Ferdinand von Zeppelin (1838-1917), bedacht een ontwerp waarbij een of meer ballons in een sigaarvormig geraamte werden ondergebracht, zodat het hele toestel de lucht met een minimum aan weerstand kon doorklieven.

Natuurlijk had men daarvoor een zowel licht als sterk metaal nodig. Aluminium bood daarvoor de gewenste oplossing, een metaal dat in 1886 voor het eerst in grote hoeveelheden werd geproduceerd door middel van een procédé dat twee scheikundigen onafhankelijk van elkaar hadden uitgevonden: de Amerikaan Charles Martin Hall en de Fransman Paul- Louis Héroult, die beiden van 1863 tot 1914 leefden.

Op 2 juli 1900 verhief een van Zeppelins sigaren zich in de lucht. Er hing een gondel onder waarin een verbrandingsmotor was aangebracht die de schroeven aandreef. Het luchtschip vloog volgens de plannen; weliswaar liep het bij de landing enige schade op, maar het had de eerste geslaagde gemotoriseerde vlucht in de geschiedenis tot een goed einde gebracht. Zo’n luchtschip werd ook wel een ‘bestuurbare ballon’ genoemd, en ter ere van de uitvinder gebruikte men ook de naam ‘zeppelin’.

Bijna veertig jaar lang hebben luchtschepen een mooi en indrukwekkend, hoewel tamelijk zeldzaam ‘glanspunt’ aan de hemel gevormd. Het meest roemrijke daarvan was de Duitse Graf Zeppelin, zo genoemd naar zijn uitvinder. De enorme gevaarten waren bij storm of bij ongelukken echter bijzonder kwetsbaar, en toen het Duitse luchtschip Hindenburg in 1937 in brand vloog en totaal verloren ging, was de maat vol. De grote bestuurbare ballon, het passagiersschip van de lucht, verdween van het toneel.

Reeds toen het eerste geslaagde luchtschip nog in aanbouw was, werden er al pogingen ondernomen om een toestel te bouwen dat we een ‘bestuurbaar zweefvliegtuig’ zouden kunnen noemen: een zweeftoestel waarop een verbrandingsmotor werd gemonteerd.

De Amerikaanse sterrenkundige Samuel Pierpont Langley (1834-1906) werkte jarenlang aan dit probleem en bouwde tussen 1897 en 1903 drie van zulke toestellen, en hoewel hij er geen praktisch succes mee boekte, kwam hij toch steeds iets dichter bij de oplossing.

Twee broers, Wilbur Wright (1867-1912) en Orville Wright (1871-1948), waren fietsherstellers van beroep, maar zweefvluchtenthousiasten uit liefhebberij, en ook zij werkten aan een gemotoriseerd zweeftoestel. Zij maakten daarbij gebruik van de resultaten van Langley, brachten schrandere verbeteringen in zijn ontwerp aan en vonden een voorloper van het rolroer uit, de aileron of beweegbare vleugelranden waarmee de piloot de bewegingen van zijn toestel beter kan beheersen. Ook bouwden zij een windtunnel waarin zij hun modellen beproefden; verder ontwierpen zij nieuwe motoren met ongekend lage verhoudingen van gewicht tot vermogen. Toch besteedden zij in een tijdsbestek van acht jaar niet meer dan duizend dollar aan al die voorbereidende werkzaamheden.

Op 17 december 1903 voerde Orville Wright bij Kitty Hawk in de staat Noord-Carolina de eerste vlucht met een door een motor aangedreven toestel uit dat zwaarder was dan lucht. Zo’n toestel heeft sedertdien de populaire benaming ‘vliegtuig’ gekregen en wordt in de lucht gehouden door de snelle beweging van lucht onder de vleugels.

Die eerste vlucht duurde bijna een minuut, waarin een afstand van slechts tweehonderdzestig meter werd afgelegd, maar alle toekomstige ontwikkelingen vloeiden hieruit voort. Reeds in het volgende decennium streden vliegtuigen hun duels in de lucht boven Europa, waar ze een schijn van glans verleenden aan de stompzinnigheid en de gruwelen van de Eerste Wereldoorlog. In 1927 vloog de Amerikaanse vliegenier Charles Augustus Lindbergh (1902-1974) zonder tussenlanding over de Atlantische Oceaan van New York naar Parijs, en daarmee was het vliegtuig werkelijk tot volwassenheid gekomen.

De bovenste lagen van de dampkring

Tot in het begin van de moderne geschiedenis nam men als vanzelfsprekend aan dat de lucht boven het aardoppervlak zich onbepaald uitstrekte en het hele heelal vervulde, met inbegrip van de maan, de planeten en de verste sterren.

Als de hemellichamen zich in hun baan om de aarde door lucht voortbewogen, zouden ze ten gevolge van de luchtweerstand natuurlijk snel hun energie verliezen, een inwaartse spiraalbeweging uitvoeren en al spoedig met de aarde in botsing komen. Het feit dat dit niet gebeurde was voldoende bewijs dat de hemellichamen zich niet door een met lucht gevulde ruimte bewogen, maar dit werd pas tegen het einde van de zeventiende eeuw ingezien, toen men voor het eerst enig inzicht in de wetten van de beweging kreeg.

Als een schrijver uit eerdere tijden dus een reis naar de maan en nog verder verzon, hoefde hij alleen maar een of ander voertuig te bedenken waarmee zijn personen door de lucht konden reizen.

De eerste verhalen van bekende auteurs over reizen naar de maan waren van de Griekse satiricus en retor Loekianos (Lucianus) van Samosata (120-180). Zijn omstreeks 165 geschreven verhaal Ikaromenippos beschrijft een wijsgeer die met een vleugel van een gier aan zijn ene kant en een arendsvleugel aan de andere naar de maan vliegt. In een later geschrift, Alethes historici (‘een waar verhaal’), eveneens een satirische roman, beschrijft Loekianos een schip dat in een wervelstorm verzeild raakt en na een reis van twee weken op de maan landt.

In 1532 schreef de Italiaanse dichter Ludovico Ariosto (1474-1533) Orlando Furioso, waarin zijn held, de razende Roeland, de maan bereikt met dezelfde zegewagen die de profeet Elias naar de hemel had gebracht.

Het eerste verhaal in het Engels over een reis naar de maan was van de hand van Francis Godwin (1562-1633). Het verscheen in 1638 postuum onder de titel The Man in the Moon en de held wordt voortgetrokken in zijn voertuig dat met grote, zwaanachtige trekvogels is bespannen, waarvan werd aangenomen dat ze regelmatig naar de maan trokken.

Vijf jaar daarna kwam echter het keerpunt. In 1643 toonde de Italiaanse natuurkundige Evangelista Torricelli (1608-1647) aan dat lucht voldoende gewicht bezat om een kolom kwikzilver van zesenzeventig centimeter te ondersteunen. Het gewicht van de kolom lucht moest dan gelijk zijn aan dat van die kolom kwikzilver. De dichtheid van kwikzilver is 11450 zo hoog als die van lucht ter hoogte van de zeespiegel, zodat, als de lucht naar boven toe overal dezelfde dichtheid behield, de luchtkolom die vereist was om zesenzeventig centimeter kwikzilver in evenwicht te houden, een hoogte van 8,7 kilometer zou hebben.

Dit vormde er de eerste aanduiding van dat de dampkring slechts een plaatselijk verschijnsel moest zijn, dus dat het om een betrekkelijk dunne laag lucht rondom de aarde ging, en dat zich daarbuiten een luchtledig moest bevinden.

Uit de aard van de zaak is de atmosfeer, of dampkring, niet overal van gelijke dichtheid. De atmosfeer ter hoogte van de zeespiegel ligt onder de druk van alle daarboven gelegen luchtlagen en wordt bijgevolg tot haar bepaalde dichtheid samengeperst. Naarmate men zich hoger in de‘lucht begeeft, krijgt men een steeds groter gedeelte van de atmosfeer onder zich, zodat men steeds minder lucht boven zich heeft die druk kan uitoefenen. De luchtdruk daalt dus met de hoogte, en de dichtheid evenzo.

Dit verschijnsel werd in 1646 voor het eerst met werkelijke waarnemingen aangetoond, toen de Franse wiskundige Blaise Pascal (1623-1662) zijn zwager verzocht een plaatselijke berghelling met twee barometers te bestijgen. Zo werd de gestadige luchtdrukvermindering bij toenemende hoogte geregistreerd.

Ten gevolge van deze dichtheidsdaling spreidt de dampkring zich over een grote volume uit en is zijn hoogte aanzienlijk groter dan de 8700 meter die hij onder omstandigheden van constante dichtheid zou bereiken. Die dichtheidsdaling is echter zodanig, dat de dampkring praktisch gesproken een buitengewoon dun laagje rondom de aardbol blijft. Op ongeveer achtduizend meter hoogte is het zo dun dat er nauwelijks nog leven mogelijk is. Dat is dan ook de reden dat zuurstofcilinders bij een beklimming van hoge pieken in de Himalaja onmisbaar zijn.

Zelfs het inzicht dat de dampkring aan de aarde is gebonden en het daaruit afgeleide feit dat zich enorme luchtledige afstanden tussen de hemellichamen moeten uitstrekken, konden de schrijvers van fantastische verhalen niet geheel en al intomen.

Toen de ballon eenmaal was uitgevonden, zag men daarin de juiste methode om grote hoogten te bereiken. De geliefkoosde wervelwinden, vogels en kunstmatige vleugels verdwenen van het toneel. Nog in 1835 publiceerde Edgar Allan Poe (1809-1840) zijn verhaal Hans Pfaall, waarin de held zich per ballon naar de maan begeeft. Poe had wel inzicht in de afnemende dichtheid van de lucht, maar omzeilde die moeilijkheid door een ‘condensator’ of verdichter te verzinnen die de lucht rondom de ballon samenperste. Natuurlijk bestaan zulke ‘condensators’ niet, en zelfs in het onwaarschijnlijke geval dat men in de toekomst een dergelijk toestel zou bouwen, blijft de hoogte waartoe een ballon kan opstijgen toch altijd ‘hemelhoog’ onder de maan.

Dan is er de kwestie van de ademhaling. In 1875 stegen drie Franse ‘luchtschippers’, zoals ze toen werden genoemd, met hun ballon tot een hoogte van ongeveer 9,6 kilometer, dus achthonderd meter hoger dan de top van de Mount Everest. Twee van de inzittenden bezweken onder die gruwelijke beproeving. De enige overlevende was Gaston Tissandier (1835-1899), en deze scheikundige was in staat de symptomen van luchtdeficiëntie te beschrijven, zodat hij als de vader van de ‘luchtvaart- geneeskunde’ wordt beschouwd.

Vliegtuigen zijn naar hun aard minder geschikt voor hoge vluchten dan ballons. Naarmate ze op grotere hoogte vliegen en de lucht ijler wordt, moeten ze hun snelheid verhogen om hun draag- of liftkracht te handhaven, hetgeen de bereikbare hoogte beperkt. Als het nodig is zeer hoge luchtlagen te bereiken, zal men zich in het algemeen aan een ballon moeten toe vertrouwen.

Als men echter met een ballon hoger dan het eindpunt van 9600 meter wilde komen dan Tissandier had bereikt, was het volkomen duidelijk dat dit met een open gondel onmogelijk was. Men zou over afgedichte cabines moeten beschikken, waarin de luchtdruk op de normale waarde moest worden gehouden. Dit hield in dat de gevormde koolstofdioxyde prompt moest worden geabsorbeerd, terwijl de zuurstof moest worden aangevuld.

Het probleem was niet zo moeilijk als het afdichten van de lucht in een onderzeeër, waar de buitendruk tot vele atmosferen kan oplopen. In de gondel van een ballon kan de buitendruk niet tot minder dan nul atmosfeer dalen. Bij een onderzeeër kan het drukverschil dus vele atmosferen bedragen, terwijl het in een ballongondel altijd minder dan één atmosfeer is.

Ook werden er betere materialen voor het vervaardigen van ballons gevonden. Zijde is een tamelijk zware stof, althans in de dikke lagen die ervan nodig zijn om een betrouwbare ballon te bouwen die groot genoeg is om tot zeer grote hoogten te stijgen; verder blijft zijde, hoe dicht men het ook weeft, altijd een beetje doorlatend voor waterstof, zodat de ballon geleidelijk waterstof verliest en in plaats daarvan lucht opneemt, waardoor de stijgkracht langzaam afneemt. In de latere jaren van de twintigste eeuw werden de plastics uitgevonden, die zich uitstekend voor de fabricage van ballons lenen. Kunststoffen kunnen in dunnere en lichtere lagen dan zijde worden gemaakt, terwijl ze sterk genoeg voor het gestelde doel en bovendien minder poreus zijn.

Een grote bedreiging voor ballons en luchtschepen vormde de ontvlambaarheid van waterstofgas. Een brand kan reeds ontstaan door toevallige vonkjes of elektrische ontladingen, hetgeen bijna onvermijdelijk het verlies van het voertuig met al zijn passagiers tot gevolg heeft. Zo werd ook de Hindenburg door een waterstofbrand verwoest.

In 1895 ontdekte de Schotse scheikundige William Ramsey (1852-1916) het zeldzame gas helium, dat na waterstof het minst dichte gas is. Weliswaar is de dichtheid van helium tweemaal die van waterstof, maar het heeft toch ruim negentig procent van de opwaartse stuwkracht van waterstof. Zijn iets mindere hefvermogen wordt meer dan goedgemaakt door het feit dat helium chemisch absoluut inert is en niet kan branden. Ook lekt het niet zo gemakkelijk als waterstof door de stof van de ballon heen.

In 1931 maakte Auguste Piccard, die later de bathyscaaf zou ontwerpen, gebruik van een ballon van kunststof met een afgedichte gondel, waarmee hij 15,8 kilometer in de lucht steeg - bijna twee keer de hoogte van de Mount Everest - op een vlucht die achttien uur duurde.

Dit was de eerste keer dat mensen, en trouwens ook dieren (afgezien misschien van door de wind voortbewogen microscopische sporen), tot boven de allerhoogste wolken waren gestegen.

De veranderingen die kenmerkend voor het weer zijn - wolkenvorming, neerslag, woeligheid - vinden plaats op het laagste niveau van de atmosfeer. Deze onderste luchtlaag kreeg daarom in 1908 van de Franse meteoroloog Léon Teisserence de Bort (1855-1913) de naam ‘troposfeer’ (‘sfeer der verandering’).

De bovengrens van de troposfeer noemde Teisserence de ‘tropopauze’. De hoogte van de tropopauze wisselt met de geografische breedte van ongeveer zestien kilometer bij de evenaar tot slechts acht kilometer bij de polen.

Teisserence meende dat de ijle atmosfeer boven de tropopauze geen turbulentie en veranderingen kende, en uit rustige lagen bestond. Hij bedacht er de naam ‘stratosfeer’ (‘sfeer der lagen’) voor. Piccard was de eerste mens die in de stratosfeer wist door te dringen.

Er zijn met ballons nog grotere hoogten bereikt. In 1961 kwam een ballon met twee officieren van de Amerikaanse marine aan boord tot 34,668 kilometer en in 1966 werd een onofficieel record van 37,7 kilometer behaald. Onbemande ballons hebben hoogten van bijna zevenenveertig kilometer bereikt, meer dan vijf keer de hoogte van de Mount Everest.

Radiogolven en elektronen

Ballons, of andere inrichtingen waarbij de aanwezigheid van lucht vereist is om een bepaald niveau boven het aardoppervlak te bereiken en daar geruime tijd te blijven, zullen naar alle waarschijnlijkheid niet noemenswaardig hoger komen dan de in de afgelopen twintig jaar gevestigde records. Er bestaan echter indirecte manieren om de dampkring op nog grotere hoogten te bestuderen.

Op 12 december 1901 slaagde de Italiaanse elektrotechnisch ingenieur Guglielmo Marconi (1874-1937) er in radiosignalen over de Atlantische Oceaan van Engeland naar Newfoundland te zenden. Dit wordt gewoonlijk als de uitvinding van de radio gezien. Zulke radiosignalen worden overgebracht door gebruik van radiogolven te maken, die van soortgelijke aard als lichtgolven zijn, maar ongeveer een miljoen maal zo lang.

Evenals lichtgolven planten radiogolven zich rechtlijnig voort, zodat een uitzending van radiogolven op een punt achter de horizon eigenlijk niet te ontvangen zou zijn. En toch vonden de signalen van Marconi langs de kromming van de aarde hun weg van Engeland naar Newfoundland.

Twee elektrotechnische ingenieurs, de Brits-Amerikaan Arthur Edwin Kennelly (1861-1939) en de Engelsman Oliver Heaviside (1850-1925), kwamen in 1902 onafhankelijk van elkaar tot de opvatting dat radiogolven moesten worden weerkaatst door ionen (elektrisch geladen atoomdeeltjes) en dat er hoog in de atmosfeer een ionenlaag moest bestaan die radiogolven weerkaatste. (Hiervoor werd later de naam Kennelly-Heaviside-laag ingevoerd.) Radiosignalen konden bijgevolg de kromming van de aardbol volgen door tussen de Kennelly-Heaviside-laag en de grond als het ware op en neer te springen.

De Engelse natuurkundige Edward Victor Appleton (1902-1965) onderzocht de manier waarop stralen van radiogolven elkaar beïnvloedden of stoorden, waarbij hij in 1922 het bewijs leverde dat de theoretische inzichten van Kennelly en Heaviside juist waren en dat zich in de bovenste atmosfeer inderdaad een laag bevond die rijk aan ionen was. In 1924 toonde hij aan dat de Kennelly-Heaviside-laag zich ongeveer vijfennegentig kilometer boven het aardoppervlak uitstrekte. Ook vond hij bewijzen voor het bestaan van nóg hogere gebieden die rijk aan ionen waren (‘Appleton-lagen’), waarna hij in 1926 bewees dat sommige daarvan tot tweehonderd veertig kilometer hoog reikten.

Het gedeelte van de dampkring dat op hoogten tussen de vijftig en driehonderd kilometer boven het aardoppervlak ligt wordt daarom de ‘ionosfeer’ genoemd.

De dichtheid van de gassen in de ionosfeer bedraagt slechts een miljardste van die van de atmosfeer aan de zeespiegel, maar dat is toch nog meer dan die van de ultra-ijle dampen in de diepe ruimte, en het is voldoende om gemakkelijk waar te nemen verschijnselen te veroorzaken.

Zo wordt de aarde onophoudelijk gebombardeerd met enorme aantallen kleine stukjes materie (waarschijnlijk de overblijfselen van sinds lang uiteengevallen kometen), die de atmosfeer in de vorm van ‘meteoroïden’ binnendringen; ze zijn zo groot als speldeknoppen of nog kleiner. Bij hun voortbeweging door de atmosfeer met snelheden van ten minste 20 km/sec. verdichten en verhitten zij de zich daarvóór uitstrekkende gasmassa’s, waarbij zodanige temperaturen worden bereikt dat ze zichtbaar gaan gloeien en van de aarde af met het blote oog kunnen worden waargenomen als ‘meteoren’ of ‘vallende sterren’. Deze meteoren gloeien en branden terwijl ze zich nog steeds in de ionosfeer bevinden. Daarmee bewijzen ze niet alleen het bestaan van de ijle gassen in dat gebied, die als bescherming dienen tegen de bombardementen met talloze en veelsoortige brokjes materie, maar verschaffen ze ons tevens gegevens die ons in staat stellen informatie over die gassen te verzamelen.

Er zijn duidelijk zichtbare verschijnselen die op zelfs nog grotere hoogten voorkomen. Deze hangen samen met het feit dat de aarde zelf een magneet is, hetgeen in 1600 voor het eerst overtuigend door de Engelse natuurkundige William Gilbert (1544-1603) werd aangetoond. Dit houdt in dat de aarde, zoals iedere andere magneet, door magnetische krachtlijnen wordt omringd.

Een elektrisch geladen, bewegend voorwerp ondergaat een wisselwerking met magnetische krachtlijnen en moet energie verbruiken om ze in dwarse richting over te steken. Zulke geladen voorwerpen hebben minder energie nodig om zich langs dan over krachtlijnen voort te bewegen (zoals het lopen over een horizontale vloer minder energie vergt dan het beklimmen of afdalen van een trap).

Alle stof is uit atomen opgebouwd, die op hun beurt in hoofdzaak uit drie soorten ‘subatomaire deeltjes’ bestaan. Van deze subatomaire deeltjes zijn er twee elektrisch geladen. Het ‘proton’ draagt een positieve elektrische lading, het ‘elektron’ een negatieve.

Het elektron, in 1897 ontdekt en bestudeerd door de Engelse natuurkundige Joseph John Thomson (1856-1940), is van die twee verreweg het lichtste en bezit slechts 1/1837 van de massa van het het waterstofatoom (het kleinste van alle atomen). Omdat het zo licht is, wordt het elektron bijzonder gemakkelijk door de magnetische krachtlijnen afgebogen, waarbij het de neiging vertoont zich er in strakke spiralen omheen te bewegen.

De magnetische krachtlijnen van de aarde lopen van de noordelijke magneetpool naar de zuidelijke magneetpool; daar tussenin strekken ze zich tot ver in de ruimte uit. De noordelijke magneetpool ligt in het uiterste noorden van Canada, de zuidelijke aan de rand van Antarctica. De magnetische krachtlijnen krommen zich in de beide poolgebieden naar de aarde toe, waarbij de in die lijnen gevangen elektronen zich eveneens naar de aarde toe bewegen.

Bij hun neerwaartse beweging bereiken de elektronen de bovenste lagen van de atmosfeer, waar ze op atomen botsen. Een deel van de botsingsenergie wordt tot lichtflitsen omgevormd. De poolgebieden zijn bijgevolg het toneel van lichtverschijnselen die gedurende de lange nachten zichtbaar zijn.

Dit zijn dan de zogenaamde aurorae, van het Latijnse woord voor ‘dageraad’, aangezien reizigers die naar het noorden trokken het vage licht aan de noordelijke gezichtseinder waarnamen en meenden dat het er als de dageraad uitzag, die in de verkeerde richting aanbrak. Het ‘noorderlicht’ van het noordpoolgebied is de aurora borealis (‘noordelijke dageraad’), en het ‘zuiderlicht’ van Antarctica is de aurora australis (‘zuidelijke dageraad’).

De steeds wisselende, gekleurde lichtstralen of -banden van het poollicht maken de aurorae tot een prachtig schouwspel, en de hoogten waarop ze zichtbaar zijn strekken zich van ongeveer honderd tot duizend of zelfs tweeduizend kilometer uit. Op die extreme hoogten bevinden zich nog atmosferische atomen die in voldoende hoeveelheden zijn verspreid om botsingen met de voortsnellende elektronen te veroorzaken, die dan deze zichtbare effecten teweegbrengen.

Buiten de ionosfeer, met haar vermogen ‘aurorale effecten’ of poollicht voort te brengen, bevindt zich de ruimte die ‘exosfeer’ wordt genoemd. De exosfeer gaat onmerkbaar in het vacuüm van de interplanetaire ruimte over. (Dit vacuüm is geen echt luchtledige. Zelfs op zeer grote afstand van iedere planeet komen in buitengewoon dunne verspreiding verscheidene soorten atomen voor, echter in onvoldoende hoeveelheden om een zichtbare aurora te veroorzaken.)

We kunnen dus zeggen dat de dampkring van de aarde, te oordelen naar zijn waarneembare effecten en verschijnselen, van het aardoppervlak af tot een hoogte van ongeveer tweeduizend kilometer reikt. Volgens de meest extreme berekening is de atmosfeer van de aarde slechts een plaatselijk verschijnsel, dat zich over niet meer dan ongeveer eentweehonderdste deel van de afstand naar de maan doet gelden. Sterker nog, onbemande ballons zijn minder dan eenachtduizendste deel van de afstand naar de maan opgestegen, en bemande ballons slechts eentienduizendste deel van die afstand.

8 – De ballon voorbijgestreefd

Actie en reactie

Zij die meenden dat met de ballon het uiterste van de mogelijkheden was bereikt, moeten haast wel de indruk hebben gekregen dat de menselijke gezichtseinder naar boven toe scherp was begrensd en dat misschien wel voorgoed zou blijven.

Laten we echter het begrip ‘locomotie’ eens beschouwen (afgeleid van het Latijnse locus, plaats, en motio, beweging), waarmee de handeling of het vermogen wordt aangeduid zich van de ene plaats naar de andere voort te bewegen.

Als wij lopen, gaan we voorwaarts door ons met onze voeten achterwaarts tegen de grond af te zetten. Als u het kardinale belang van dit naar-achteren-duwen niet inziet, behoeft u slechts te proberen op heel glad ijs te lopen, waar u wegens de afwezigheid van wrijving geen houvast op het oppervlak krijgt waarop u staat. U zult naar alle kanten wegglijden, en nog afgezien van de waarschijnlijkheid dat u zult vallen, zult u in ieder geval niet in de gewenste richting vooruitkomen. Dit geldt voor alle landdieren, of ze nu lopen zoals wij, draven als paarden, springen als kangoeroes of kronkelend glijden als slangen.

Evenzo bewegen we ons in het water voort door het water met onze handen en voeten achteruit te duwen, zoals vissen doen met hun staart, zeehonden en pinguins met hun zwempoten, eenden met hun zwemvliezen, en zo verder.

De hulp- en kunstmiddelen waarmee mensen zich door het water of door de lucht voortbewegen komen in mechanisch opzicht overeen met de staarten of zwempoten van zeedieren en de vleugels van vogels.

Zolang wij ons uitsluitend kunnen voortbewegen door ons af te zetten tegen de materie waarop, waarin of waardoor we ons bewegen, stelt de ruimte ons voor een ontzaglijk probleem. De ruimte is in hoofdzaak een luchtledig, dat niets bevat waartegen we ons zouden kunnen afzetten.

Toch is voortbeweging door de ruimte mogelijk. Hemellichamen als de maan en de aarde bewegen zich immers door de ruimte voort, wat ze al miljarden jaren doen en naar alle waarschijnlijkheid in de komende miljarden jaren wel zullen voortzetten.

In het geval van de hemellichamen is snelheid van beslissende betekenis. Als de maan haar beweging rondom de aarde voortdurend zou vertragen (hetgeen het geval zou zijn als ze zich door lucht voortbewoog), zou ze een binnenwaartse spiraalbeweging in de richting van de aarde uitvoeren en er uiteindelijk mee in botsing komen. Evenzo zou een steeds langzamer voortbewegende aarde zich in een spiraalbeweging naar de zon begeven, tot ze ermee in botsing kwam.

Als een aards voertuig op een of andere manier genoeg snelheid kon krijgen, zou het in een baan om de aarde terecht kunnen komen en daar voor onbepaalde tijd blijven (aangenomen dat het een voldoende hoogte bereikte om niet meer bloot te staan aan energieverlies door wrijving met sporen lucht in de bovenste atmosfeer). De minimale snelheid om in een baan te komen is ongeveer 8 km/sec. Een snelheid van 11,2 km/sec. (de ‘ontsnappingssnelheid’) maakt het een voertuig mogelijk zich onbepaald van de aarde te verwijderen.

Als een voertuig alleen maar voldoende snelheid kreeg om in een baan te komen en verder niets kon doen wegens de afwezigheid van materie om zich tegen af te zetten, zou het alleen kunnen reageren op de zwaartekrachtvelden waaraan het onderhevig zou zijn. Het zou zich in een ‘vrije val’ bevinden, waarbij het automatisch een bepaalde kringloop zou volgen, zoals de maan om de aarde doet, en de aarde om de zon.

Een voertuig in vrije val in een baan rondom de aarde zou ondanks zijn onbestuurbaarheid van enorm nut kunnen zijn. Het zou bijvoorbeeld instrumenten kunnen meevoeren die ons waardevolle gegevens over toestanden in de ruimte zouden kunnen verstrekken en die we met onze min of meer aan de aarde gebonden instrumenten niet kunnen verkrijgen.

De vraag wordt dan of een voertuig genoeg snelheid kan verkrijgen om in een baan van zodanige hoogte te komen dat het er gedurende lange tijd in kan blijven.

Zolang we ons daarbij van hulpmiddelen moeten bedienen waarbij de voortbeweging op een zich-afzetten tegen materie berust, zou de kans op succes ongeveer gelijk aan nul zijn. Het snelste natuurlijke of kunstmatige hulpmiddel dat zich op die wijze zelfstandig voortbeweegt is het door propellers voortgestuwde vliegtuig, en de hoogste snelheid die zulke vliegtuigen ooit hebben bereikt bedraagt ongeveer 0,25 kilometer per seconde, hetgeen slechts 1 /44 van de vereiste snelheid is om een voorwerp in een baan om de aarde te brengen. Daarbij is het onwaarschijnlijk dat zelfs aanzienlijke verbeteringen in door propellers voortgestuwde vliegtuigen deze snelheid veel zouden kunnen verbeteren.

Bestaat er dan geen manier om een voorwaartse beweging te verkrijgen zonder achterwaarts tegen materie te duwen ?

Het antwoord is: ja! Er bestaat inderdaad een levend organisme dat een manier van voortbeweging toepast die fundamenteel verschilt van alles wat ik tot dusver heb beschreven.

De pijl-inktvis kan zich voortbewegen door een straal water naar achteren te spuiten. De achterwaartse beweging van die straal is in evenwicht met de voorwaartse beweging van de pijl-inktvis. Het zou kunnen lijken alsof de waterstraal tegen de rest van het water duwt om de pijl-inktvis naar voren te duwen, maar dat is niet zo. Als de pijl-inktvis zich in een luchtledig bevond (en daarin zou kunnen leven) en daar over water beschikte om naar achteren te spuiten, zou hij zich nog steeds voorwaarts bewegen, ook al was er geen enkele materie waartegen hij zich met het uitgespoten water zou kunnen afzetten.

Stelt u zich nu eens voor dat u op een wrijvingloze oppervlakte zit: een spiegelglad gewreven vloer, een met glad ijs bedekte vijver of iets van dien aard, iets waar alle wrijving in zo hoge mate ontbreekt dat u zich niet zou kunnen voortbewegen door met uw handen tegen het materiaal te duwen waarop u zit, omdat uw handen daar nutteloos overheen zouden glijden.

Stelt u zich vervolgens voor dat u een stapeltje behoorlijk zware stenen op uw schoot hebt liggen. Als u een steen in een bepaalde richting gooit, zult u merken dat u zelf in de tegenovergestelde richting wegglijdt. Als u dan een tweede steen gooit, en dan een derde en een vierde, allemaal in dezelfde richting, zal uw eigen snelheid met iedere weggegooide steen toenemen. Nogmaals: Dit gebeurt niet omdat de weggeworpen steen tegen de lucht aandrukt. Het zou ook gebeuren als u een beschermend ruimtepak droeg en zich in een luchtledig bevond. In feite zou het in een luchtledig zelfs nog doeltreffender gebeuren, omdat de beweging van zowel de steen als uzelf niet door de luchtweerstand zou worden belemmerd.

Deze methode om, uitgaande van een toestand van rust, beweging in twee tegengestelde richtingen voort te brengen is een voorbeeld van de zogenaamde wet van het behoud van de hoeveelheid beweging. Dit bepaalde voorbeeld van die wet berust op wat ook bekendstaat als de wet van actie en reactie, ofwel de derde bewegingswet van Newton, die hij in 1687 als eerste systematisch uitwerkte en opstelde: ‘Krachten die twee lichamen op elkaar uitoefenen zijn gelijk en tegengesteld, en werken langs dezelfde lijn.’

(Oorspronkelijk was de wet van actie en reactie zuiver theoretisch voor zover het de ruimte betrof, aangezien Newton nu eenmaal niet in de gelegenheid was zich in de ruimte te begeven om de proef op de som te nemen, maar intussen is zijn wet ook onder die omstandigheden uitvoerig getoetst en u kunt er zeker van zijn dat ze in ieder opzicht volledig is bevestigd.)

Dit is een principe dat op vliegtuigen zou kunnen worden toegepast. Veronderstel dat de brandstof in de motor verbrandt en dat de hete verbrandingsgassen worden gedwongen door een naar achteren gerichte afvoerpijp te stromen, waar ze een ‘straal’ gas van hoge snelheid vormen, dan dwingt de achterwaartse stuwdruk van die straal het vliegtuig naar voren.

Frank Whittle (1907) is de uitvinder van de eerste bruikbare straalmotor voor vliegtuigen. Deze Britse ingenieur ontving in 1930 een octrooi voor het essentiële deel van het mechanisme. In augustus 1939 ondernamen de Duitsers de eerste vlucht met een straalvliegtuig en in mei 1941 waren ook de Britten zo ver. Spoedig beschikten de Amerikanen eveneens over straalvliegtuigen. Tegen het einde van de Tweede Wereldoorlog werden er straalvliegtuigen in de strijd geworpen.

De straalvoortstuwing maakte een snelle ontwikkeling door. Binnen weinige jaren vlogen straalvliegtuigen sneller dan schroefvliegtuigen, en het commerciële luchtverkeer verdrong alle andere vormen van vervoer over lange afstand naarmate er zeer grote en zeer snelle straalvliegtuigen werden gebouwd.

Op 14 oktober 1947 vloog de Amerikaanse piloot Charles E. Yeager (1923) sneller dan het geluid, hetgeen werd aangekondigd als het ‘doorbreken van de geluidsbarrière’. Hij bereikte een snelheid van 1080 km/u. onder omstandigheden van luchttemperatuur en -druk waarin de snelheid van het geluid 1060 km/u. bedroeg.

Sinds die tijd kunnen straalvliegtuigen snelheden tot 7250 km/u. bereiken, of ongeveer 2 km/sec., maar zelfs dit is nog maar een vijfde van de snelheid die nodig is om een voorwerp in een baan rondom de aarde te brengen.

Voor het behalen van de noodzakelijke snelheid zou het gewenst zijn als een mechanisme op grote hoogten zijn snelheid zou kunnen verhogen, namelijk daar waar de luchtweerstand laag genoeg is om geen storende werking uit te oefenen en geen overmatige of verwoestende oververhitting te veroorzaken. Een straalvliegtuig heeft voor de verbranding van de brandstof echter zuurstof nodig en die zuurstof moet aan de atmosfeer worden onttrokken. Als het vliegtuig een voldoende hoogte had bereikt om zijn snelheid gemakkelijk te verhogen zonder aan de gevaren van hoge weerstand en hitte te zijn blootgesteld, zou de zuurstofdruk in de atmosfeer reeds te laag zijn om de verbranding van de brandstof te ondersteunen.

Blijkbaar vormden zelfs straalvliegtuigen niet het antwoord op het probleem van het ruimte-onderzoek.

Voorlopers van de raket

Bijgevolg heeft men een mechanisme of inrichting nodig die op het beginsel van de straalvoortstuwing berust en als brandstof van iets gebruik maakt wat bij de verbranding geen luchtzuurstof vergt.

De eerste stof die men heeft bedacht om zonder luchtzuurstof te branden was een mengsel van kaliumnitraat (salpeter), zwavel en houtskool. De zwavel en de houtskool zijn ontvlambaar, hetgeen betekent dat zij zich snel met zuurstof verbinden. De zuurstof wordt dan uit het kaliumnitraat verkregen, waarin het chemisch met kalium en stikstof is verbonden. Als de drie stoffen in de juiste verhouding worden vermengd en verwarmd, verloopt de scheikundige reactie zeer snel, waarbij een groot volume aan dampen wordt voortgebracht.

Het mengsel staat bekend onder de naam ‘buskruit’. Als het in een afgesloten ruimte wordt opgesloten, komen de gassen bij verwarming niettemin snel vrij, omdat daar geen luchtzuurstof bij nodig is. De dampdruk die daarbij ontstaat zal de ‘bus’ met een luide knal doen ontploffen, zodat het buskruit - het eerste ontplofbare mengsel uit de geschiedenis - zo koel mogelijk moest worden opgeslagen. Het is een ontdekking van de Chinezen uit de vroege Middeleeuwen, die in de dertiende eeuw naar Europa doordrong, waar het zes eeuwen lang de enige bekende explosieve stof bleef.

Als men buskruit in een langwerpige koker met een kleine opening in een der uiteinden stopt en het dan tot ontsteking brengt, worden de dampen door die opening naar buiten gedwongen en beweegt de koker zelf zich snel in de tegengestelde richting. Het resultaat is dus een ‘raket’.

Zulke raketten werden in 1232 voor het eerst als wapentuig gebruikt, toen de Chinezen ze tegen de binnengevallen Mongolen toepasten. Daarna werden ze eeuwenlang slechts sporadisch ingezet, maar op den duur werden ze in tamelijk massieve en krachtige vorm geproduceerd, zodat men het principe van de raket kon toepassen om razendsnelle projectielen massaal op een vijandelijke strijdmacht te richten. Zo maakten de Indiase legers van Tipu Sahib er in de jaren na 1790 gebruik van bij hun oorlogvoering tegen de Britten.

Een Britse artillerie-officier, William Congreve (1772-1828), maakte een studie van deze raketten en bracht er verbeteringen in aan, nadat hij er op het slagveld op onaangename wijze kennis mee had gemaakt. In 1805 bouwde hij een raket van een meter lang, die hij van een stabiliserende staaf voorzag om zijn voortbeweging in de gewenste richting te verzekeren zonder dat hij zou neerstorten of van koers veranderen. Deze staaf had een lengte van vijf meter en de raket had een draagwijdte van bijna twee kilometer.

Deze zogenaamde ‘Congreve-raketten’ werden door de Britten gedurende de Napoleontische oorlogen gebruikt. Ook deden ze hun intrede bij het bombardement van het fort McHenry in het havengebied van Baltimore gedurende de oorlog van 1812. Francis Scott Key (1779-1843), die getuige van het bombardement was geweest, maakte in verband met de Congreve-raketten melding van ‘de rode rakettengloed’ in de verzen die hij bij die gelegenheid schreef en die wij nu onder de titel The Star-Spangled Banner kennen, sinds 1931 het volkslied van de Verenigde Staten.

Een andere manier om bepaalde massa’s met hoge snelheid op een vijand af te vuren bestond uit de gebruikelijke artillerie. Daarbij werd een hoeveelheid kruit in de ‘ziel’ aangebracht, een uitholling bij het afgesloten einde van de cilinder of ‘loop’ van het kanon, en daarvóór werd een nauwkeurig passende stenen of metalen bol geplaatst. Door het ontploffen van het kruit werd de kanonskogel door het open einde van de loop, de vuurmond, naar buiten gedreven en in de richting van de vijand gestuurd.

De oorspronkelijke kanonnen waren zwaar, log en moeilijk handelbaar, en de uitgeworpen kogels waren al over hun hoogste snelheid heen zodra ze de vuurmond hadden verlaten. Bovendien ging het afvuren met een hevige terugstoot gepaard. Daarbij vergeleken waren raketten lichter en gemakkelijker te hanteren en te vervaardigen. Het probleem van de terugstoot was afwezig, en zolang het kruit niet volledig was verbruikt, dus zolang de chemische reactie voortduurde, bewogen zij zich steeds sneller en sneller voort.

Als gevolg van de technische vooruitgang in het begin van de negentiende eeuw werd kanonvuur echter veel nauwkeuriger dan raketvuur, terwijl de artillerie steeds zwaardere massa’s kon wegschieten. De Congreve-raketten raakten dan ook uit de tijd.

Toch kwam de rakettenbouw niet geheel in onbruik en gedurende de vele oorlogen die in de loop van de volgende eeuw werden gevoerd behielden raketten hun functie voor bepaalde doeleinden. Pas tijdens de Tweede Wereldoorlog werden raketten opnieuw zeer belangrijk. Het Amerikaanse leger bijvoorbeeld bracht de ‘bazooka’ tot ontwikkeling. Deze was op het principe van de blaaspijp gebaseerd, waarin de menselijke adem voldoende is om een vergiftigde pijl af te schieten. De bazooka was een anderhalve meter lange cilinder waar een aangestoken raket zich doorheen bewoog en die op naderende tanks werd gericht. De bazooka kon door één man worden gedragen en gericht. Geen enkel stuk geschut van vergelijkbaar vermogen kon door één soldaat worden vervoerd of zodanig vervaardigd dat het niet ‘terugliep’ of stootte.

Het Sovjet-leger maakte een doeltreffend gebruik van gesloten rijen rakettenwerpers, een wapen dat zij Katjoesja noemden.

Raketten werden niet steeds alleen als oorlogstuig gezien. Tenslotte vormden met kruit aangedreven raketten een voorbeeld van bewegende voorwerpen die zich ook op bestuurbare wijze in een luchtledige ruimte konden begeven, zodat men ze in principe zodanig kon ontwerpen dat ze niet alleen instrumenten maar ook mensen buiten de atmosfeer konden vervoeren.

Deze mogelijkheid werd voor het eerst beschreven in de toekomstromans van niemand minder dan de Franse soldaat, duellist en langneuzige dichter Cyrano de Bergerac (1619-1655). Deze schreef twee verhalen over denkbeeldige reizen door het heelal die na zijn dood werden uitgegeven: Histoire comique des états et empires de la Lune (1657) en Histoire comique des états et empires du Soleil (1662), waarin hij zijn held verschillende methoden laat beproeven om zich in de ruimte te verplaatsen, waarvan de meeste vergezocht en nutteloos waren. Een van die manieren berustte echter op de toepassing van raketten, waarmee zijn romanheld de maan evenwel niet wist te bereiken, waarna deze zijn kunststuk op een fantastische andere manier volvoerde.

Toen Cyrano de vrije loop aan zijn fantasie gaf, moesten er nog dertig jaar verstrijken vóór Newton met zijn derde bewegingswet en stevige theoretische grondslag voor de raketbouwkunde verschafte. Cyrano’s idee van raketten werd echter niet door andere schrijvers van toekomstromans overgenomen.

In 1827 publiceerde de Amerikaanse pedagoog George Tucker (1775-1861) A Voyage to the Moon, een maanreis waarvoor hij een zwaartekrachtopheffende stof gebruikte. De Britse schrijver H.G. Wells (1866-1946) paste in 1901 een soortgelijke methode toe. Helaas, een ‘anti-zwaartekracht-kracht’ is tot vandaag toe louter fantasie. Niet alleen ligt het buiten het bereik van de huidige technische mogelijkheden, maar het bestaan van zo’n kracht lijkt ook theoretisch onmogelijk (al blijft het altijd gevaarlijk zoiets pertinent te beweren).

In 1835, zoals we hebben gezien, stuurde Edgar Allan Poe zijn held met een ballon naar de maan, wat natuurlijk een volslagen onmogelijkheid is.

In 1865 schreef Jules Veme(1828-1905) zijn Dela Terre ala Lune, waarin zijn helden de maan bereiken na door een reusachtig kanon te zijn weggeschoten.

Dit zou op zichzelf niet geheel onmogelijk zijn geweest, in de zin dat een voorwerp theoretisch door zo’n enorme explosieve lading zou worden afgevuurd dat het de vuurmond met een grotere snelheid dan de ontsnap- pingssnelheid zou verlaten. Het voorwerp zou dan door de atmosfeer heen de ruimte worden ingeslingerd (mits deze snelheid zo ver boven de ontsnappingssnelheid lag dat de vertragende werking van de luchtweerstand die snelheid niet tot beneden de kritieke waarde zou doen dalen), waarna het zich onbeperkt zou blijven voortbewegen. Onder de inwerking van de aantrekkingskracht van de aarde zou dat dan wel volgens een gekromde baan gebeuren, maar als daar rekening mee wordt gehouden en als de afvuurrichting goed wordt gekozen, zou zo’n voorwerp zijn beweging inderdaad tot aan de maan kunnen voortzetten.

De moeilijkheid is echter dat het voorwerp zijn volledige snelheid reeds bij het verlaten van het kanon heeft verkregen en dat de enorme versnelling ieder levend wezen aan boord zou verbrijzelen en doden. Een raket daarentegen verkrijgt zijn steeds toenemende snelheden in de loop van vele kilometers, namelijk zolang de brandstof blijft reageren en de voortgebrachte gasstraal naar achteren wordt gespoten. De optredende versnelling is echter geringer, en hoewel een raket er dus langer over doet om de ontsnappingssnelheid te bereiken dan het geval is bij een door een kanon afgevuurd voorwerp, heeft de raket althans het voordeel dat hij zijn bemanning in leven laat.

In 1869 schreef de Amerikaanse auteur Edward Everett Hale (1822-1909) een verhaal getiteld The Brick Moon, waarin een onvoltooid ruimtevaartuig per ongeluk in een baan om de aarde komt als het door de kracht van twee kolossale vliegwielen naar boven wordt geslingerd. Wat het principe betreft, komt dit overeen met het afvuren van een kanon, zodat we er dezelfde bezwaren tegen kunnen opperen.

De enige raket in de negentiende-eeuwse fantastische literatuur komt in een vrijwel onbekend boek getiteld Voyage a Vénus voor, dat in 1865 door de Franse schrijver Achille Eyraud werd gepubliceerd. Deze had echter een onjuist inzicht in de werking van een raket, waarvan hij meende dat de afgewerkte gassen konden worden opgevangen, teruggeleid en onbeperkt opnieuw gebruikt.

Over het algemeen bereikten uitvinders heel wat betere resultaten met de toepassing van het beginsel van de raket dan de auteurs van min of meer wetenschappelijke toekomstromans.

Ongeveer ten tijde dat Congreve zijn raketten maakte was er een Italiaanse vuurwerkfabrikant, Claudio Ruggieri, die muizen en ratten in dozen aan raketten bevestigde, die hij de lucht in stuurde, waarna de dieren aan valschermen opgehangen weer veilig de aarde bereikten. Volgens de overlevering zou hij daarna een lading grote stenen hebben willen gebruiken met voldoende massa om een schaap naar boven te sturen, of misschien zelfs een jongen, maar daar zou de politie een stokje voor hebben gestoken.

Dan was er de zaak van een Russische explosievenmaker, Nikolaï Ivanovitsj Kibaltsjitsj, die de bommen vervaardigde die voor de moordaanslag op tsaar Alexander II in 1881 werden gebruikt.

Kibaltsjitsj werd (samen met anderen) berecht, veroordeeld en terechtgesteld. In afwachting van zijn terechtstelling werkte hij een plan voor een door raketten aangedreven vliegtuig uit, dat hij in alle bijzonderheden op schrift stelde en aan de gevangenisdirectie aanbood. Deze had geen zin zich met het werk van een revolutionair bezig te houden en stopte de documenten in een brandkast, waar ze tot de Russische revolutie bleven liggen.

Nog grondiger ging een Duitse student in de rechten te werk, Hermann Ganswindt (1856-1934), die zich aan het ontwerpen van allerlei fantastische voer- en vaartuigen wijdde, zoals luchtschepen en helikopters, en voor het eerst in de geschiedenis doelbewust probeerde een toestel met raketaandrij- ving te construeren dat de ontsnappingssnelheid zou kunnen bereiken. Hij was echter niet natuurwetenschappelijk geschoold, zodat zijn ontwerp totaal onuitvoerbaar was.

Experimentele raketten

De eerste echte wetenschapsman die zich serieus in de problemen van de ruimtevaart met raketten verdiepte was de Russische natuurkundige Konstantin Tsiolkovsky (1857-1935). Hoezeer hij ook werd belemmerd door bijna volledige doofheid (het gevolg van een streptokokkeninfectie op negenjarige leeftijd) zowel als door de wetenschappelijke achterlijkheid van het tsaristische Rusland, hij wist zich door zelfstudie toch zodanig te bekwamen dat hij uiteindelijk gedegen tijdschriftartikelen over schei- en natuurkunde publiceerde. In 1895 maakte hij in een van zijn artikelen voor het eerst melding van ruimtevaart door middel van raketten.

In die tijd bestonden er al andere explosieven dan buskruit; stoffen als nitrocellulose en nitroglycerine waren veel krachtiger. Het was al duidelijk geworden dat buskruit niet genoeg reactievermogen bezat om een raket tot de ontsnappingssnelheid aan te drijven, en iemand als Ganswindt had voor dat doel reeds aan dynamiet gedacht. (Dynamiet is nitroglycerine vermengd met een inerte stof, waardoor het veilig kan worden gebruikt.)

Tsiolkovsky wilde echter geen gewone explosieven toepassen, waarvan hij het gedrag voor te onvoorspelbaar hield. Hij zocht naar een vorm van energie waarvan de opwekking en de geleidelijke toename gemakkelijk te beheersen was. In 1898 voerde hij theoretische berekeningen uit om het effect van de snelheid van de uitgestoten gassen op het prestatievermogen van de raket te bepalen, waarbij hij tot de slotsom kwam dat hij een vloeibare brandstof van het type van kerosine nodig had. Als deze geleidelijk met vloeibare zuurstof werd vermengd en verbrand, zou de ontsnappingssnelheid kunnen worden bereikt. Het ruimteschip zou uiteraard voorraden kerosine en vloeibare zuurstof moeten meevoeren om onafhankelijk van de atmosfeer te zijn.

In 1903 begon hij aan een serie artikelen voor een luchtvaarttijdschrift, waarin hij de theorie van de rakettenbouw grondig behandelde. Ook in andere aspecten verdiepte hij zich, zoals ruimtepakken, kunstmatige satellieten, stations in de ruimte en de kolonisering van het zonnestelsel. In zijn latere leven schreef hij een wetenschappelijke roman, Buiten de aarde getiteld, waarin hij zijn theorieën uiteenzette voor een lezerspubliek dat meer in avontuur dan in wiskundige vergelijkingen was geïnteresseerd.

In de Verenigde Staten was de natuurkundige Robert Hutchings Goddard (1882-1945) reeds als jongeman in de ban van de rakettenbouw- kunde geraakt. In 1914 had hij al twee octrooien op zijn naam die beide op apparatuur voor raketten betrekking hadden, en in 1919 publiceerde hij onder de titel A Method of Reaching Extreme Altitudes een boekje waarin hij de mogelijkheid van ruimtevluchten met raketaandrijving besprak.

Tsiolkovsky was hem in ieder opzicht vóór geweest, maar diens werk was buiten Rusland onopgemerkt gebleven. Hoe het ook zij, Goddard nam de beslissende stap over de drempel van theorie naar praktijk door inderdaad raketten te gaan bouwen en ermee te experimenteren. Zijn eerste proeven voerde hij met buskruit uit, maar in 1923 ging hij benzine en vloeibare zuurstof toepassen, zodat hij als allereerste in de geschiedenis raketten bouwde die met vloeibare brandstof werkten.

Op 16 maart 1926 vuurde Goddard die eerste raket met vloeibare brandstof af. Dit gebeurde in Aubum, in de staat Massachusetts, en zijn vrouw maakte een foto van hem waarop hij vlak voor de lancering naast de raket stond. Deze was ongeveer 125 centimeter hoog en had een doorsnede van vijftien centimeter. Hij stond in een soort klimrek voor kinderen opgesteld. Nadat hij was af gevuurd, legde hij in twee en een halve seconde een horizontale afstand van zesenvijftig meter af, waarbij hij een hoogte van twaalf meter en een snelheid van 95 km/u. bereikte.

Op zichzelf was dit niet indrukwekkender dan de eerste vlucht die de gebroeders Wright een kwart eeuw tevoren bij Kitty Hawk hadden uitgevoerd, maar de betekenis van deze prestatie was natuurlijk even groot.

De Smithsonian Institution verleende Goddard een toelage van een paar duizend dollar en in juli 1929 zond hij nabij Worcester, eveneens in Massachusetts, een grotere raket de lucht in, die een hogere snelheid en een grotere hoogte bereikte dan de eerste. Belangrijker echter was dat deze een barometer, een thermometer en een kleine camera om de standen ervan te fotograferen meevoerde. Dit was dan ook de eerste van instrumenten voorziene raket.

Deze raket joeg Goddards buren de stuipen op het lijf en de politie dwong hem zijn experimenten te staken, omdat hij een plaatselijke hinderwet had overtreden. Meteen daarna werd hij in de New York Times over de hekel gehaald, zoals dit blad al eerder had geprobeerd Langley de grond in te stampen. De Times-redacteur was de overtuiging toegedaan dat de uitlaatgassen van een raket het voertuig tegen de omringende dampkring moesten afzetten, zodat dit systeem in het luchtledige van de ruimte onmogelijk kon functioneren. Vanuit deze positie van volslagen onwetendheid had deze redacteur de treurige moed Goddard - een grondig geschoolde en ervaren natuurkundige - een lesje over de eerste beginselen van de natuurkunde te geven.

Gelukkig stelde Lindbergh, die juist zijn historische vlucht over de Atlantische Oceaan had uitgevoerd, belang in het werk van Goddard. Op zijn aanbeveling stelde de filantroop Daniël Guggenheim (1856-1930) Goddard een subsidie van vijftigduizend dollar ter beschikking. Met dat bedrag was Goddard in staat in een verlaten streek in Nieuw-Mexico een proefstation in te richten waar hij in vrede kon werken.

In Nieuw-Mexico bouwde hij grotere raketten en gedurende de periode van 1930 tot 1935 lanceerde hij er verscheidene die snelheden tot 885 km/u. en hoogten tot 2500 meter bereikten.

Hij bracht vele van de denkbeelden tot rijpheid die in de latere rakettenbouwkunde gemeengoed zijn geworden. Hij ontwierp verbrandingskamers in de best mogelijke vorm en wist benzine zodanig met zuurstof tot verbranding te brengen dat de koude vloeistoffen de kamerwanden koelden alvorens de verbranding inzette. Ook werkte hij systemen uit waarmee een raket gedurende de vlucht bestuurbaar werd, waarbij hij een soort roer toepaste om de uitgestoten gassen af te buigen, terwijl de raket door middel van gyroscopen in de gewenste richting werd gehouden nadat de koers was omgebogen.

Ook kwam hij op het idee een raket te gebruiken om een kleinere raket omhoog te krijgen. Als de eerste raket zijn maximale hoogte had bereikt, zou hij worden losgemaakt en zou de kleinere raket zijn eigen brandstof beginnen te gebruiken om van de reeds bereikte hoogte en snelheid af verder te klimmen. Deze raket zou een derde, nog kleinere raket kunnen dragen. Zo’n zogenaamde multitraps-raket zou met dezelfde totale hoeveelheid brandstof veel hoger kunnen klimmen dan een enkeltraps-raket, aangezien hij alleen de kleinere voorwerpen tot de grootste hoogten meevoert en de massa van wat de ‘begintrappen’ wordt genoemd, geleidelijk als eigengewicht of ballast afwerpt.

Bij elkaar bracht Goddard tweehonderdveertien octrooien op zijn naam. Hij werkte echter alleen en ontving geen steun van de regering. Tijdens de Tweede Wereldoorlog wijdde hij zich aan verscheidene projecten, en een van zijn uitvindingen vormde de grondslag voor de bazooka. Over het algemeen raakte de wereld figuurlijk noch letterlijk in vuur en vlam door Goddards ideeën over de rakettenbouw, evenmin als dat bij Tsiolkovsky’s werk het geval was geweest.

In dit opzicht is de Duitse, of eigenlijk Oostenrijks-Hongaarse, ingenieur en natuurkundige Hermann Julius Oberth, in 1894 geboren in wat nu Roemenië is, belangrijker geweest. Het werk van Tsiolkovsky en Goddard was hem onbekend, zodat zijn theoretische onderzoekingen goeddeels een herhaling van de hunne waren. In 1923 probeerde hij de doctorsgraad te behalen met een proefschrift over het ontwerpen van raketten, maar het werd afgekeurd. In 1934 gaf hij het voor eigen rekening uit onder de titel Die Rakete zu den Planetenraumen, waarmee hij Europese bekendheid verwierf, zodat er raketverenigingen werden opgericht en de proefnemingen letterlijk snel van de grond kwamen.

De opmars van de raketten

Vervolgens kwam de rakettenbouwkunde vooral in Duitsland snel tot ontwikkeling. De Duitse raketvereniging werd in 1927 opgericht, onder andere door de Duitse ingenieur Willy Ley (1906-1969), die reeds als jongeman een boek over rakettenbouw schreef dat veel bijval vond. Spoedig daarna kwam het werk van Walter Robert Domberger (1895-1980) en Wemher von Braun (1912-1977), die als eersten na Goddard raketten begonnen af te vuren.

Toen Hitler (1889-1945) in 1933 dictator van Duitsland werd, zag hij in de raketten grootse mogelijkheden voor zijn oorlogvoering. Er werd dan ook veel overheidsgeld in het Duitse raketonderzoek gestoken, dat in 1937 in Peenemünde werd geconcentreerd, een eenzame streek aan de Oostzee. Willey Ley had Duitsland spoedig na Hitlers machtsovername verlaten, maar Braun en Domberger bleven; zij zetten hun experimenten voort en concentreerden zich uiteindelijk volledig op oorlogstoepassingen.

Zo bouwden zij een onbemand straalvliegtuig, dat in 1944 in gebruik werd genomen. Het was een geleid projectiel, een raket die een explosieve ‘oorlogskop’ meevoerde. Na de lancering kon er evenmin nog een koerscorrectie worden aangebracht als bij een kanonskogel. De Duitsers gaven de naam V-l aan dit terreurwapen, waarin de V voor Vergeltungswaffen staat, met verwijzing naar de wraak die Duitsland wenste te nemen voor de uitgebreide schade die het door de Britse en Amerikaanse bombardementen had opgelopen.

De V-l was ongeveer 7,75 meter lang en had een vleugelspanwijdte van ongeveer 5,5 meter. Hij vervoerde een lading van duizend kilo springstof, had een bereik van ongeveer tweehonderdveertig kilometer en bleef net onder de snelheid van het geluid.

De V-l was geen ruimteschip in de eigenlijke zin, want hoewel hij brandstof met zich meevoerde, bevatte hij geen zuurstof. Hij moest dus gebruik van de luchtzuurstof maken, zodat de motoren niet in een luchtledig konden werken. Van 13 juni 1944 tot het einde van de oorlog werden er meer dan achtduizend V-l’s in de richting van Groot-Brittannië gelanceerd, hoofdzakelijk Londen, en een ongeveer even groot aantal werd op de haven van Antwerpen en de geallieerde troepen in België gericht.

Een veel belangrijkere in Peenemünde gebouwde raket was de V-2, die een echt ruimteschip was, omat hij zowel brandstof (alcohol) als vloeibare zuurstof vervoerde; de motoren konden zo nodig dan ook in een luchtledig werken. Met zijn gewicht van dertien ton en lengte van veertien meter was hij groter dan de V-l. Zijn lading aan explosieven was niet groter dan die van de V-l en ook zijn reikwijdte was nauwelijks groter, maar zijn snelheid was ruim tweemaal die van het geluid, zodat hij de eerste supersonische raket was. Dit betekende dat hij niet door vliegtuigen of afweergeschut kon worden neergehaald, want daarmee kon men niet snel genoeg reageren. Bovendien werd zijn nadering niet door geluid aangekondigd.

Met ingang van 6 september 1944 werden er 4300 V-2’s op Groot- Brittannië en België afgevuurd. Daarvan raakten er 1230 Londen, waarbij 2511 mensen werden gedood en 5869 gewond.

Gelukkig voor de beschaafde wereld konden deze wapens pas worden geproduceerd toen Duitsland de oorlog al niet meer kon winnen.

De Britten, Amerikanen en Sovjets hadden de betekenis van raketten als oorlogswapens te laat ingezien en konden de Duitse voorsprong tegen het einde van de oorlog niet meer inhalen. (Een der redenen daarvoor, althans wat de Britten en Amerikanen betreft, was hun volledige concentratie op het tot ontwikkeling brengen van de atoombom, een nog veel vreeswekkender wapen, dat de Duitsers op hun beurt ten gunste van de rakettenbouw hadden verwaarloosd. Tegenwoordig worden de twee wapensoorten gecombineerd; raketten die veel verder zijn ontwikkeld dan de V-2’s zijn nu van kernkoppen voorzien.)

Toen de Duitsers zich overgaven, voorzagen de overwinnaars zich elk van zo veel mogelijk raketdeskundigen. Domberger en Braun repten zich naar het Westen om zich aan de Amerikanen ter beschikking te stellen, bij wie ze meenden het beste af te zullen zijn. Verder namen de Amerikanen en de Sovjets alle onderdelen voor V-2’s in beslag waarop ze in de raketfabrieken de hand wisten te leggen. De Amerikanen troffen genoeg materiaal aan om ruim honderd V-2’s samen te stellen.

In de vijf jaar onmiddellijk na de Duitse overgave vuurden de Amerikanen op het proefterrein White Sands in Nieuw-Mexico ongeveer zeventig V-2 raketten af. Zij deden daarbij veel ervaring op. Goddard zelf stierf ongeveer drie maanden na de Duitse overgave, zodat hij de volledige erkenning van de waarde van zijn werk niet heeft mogen beleven.

Na de oorlog werden er vreedzame toepassingen voor de V-2 raketten gevonden, onder andere bij het onderzoek van de hogere lagen van de atmosfeer. In 1949 bereikten de Amerikanen met een V-2 een hoogte van tweehonderdzes kilometer. Nog in hetzelfde jaar maakten zij gebruik van een tweetrapsraket, namelijk een kleine raket die op een V-2 was aangebracht en die een hoogte van vierhonderd kilometer bereikte.

Dit hield in dat de mens nu in de exosfeer was doorgedrongen, waar de dampkring reeds zo ijl was dat voorwerpen gedurende lange tijd in een baan konden worden gehouden.

De laatste V-2 werd in 1952 gelanceerd, maar zowel in de Verenigde Staten als in de Sovjet-Unie was men reeds ver gevorderd met het bouwen van grotere en betere raketten, zodat het binnen het bereik van het mogelijke was geworden een voorwerp in een blijvende baan te schieten.

Op zichzelf ging het hier niet eens om een oorspronkelijk idee. Bijna drie eeuwen tevoren had Newton de mogelijkheid van een kunstmatige satelliet al theoretisch aangetoond, en Hale had er met zijn The Brick Moon de eerste roman over geschreven. Tsiolkovsky had reeds in 1910 de wetenschappeljke en technische aspecten van een kunstmatige satelliet tot in bijzonderheden behandeld, en onafhankelijk van hem had Oberth in 1923 uitvoerige studies op hetzelfde terrein verricht.

Wilde een in een baan geschoten voorwerp van enig nut zijn (afgezien ervan dat het een daadwerkelijk bewijs van wetenschappelijke theorieën vormde), dan zou het instrumenten moeten meevoeren waarvan de waarnemingen ter beschikking van de wetenschap moesten komen.

Bij ballons vond er een ‘zachte landing’ plaats, zodat de instrumenten eruit konden worden verwijderd om de geregistreerde waarnemingen te bestuderen. Bij raketten vond de terugkeer naar de aarde meestal met een geweldige klap plaats, terwijl, als de ontsnappingssnelheid eenmaal zou worden bereikt, er helemaal geen sprake van terugkeer meer zou zijn.

Voor werkelijk waardevolle onderzoekingen moesten er bijgevolg instrumenten aan boord zijn die hun waarnemingen zodanig aan de radiozender van het voertuig doorgaven dat het signaal daarvan, de zogenaamde ‘geleidestraal’, erdoor werd beïnvloed en gewijzigd. Door middel van de gewijzigde geleidestraal zouden de waarnemingen dan zodra ze waren geregistreerd aan een ontvangststation op aarde worden gemeld. Dit procédé wordt ‘telemetrie’ genoemd en de daarvoor gebruikte apparatuur wordt met de verzamelnaam ‘telemeters’ aangeduid.

Zelfs vóór de uitvinding van de radio heeft men reeds telemetrische studies verricht. In 1877 werden waarnemingen in de dampkring gedaan door de instrumenten in een ballon door middel van een elektrische draad met een grondstation te verbinden. Dat mag in onze ogen een primitieve methode lijken, maar het principe van de telemetrie werd ermee ingevoerd.

In 1925 voerde de Russische geleerde Pjotr A. Moltsjanov radio-telemetrische experimenten uit met instrumenten die zich in een ballon bevonden. Ten tijde van de experimenten met de V-2 in White Sands was de telemetrie al een zeer verfijnde techniek, zodat de technici in het grondstation precies konden volgen hoe de instrumenten in de raket op iedere hoogte reageerden.

In 1953 bevonden zich krachtige draagraketten in een vergevorderd stadium van ontwikkeling, en het zag er eindelijk naar uit dat het mogelijk zou zijn een voorwerp, hoe klein ook, in een baan om de aarde te brengen.

In die dagen werden al voorbereidingen getroffen voor een internationaal Geofysisch Jaar, dat van 1 juli 1957 tot 31 december 1958 zou duren en dat zich door een grootse internationale inspanning zou kenmerken om de eigenschappen van de aardbol als geheel te bestuderen. In verschillende kringen in de Verenigde Staten was men van mening dat men moest proberen gedurende die periode een satelliet de ruimte in te sturen, want hoe zou men de aardbol beter kunnen bestuderen dan vanuit een voorwerp dat er omheencirkelde?

In diezelfde tijd kondigde de Sovjet-Unie haar eigen satellietprogramma aan, maar daar werd in de Verenigde Staten weinig aandacht aan besteed, want men had nu eenmaal de overtuiging dat de Amerikanen de technologische leiders van de wereld waren (wat ook inderdaad het geval was) en dat de Russen in technologisch opzicht volslagen achterlijk waren en dat ook wel zouden blijven (wat bepaald niet het geval was).

De Sovjets waren zich volledig van dit Amerikaanse meerwaardigheids- besef bewust en stelden alles in het werk om de Amerikanen beschaamd te laten staan. Bovendien waren zij uitstekend op de hoogte van - en bijzonder trots op - het pionierswerk van Tsiolkovsky, wiens honderdste geboortedag op 17 september 1957 viel, zodat zij hun uiterste best deden zoveel mogelijk in die tijd een voorwerp in een baan te brengen.

De Sovjets werkten in stilte, waarbij zij de onbedoelde medewerking van de Amerikanen genoten, die geen enkele aandacht aan hun pogingen schonken. Bijgevolg waren het Amerikaanse publiek en zelfs de Amerikaanse wetenschappelijke gemeenschap onvoorbereid en totaal verrast toen de Sovjet-Unie op 4 oktober 1957 (zestien dagen na de streefdatum van de honderdste geboortedag) een voorwerp in de ruimte brachten, waarmee zij de eerste kunstmatige satelliet in de geschiedenis hadden gelanceerd.

In zijn elliptische baan was de Spoetnik 1, zoals hij werd genoemd, minimaal tweehonderddertig kilometer van de aardbodem verwijderd (het ‘perigeum’) en maximaal negenhonderdkilometer (het ‘apogeum’). Hij woog vierentachtig kilogram.

9 – De ruimte in

De eerste satellieten

Globaal gezien is het onbelangrijk welk land als eerste een satelliet lanceerde, zoals het ook onbelangrijk is welk land destijds de Amerikaanse continenten heeft ontdekt. Belangrijk was, dat de mensheid haar horizon - de grenzen van haar kennen en kunnen - opnieuw had weten terug te dringen. Enigerlei voorsprong van het ene land op het andere, ten gevolge van specialisering op een tak van wetenschap, vakgebied of techniek, wordt op den duur ingelopen en de resultaten kunnen aan de hele mensheid ten goede komen, welk land er dan ook oorspronkelijk nummer één mag zijn geweest.

Dat neemt niet weg dat de Verenigde Staten het als een vernedering onderging dat de Sovjet-Unie het de loef had afgestoken en zich bovendien ernstig ongerust maakte, want vele Amerikanen waren zo naïef te menen dat de lancering van een kunstmaan gelijkstond met een dreigende beheersing van de wereld.

Dit had ook weer zijn nuttige kanten, want het Amerikaanse Congres, dat er misschien nog geen cent voor over zou hebben gehad om alleen maar de menselijke kennis te vergroten, voteerde welgemoed miljarden dollars om ‘de Russen te kloppen’. En onder die leus maakte ook het Amerikaanse publiek daar geen bezwaar tegen, zodat de vorderingen bij het veroveren van de ruimte elkaar nu veel sneller opvolgden dan misschien het geval zou zijn geweest als de Russen hadden stilgezeten.

Het voor de satelliet gebruikte Russische woord spoetnik werd kortstondig het beroemdste woord ter wereld, en gedurende enige tijd werd het zelfs door de Amerikanen als een soortnaam voor een kunstmatige satelliet gebruikt. De alom gehoorde en gelezen vertaling in de Verenigde Staten was fellow-traveler, ‘meeloper’, een uitdrukking die een onprettige bijbetekenis in het woordenboek van de communistenjagers had. Toch is de oorspronkelijke Latijnse betekenis van ‘satelliet’ een persoon die zich in zijn denken en handelen op een ander richt en in wiens omgeving hij zich bij voorkeur ophoudt, zodat hij letterlijk een meeloper is. Kortom, spoetnikis niets anders dan het Russische woord voor satelliet.

Met de Spoetnik 1 was de mogelijkheid van een kunstmatige aardsatelliet aangetoond. Op 3 november 1957, een maand na de eerste lancering, bewees de Sovjet-Unie dat het experiment kon worden herhaald door de Spoetnik 2, een grotere satelliet die vijfhonderdtien kilogram woog, in een baan om de aarde te brengen. Hij was groot genoeg om een levende hond mee te voeren, zodat hij de eerste satelliet met een levend wezen aan boord was. Men toonde daarmee aan dat een tamelijk groot zoogdier de versnellingen kon doorstaan die bij de lancering noodzakelijk waren.

Intussen had ook het Amerikaanse satellietprogramma een grote ‘versnelling’ ondergaan, zodat op 31 januari 1958 de eerste Amerikaanse satelliet, de Explorer 1, kon worden gelanceerd. Het feit dat deze slechts veertien kilo woog wees op de superioriteit van de Russische draagraketten in die periode.

Hoe klein de Explorer 1 ook was, er werd toch een belangrijke wetenschappelijke ontdekking mee gedaan. Hij had een teller aan boord die op hoogenergetische, elektrisch geladen deeltjes reageerde. De aanwezigheid van deze deeltjes werd in aanzienlijke hoeveelheden vastgesteld. Dit kwam overeen met de verwachting, want onderzoekingen op aarde van het poollicht hadden al aangetoond dat de atmosfeer zulke deeltjes moest bevatten.

Aan het ene einde van zijn elliptische baan kwam de Explorer 1 dicht bij het aardoppervlak, aan het andere bereikte hij een hoogte van 2500 kilometer. Op grotere hoogten daalden de aantallen deeltjes, tot er eindelijk in het geheel geen meer werden geregistreerd.

Dezelfde waarneming werd gedaan door de Explorer 3, die op 26 maart 1958 werd gelanceerd en een maximale hoogte van 3400 kilometer bereikte, en door de op 15 mei 1958 gelanceerde Sovjet-kunstmaan Spoetnik 3.

De Amerikaanse natuurkundige James Alfred Van Allen (1914), onder wiens leiding dit gedeelte van de satellietexperimenten stond, vermoedde dat deze daling niet op een reëel verschijnsel berustte. Hij meende dat juist het omgekeerde het geval moest zijn, namelijk dat de dichtheid van de hoogenergetische deeltjes met de hoogte toenam en waarden bereikte die het vermogen van de tellers te boven gingen, zodat deze niet meer konden functioneren. Het was alsof het menselijke oog, verblind door een zodanig fel licht dat het niets meer kon waarnemen, zijn functie had verloren.

Toen de Explorer 4 op 26 juli 1958 werd gelanceerd, voerde hij speciale tellers mee om hoge concentraties te verwerken. Een daarvan bijvoorbeeld was met een dun laagje lood afgeschermd (vergelijkbaar in functie met een donkere bril die het oog tegen de zonnestraling beschermt), waarvan de bedoeling was dat het de meeste straling zou tegenhouden. Hiermee werd aangetoond dat de theorie van de ‘overmatige straling’juist was geweest: De Explorer 4 bereikte een hoogte van 2200 kilometer en registreerde een veel intensere hoogenergetische straling dan de geleerden ooit hadden vermoed.

De aarde bleek te zijn omringd door gordels van hoogenergetische straling die uit van de zon afkomstige deeltjes bestaat, welke door de krachtlijnen van het magneetveld van de aarde worden vastgehouden. Oorspronkelijk gaf men hieraan de naam ‘Van-AIlen-stralingsgordels’, maar uiteindelijk werd er de term ‘magnetosfeer’ voor ingevoerd.

Spoedig na de Explorer 1 lanceerde de Verenigde Staten op 17 maart 1958 zijn tweede kunstmaan, de Vanguard 1. Deze woog slechts 1,4 kilo, zodat spotters zeiden dat de Amerikanen een sinaasappel de ruimte in hadden gestuurd. De grootte van iets is echter op zichzelf geen maatstaf voor zijn waarde. Door zorgvuldig zijn baan te bestuderen en geringe afwijkingen van de ideale koers te registreren was de Amerikaanse natuurkundige John Aloysius O’Keefe (1916) in staat kleine variaties in de intensiteit van de zwaartekracht boven verschillende gebieden van de aarde vast te stellen. De aarde zelf bleek dus ietwat van de ideale afgeplatte sferoïde af te wijken die ze had moeten zijn. Waarnemingen verricht met de Vanguard 1 en latere satellieten stelden de geleerden in staat de juiste vorm van de aarde tot binnen een meter te bepalen op een manier die op grond van metingen aan het aardoppervlak moeilijk of zelfs onmogelijk zou zijn geweest.

De Vanguard 1 moest van een energiebron worden voorzien om zijn gegevens naar de grondstations door te geven, zodat zijn baan nauwkeurig kon worden gevolgd. Deze energie werd verschaft door ‘zonnecellen’, dunne laagjes materiaal die bij blootstelling aan het zonlicht elektrische stroompjes afgaven die voldoende waren om de radiogeleidestraal te activeren. Dit was de eerste toepassing van zonnecellen in de ruimte.

Nieuwe ontwikkelingen volgden elkaar op de voet. De Spoetnik 3 woog 1330 kilo en was de eerste kunstmaan van voldoende grootte om allerlei instrumenten mee te nemen, zodat er vele soorten waarnemingen mee konden worden verricht.

Het duurde niet lang meer of de mensheid als geheel werd zich bewust van de mogelijke toepassingen van de nieuwe verruiming van de menselijke horizon. Op 18 december 1958 lanceerde de Verenigde Staten de Score, waarvan de signalen de menselijke stem zowel konden ontvangen als uitzenden.

De Score was nog maar het begin. Op 12 augustus 1960 lanceerde de Verenigde Staten de Echo 1, die zich tot een grote aluminium ballon ontplooide voor het relayeren van signalen die niet alleen geluid, maar tevens beelden overdroegen. Vervolgens lanceerde de Verenigde Staten op 10 juli 1962 de Telstar 1, die niet slechts een relais, maar ook een versterker was.

De Telstar 1 was de eerste communicatiesatelliet in de ware zin des woords, waarvan er in de loop van de sindsdien verstreken jaren zulke krachtige en veelzijdige in zodanige aantallen zijn gebouwd dat het door de televisie bestreken terrein de gehele aardbol omvat. Dankzij de communicatiesatellieten is de aarde nu een eenheid geworden, en geen plaats op aarde is meer dan een functie van een seconde van iedere andere plaats verwijderd als men slechts de vereiste stations om uit te zenden en te ontvangen inricht.

Ook was de mens nu voor het eerst in staat vanuit een ideale uitkijkpost naar de aarde te kijken als een planeet zoals alle andere, dus als het ware van buiten af. Op 17 februari 1959 lanceerde de Verenigde Staten de Vanguard 2, de eerste waarmee foto’s van het wolkendek boven de aarde konden worden overgebracht die met behulp van televisie konden worden ont-

129
vangen. De Explorer 6, op 7 augustus 1959 door de Verenigde Staten gelanceerd, zond als eerste foto’s van de totale aarde terug.

Op 13 april 1960 lanceerde de Verenigde Staten de Transit 1B, de eerste satelliet die van een uitrusting was voorzien om opeenvolgende foto’s van de aarde te maken en ze terug te sturen. Gedurende zijn standtijd heeft hij bijna 23 000 opnamen gemaakt, die de geleerden op aarde een doorlopend beeld van het steeds veranderende wolkendek verschaften en hen in staat stelden de stromingen in de dampkring te onderzoeken. Dit was de eerste ‘weersatelliet’.

Tot die tijd waren voorspellingen van het weer noodzakelijkerwijs op veel te weinig gegevens gebaseerd geweest, omdat men moest uitgaan van de weinige berichten die van het kleine deel van het aardoppervlak werden verkregen waar men over de uitrusting beschikte om plaatselijke weersomstandigheden in bijzonderheden te melden. Deze gegevens ontbraken van alle oceanen en van uitgestrekte delen van de continenten.

Na 1960 echter kon men de aarde als geheel onophoudelijk observeren, zodat er grote vorderingen in de kunst van het weervoorspellen zijn gemaakt. Zo was het vóór 1960 onmogelijk te weten wanneer en waar zich orkanen vormden en welk gebied ze precies bedreigden, afgezien van de berichten van schepen die erdoor waren getroffen, zodat de informatie altijd zeer fragmentarisch was geweest. In 1960 waren de oorsprong, de ontwikkeling en het verloop van zulke stormen overal nauwkeurig bekend, zodat er ongetelde levens zijn gered en niet te overziene schade is afgewend. (Dit is een van de vele praktische voordelen die de mensheid van het ruimteprogramma geniet, hoewel het veelal tot de goede toon schijnt te behoren het programma als weggesmeten geld af te kraken en te honen.)

Op 1 april 1960 lanceerde de Verenigde Staten de Tiros 1, een satelliet die tot doel had de scheepvaart van dienst te zijn. Van dat type zijn er nog meer gevolgd. De uitgezonden signalen kunnen alom worden ontvangen, en op grond van de bekende positie van de satelliet op een gegeven ogenblik kan het schip zijn plaats bepalen zonder daarbij op de sterren aangewezen te zijn, dus ook bij bedekte hemel. Een van de juiste instrumenten voorzien schip kan te allen tijde zijn plaats binnen weinige meters nauwkeurig bepalen. Deze methode maakt het tevens mogelijk de aarde met een precisie in kaart te brengen die vroeger totaal niet was te bereiken.

Ook zijn er talloze kunstmanen in banen gebracht om militaire doeleinden te dienen, zoals het ontdekken van kernexplosies of van massale bewegingen. Dit mag dan een oorlogstoepassing lijken, maar men kan het ook zó opvatten dat de zaak van de vrede er mee wordt gediend. De spionagesatellieten maken het voor zowel de Sovjet-Unie als de Verenigde Staten moeilijker dan het anders zou zijn geweest, een preventieve kernaanval uit te voeren zonder dat de tegenpartij min of meer tijdig te weten komt wat er gaande is; dit vermindert de waarschijnlijkheid van zo’n aanval.

Ongelukkigerwijze wordt er steeds meer over gedacht en gesproken, geavanceerde wapens in de ruimte te stationeren. Dit zou een der partijen op korte termijn enig militair voordeel kunnen opleveren, maar overigens niets anders doen dan de waarschijnlijkheid verhogen (die waarachtig al angstaanjagend hoog genoeg is) dat de beschaving op de langere duur collectief zelfmoord zal plegen.

De mens in de baan

Nu de volslagen onbezielde satellieten met hun lading van ingewikkelde geminiaturiseerde instrumenten voor waarnemingen en telemetrie zulke ontzagwekkende prestaties konden verrichten, rees onvermijdelijk de vraag of er mensen persoonlijk aanwezig zouden kunnen zijn om de horizon van hun waarnemingen nóg verder te verruimen.

De Spoetnik 2, die een hond aan boord had gehad, had het bewijs geleverd dat levende wezens in een baan konden worden gebracht zonder daar schade van te ondervinden. Men was echter nog niet in staat geweest de hond op aarde terug te brengen, zodat men hem doelbewust vergif had toegediend om hem voor een lijdensweg te behoeden.

Pas op 19 augustus 1960 wisten de Sovjets hun prestatie in dit opzicht te verbeteren. Zij lanceerden de Spoetnik 5, die 4600 kilogram woog en de grootste satelliet vormde die ooit nog in de ruimte was gebracht. Hij vervoerde twee honden en zes muizen, die alle uiteindelijk levend en wel werden geborgen.

Daarna was het slechts een kwestie van tijd om een mens in de ruimte te brengen en hem veilig te laten terugkeren. Op 12 april 1961 lanceerde de Sovjet-Unie de Vostok 1, die een massa van 4700 kilo had en een menselijke passagier aan boord had, Joeri Aleksejevitsj Gagarin (1934-1968). Hij werd de eerste menselijke ruimtevaarder. (De Amerikanen zouden hem een ‘astronaut’ hebben genoemd, maar de Sovjets gebruiken het woord ‘kosmonaut’.

Gagarin cirkelde één keer om de aarde en bereikte weer veilig zijn basis. Het was inderdaad een formidabele mijlpaal. De eersten die ooit om de aardbol heen waren gereisd waren de achttien bemanningsleden van Magellaan geweest, die de onderneming hadden overleefd en in 1522 terugkeerden, 1084 dagen nadat ze zee hadden gekozen. Nu, vier en een derde eeuw later, had een mens de reis om de aarde in honderdacht minuten voltooid.

In de tijd die de achttien ondervoede en uitgeteerde overlevenden nodig hadden gehad om de aarde te omzeilen zou Gagarin, als hij van voldoende voedsel voorzien in zijn baan was gebleven, 14453 maal om de aarde zijn gecirkeld.

Deze prestatie van Gagarin betekende reeds min of meer het einde van dit stadium in de onderzoekingen. De omcirkeling van de aarde met een in een lage baan gebrachte satelliet is ongeveer de snelste manier om rondom de planeet te reizen, zodat het weinig zin had te proberen dit record op deze wijze te verbeteren.

Wel bewees de Sovjet-Unie dat de vlucht van Gagarin geen toevallig succes was door op 6 augustus 1961 de Vostok 2 met Gjerman Titov (1935) aan boord te lanceren. Hij bleef vijfentwintig uur en elf minuten in de ruimte, dus meer dan een etmaal, waarin hij niet minder dan zeventien banen aflegde. Daarna werd ook hij veilig geborgen, zonder dat hij schadelijke gevolgen van zijn ervaring overhield.

Het was nu volkomen duidelijk dat mensen konden worden gelanceerd, in een baan konden worden gebracht, daar geruime tijd konden verblijven en weer veilig konden terugkeren.

Nadat in de Verenigde Staten twee astronauten vluchten hadden uitgevoerd waarop zij hoogten bereikten die minder waren dan nodig was om in een baan te komen, werd de eerste Amerikaan op 20 februari 1962 in een baan gebracht, namelijk toen de Friendship 7 werd gelanceerd. (De eerste ruimteschepen die in het Amerikaanse ‘Mercury-programma’ astronauten aan boord hadden droegen alle het nummer 7, omdat er oorspronkelijk zeven Amerikaanse astronauten waren.) Aan boord bevond zich John H. Glenn jr. (1921), die drie banen voltooide en vier uur en vijfenvijftig minuten in de ruimte verbleef. Ook deze poging werd herhaald, namelijk toen op 24 mei 1962 de Aurora 7 werd gelanceerd en met M. Scott Carpenter (1925) als astronaut eveneens driemaal rondom de aarde cirkelde.

Beide landen zetten hun programma’s voort. Op 16 juni 1963 lanceerden de Sovjets de Vostok 6 met Valentina V. Teresjkova (1937), de eerste en tot dusver de enige vrouw die in de ruimte werd gebracht. Zij bleef daar bijna drie dagen, waarin zij achtenveertig banen voltooide.

Astronauten in een baan om de aarde bevinden zich in vrije val en ondervinden daarbij wat op een zwaartekracht gelijk nul neerkomt. Dit is niet iets wat volledig in tegenspraak is met het leven op aarde. Op de allerkleinste zoogdieren heeft de zwaartekracht zo weinig invloed, dat deze praktisch te verwaarlozen is. Voor zeedieren doet de opwaartse druk van het water vele effecten van de zwaartekracht bijna te niet.

Mensen zijn echter landdieren, voor wie de zwaartekracht ten gevolge van hun betrekkelijke grootte een overheersend feit vormt. We moeten er voor zorgen dat we niet vallen, niet alleen van een hoogte, maar zelfs over onze eigen voeten terwijl we lopen. Bovendien beïnvloedt de zwaartekracht onze fysiologie. We zijn gedwongen onze spierkracht op een bepaalde manier te verdelen doordat vele van onze spieren onophoudelijk aan het werk zijn om ons in evenwicht te houden. Deze spierwerking heeft wederom invloed op onze botvorming. Ook onze bloedsomloop is op de werking van de zwaartekracht gebaseerd, zodat we daar niets van merken als we normaal zitten of staan, maar ons bijzonder onbehaaglijk gaan voelen als we bijvoorbeeld enige tijd op ons hoofd staan.

Er bestond geen enkele manier om te voorspellen hoe een langdurige periode van gewichtloosheid de mens in fysiologisch en biochemisch opzicht zou beïnvloeden.

De eerste vluchten in een baan om de aarde toonden zonder twijfel aan dat gewichtloosheid gedurende enige uren of zelfs dagen probleemloos door het menselijke organisme werd verdragen, maar als de mens ooit in de ruimte zou doordringen voor iets meer dan wat toch eigenlijk een soort circuskunst was, zou er toch veel meer bekend moeten zijn omtrent de gevolgen van gewichtloosheid gedurende een lang tijdsbestek. Hoe langer de mens in staat is zich in een toestand van gewichtloosheid te handhaven, des te waarschijnlijker is het dat echte werkzaamheden in de ruimte op een dag realiteit zullen worden.

Een tijdlang werden er daarom ruimtevluchten uitgevoerd om het uithoudingsvermogen te beproeven. Op 14 juni 1963 beschreef Valery F. Bykovsky (1934) aan boord van de Vostok 5 eenentachtig banen om de aarde, waarbij hij precies vijf dagen in een toestand van volledige gewichtloosheid in de ruimte verbleef.

Dit record werd overtroffen toen de Verenigde Staten op 21 augustus 1965 de Gemini 5 lanceerde, die 128 banen om de aarde voltooide en bijna acht dagen in de ruimte bleef. Ook dit record werd steeds weer verbeterd, en op dit ogenblik zijn de recordhouders drie Sovjet-kosmonauten, die ongeveer een half jaar lang ononderbroken in de ruimte zijn gebleven.

Er traden inderdaad fysiologische veranderingen op, waarvan de meest verontrustende bestond uit het geleidelijke verlies van calcium uit het beenderstelsel. Deze veranderingen vormen echter geen beletsel om in de ruimte doeltreffend taken uit te voeren. Ook ging het blijkbaar niet om blijvende veranderingen, want astronauten waren na hun terugkeer op aarde in geen enkel opzicht arbeidsongeschikt en zij waren volledig in staat een normaal leven te leiden.

Valentina Teresjkova, de enige vrouwelijke kosmonaut, trouwde met een mannelijke kosmonaut, Andriyan G. Nikolajev (1929), die op 11 augustus 1962 in de Vostok 3 was gelanceerd. Hij had vier dagen in de ruimte doorgebracht en zij drie dagen, maar ze kregen een geheel normale baby.

Uit de aard van de zaak bestaat er nog geen ervaring met vele normale menselijke situaties in een toestand van gewichtloosheid. Zo is er met name nog geen vrouw geweest die in die toestand seksueel actief is geweest, zwanger is geworden en op de normale tijd het leven aan een kind heeft geschonken. Zolang de mens in zijn buitenaardse reizen tot banen rondom de aarde in de nabije ruimte beperkt was, bestond er geen gebiedende noodzaak om vast te stellen of de volledige verscheidenheid van menselijke ervaringen en verrichtingen zich in een toestand van gewichtloosheid kan afspelen. Mensen konden immers in een soort ploegendienst in de ruimte werken en leven, elkaar regelmatig aflossen en weer naar hun eigenlijke omgeving van de aarde terugkeren.

Dit zou zeker het eenvoudigste van alle mogelijke scenario’s zijn, maar het was natuurlijk al een groot winstpunt dat het ruimte-onderzoek heeft aangetoond dat althans dit meest eenvoudige scenario mogelijk is. Indien zou zijn gebleken dat gewichtloosheid spoedig een dodelijke afloop veroorzaakt, of zelfs maar invaliditeit, dan zou de verruiming van de menselijke horizon tot in de ruimte enorm zijn bemoeilijkt. Misschien zou men zelfs alle hoop op zo’n verruiming hebben moeten opgeven.

Wilde het ruimte-onderzoek een toekomst hebben, dan zouden de ruimteschepen zeker meer plaats moeten bieden. In de eerste jaren van de bemande ruimtevaart boden de schepen nauwelijks genoeg ruimte voor één persoon.

Op 12 oktober 1964 werd het eerste ruimteschip met meer dan één persoon gelanceerd. Het was de Russische Vosjkod 1, een geavanceerde versie van de Vostok en iets zwaarder dan de latere Vostoks. Hij had een bemanning van drie man.

Het eerste Amerikaanse ruimteschip dat meer dan één persoon vervoerde werd op 23 maart 1965 gelanceerd, het was de Gemini 3, en aan boord bevonden zich Virgil I. Grissom (1926-1967) en John W. Young (1930). Op 11 oktober 1968 werd het eerste Amerikaanse ruimteschip met drie personen gelanceerd.

Tot op heden is er geen ruimteschip met meer dan drie personen aan boord gelanceerd.

Op den duur werden de ruimteschepen beter bestuurbaar. Zij waren méér dan in vrije val verkerende projectielen. Als ze eenmaal in een baan waren, konden ze kleine raketten afvuren om hun positie te veranderen, te stijgen of te dalen, sneller voorwaarts te bewegen of hun vaart af te remmen. Ruimteschepen konden ontmoetingen met elkaar hebben en een koppeling bewerkstelligen, zodat de bemanning van het ene schip zich in het andere kon begeven.

Op 18 maart 1965 lanceerde de Sovjet-Unie de Vosjkod 2 met twee kosmonauten aan boord. Een van hen was Aleksey A. Leonov (1934). Het schip beschreef zeventien banen om de aarde, en in de loop van de tweede baan verliet Leonov het schip door een luchtsluis. Hij droeg een ruimtepak en bleef stevig met zijn schip verbonden. Dit was de eerste ‘ruimtewan- deling’, de eerste keer dat een mens zich in de ruimte bevond met niet meer bescherming dan een ruimtepak. Leonov bleef ongeveer tien minuten in de ruimte, tijdens welke hij vrije-val-bewegingen uitvoerde en filmopnamen maakte.

Op 3 juni 1965 lanceerde de Verenigde Staten de Gemini 4 met James N. McDivitt (1929) en Edward H. White (1930-1967) aan boord. Gedurende de derde en laatste kringloop van het schip begaf White zich naar buiten en bleef, in zijn speciale pak en stevig met het schip verbonden, twintig minuten in de ruimte. Terwijl hij daar was, voerde hij met behulp van een kleine raketeenheid allerlei bewegingen uit, en hij was de eerste die deze prestatie leverde.

De betekenis van deze ruimtewandelingen bestond daarin dat ze het bewijs leverden dat mensen heel goed in staat waren in de ruimte reparaties, bouwwerkzaamheden en andere nuttige taken uit te voeren, dat zij dit buiten hun schip konden doen en dat zij daarbij geen andere bescherming dan een ruimtepak nodig hadden.

In het begin van de jaren zeventig hadden Frankrijk, Japan, China en Groot-Brittannië satellieten in banen gebracht, maar hun prestaties in de ruimte bleven ver achter bij die van de Verenigde Staten en de Sovjet-Unie.

Het ruimteonderzoek is niet voor verlies van mensenlevens gespaard gebleven. In juni 1971 waren drie Sovjet-kosmonauten in de Sojoez 11 een tot op dat ogenblik volledig geslaagde vlucht aan het voltooien, toen een klein defect aan de afdichting van een deur de lucht uit de satelliet deed ontsnappen. Dit gebeurde net toen zij de dampkring van de aarde al weer hadden bereikt. De satelliet werd geborgen, maar de drie inzittenden hadden de dood gevonden.

Voor de Amerikanen heeft geen enkele vlucht een dodelijke afloop gehad, maar toen er op 27 januari 1967 een satellietlancering op de grond werd ingestudeerd, brak er in de capsule brand uit. Wegens de atmosfeer van bijna zuivere zuurstof was het vuur absoluut niet te beheersen, zodat de drie inzittenden omkwamen: Virgil Grissom, die twee jaar tevoren commandant van de Gemini 3 was geweest, de eerste Amerikaanse kunstmaan met meer dan één persoon aan boord; Edward H. White, die twee jaar tevoren als eerste Amerikaan een ruimtewandeling vanuit de Gemini 4 had gemaakt; en Roger B. Chaffee (1935-1967), die nog niet de kans had gehad een ruimtereis te maken.

De maansondes

Zou de menselijke horizon nu beperkt blijven tot banen om de aarde in de bovenste lagen van de dampkring?

Beslist niet! Bijna van het begin af heeft men getracht raketten te lanceren die niet slechts de voor een baan nodige snelheid van acht kilometer per seconde bereikten, maar eveneens de ontsnappingssnelheid van 11,25 kilometer per seconde.

In 1958 zond de Verenigde Staten drie satellieten de ruimte in, die alle tot doel hadden boven de ontsnappingssnelheid te komen, maar voorlopig bleef het bij mislukte pogingen.

Op 2 januari 1959 slaagde de Sovjet-Unie er in met de Loena 1 de ontsnappingssnelheid te overschrijden. Het was de eerste satelliet die niet in een baan om de aarde kwam. Hij verwijderde zich steeds verder en het radiocontact kon gedurende 597 000 kilometer - ofwel anderhalf maal de afstand van de maan - worden gehandhaafd.

Hij overschreed echter niet de ontsnappingssnelheid ten opzichte van de verre zon, zodat hij zich niet volledig uit het zonnestelsel begaf. Uiteindelijk kwam hij als de eerste ‘kunstmatige planeet’ in een baan om de zon.

Gelanceerde raketten die niet in een baan om de aarde komen zijn uiteraard geen aardsatellieten. Zij worden ‘sondes’ of ‘ruimtesondes’ genoemd. De Loena 1 was op de maan gericht en was dus een ‘maansonde’. Haar richting was echter niet volmaakt nauwkeurig bepaald, zodat ze zich op een afstand van zesduizend kilometer van het maanoppervlak - dus slechts 1,75 maal de middellijn van de maanbol - verder de ruimte in verwijderde.

De Verenigde Staten lanceerde in maart 1959 de Pioneer 4, de eerste Amerikaanse raket die de ontsnappingssnelheid overschreed. Deze passeerde de maan op een afstand van zestigduizend kilometer.

De Sovjet-Unie slaagde er op 12 september 1959 in de nodige correcties in haar doel aan te brengen, toen de Loena 2 in de richting van de maan werd gelanceerd en dan ook inderdaad op onze natuurlijke satelliet te pletter sloeg - de mens had eindelijk (in zekere zin) de maan getorpedeerd. Voor het eerst in de geschiedenis bevond zich een door mensen gemaakt voorwerp, hoe ernstig het dan ook mocht zijn verbrijzeld, op het oppervlak van een andere wereld dan de aarde.

Met het missen van de maan was er niet veel bewerkstelligd en met het raken ervan in een ‘harde landing’ nog minder, behalve dat hiermee was aangetoond dat men op grond van waarnemingen en berekeningen goed kon richten. De volgende stap leverde echter hoogst waardevolle resultaten op.

De maan beschrijft haar baan om de aarde in 27,33 dag en draait eveneens in 27,33 dag om haar as. Dit is geen toeval, want ze wordt hierdoor gedwongen door de getijdewerking van de aarde, hetgeen tot gevolg heeft dat de maan voortdurend dezelfde zijde naar de aarde keert.

Aangezien de maan zich volgens een ellips om de aarde beweegt en niet volgens een zuivere cirkel, is haar omloopsnelheid niet constant. De afstand van de maan naar de aarde wisselt enigszins naarmate ze zich in haar elliptische baan voortbeweegt, en haar snelheid neemt enigszins toe naarmate ze zich dichter bij de aarde bevindt.

De snelheid van haar rotatie blijft echter geheel gelijk. Dit betekent dat de rotatie de baanbeweging over de helft van de baan inhaalt en daarna over de andere helft achterblijft. De maan lijkt dus ietwat naar voren en naar achteren te schommelen, min of meer vergelijkbaar met de beweging van de balken van een ouderwetse weegschaal. Deze beweging wordt ‘libratie’ genoemd, naar het Latijnse woord libratio voor ‘het slingeren’.

Al die libraties stellen ons in staat van de aarde af bijna zestig procent van het maanoppervlak te zien (zij het dat een deel daarvan altijd aan de randen ligt en dus sterk verkort en vertekend tot ons komt). Iets meer dan veertig procent is echter steeds aan ons gezicht onttrokken, een toestand die waarschijnlijk al miljarden jaren duurt en in ieder geval veel langer dan er menselijke of bijna menselijke ogen hebben bestaan om de maan waar te nemen.

Er zou een maansonde met een snelheid kunnen worden gelanceerd die de ontsnappingssnelheid zó weinig te boven ging dat de sonde zich bij het bereiken van de omgeving van de maan wegens de aantrekkingskracht van de aarde nog maar zeer langzaam zou voortbewegen. De sonde zou dan tevens in zover onder de invloed van de aantrekking van de maan komen dat ze er in een baan omheen zou komen. De sonde zou dan, met andere woorden, door de maan zijn ‘gevangen’. (Dit zou nog gemakkerlijker kunnen gebeuren als de sonde het vermogen had op precies het juiste moment een kleine raket in de juiste richting te lanceren om haar koers en haar snelheid zodanig te wijzigen dat de vangkans erdoor werd verhoogd.)

Als de baancorrecties niet zouden kunnen worden aangebracht, zou de sonde op zijn allerminst één lusvlucht rondom de maan kunnen beschrijven alvorens haar lange reis in de ruimte voort te zetten. Zelfs die enkele lusbeweging zou haar om de achterzijde van de maan voeren, waarbij ze foto’s zou kunnen maken die telemetrische naar de aarde zouden kunnen worden gezonden om de mens voor het eerst voorwerpen op een afstand van minder dan vierhonderdduizend kilometer te laten zien die nog nooit tevoren waren aanschouwd, hoewel voorwerpen die zich tien miljoen miljard maal zo ver weg bevonden reeds door menselijke ogen waren gezien.

Hierin slaagde de Sovjet-Unie met haar Loena 3, waarvan de lancering op 4 oktober 1959 plaatsvond. Op de tweede verjaardag van de lancering van de eerste satelliet waren wetenschap en techniek zó ver gevorderd dat een maansonde een lusvlucht rondom de maan kon volbrengen en de allereerste ooit gemaakte foto’s van de achterzijde naar de aarde zenden.

De kwaliteit van de foto’s was slecht en het waren er ook niet veel, maar het was genoeg om bepaalde romantische gevoelens of ideeën omtrent die achterzijde naar het rijk der fabelen te verwijzen. Tot die tijd was er niets geweest om de mens te beletten zijn fantasie de vrije loop te laten en te denken dat de verborgen zijde om de een of andere reden minder onherbergzaam was dan de zichtbare zijde - dat daar een dampkring en water waren, en misschien wel leven.

Maar: niets van dat alles! Deze eerste foto’s maakten het duidelijk dat de achterzijde van de maan even troosteloos en onaantrekkelijk als de zichtbare kant was, hetgeen mettertijd door de Amerikaanse foto’s werd bevestigd.

Op 28 juli 1964 lanceerde de Verenigde Staten de Ranger 7, die evenals de Loena 2 bijna vijf jaar tevoren op het maanoppervlak te pletter sloeg. Gedurende de daaraan voorafgaande dertien minuten werd echter gebruik van een inmiddels aangebrachte verfijning gemaakt zodat er foto’s konden worden genomen die telemetrisch naar de aarde werden overgezonden. In totaal werden er van steeds dichter bij 4308 foto’s gemaakt, tot de raket insloeg en alle contact werd verbroken. Voor het eerst was de maan van heel nabij gefotografeerd, met details die letterlijk alles in de schaduw stelden wat ooit met telescopen van de aarde af had kunnen worden waargenomen (hoewel het aldus gefotografeerde gebied van de maan maar heel klein was).

De foto’s lieten zien dat de maan bezaaid is met kraters van minimale afmetingen tot hele grote. Sommige bleken slechts één meter breed en dertig centimeter diep.

De Verenigde Staten herhaalde dit programma in 1965 met de Ranger 8 en de Ranger 9, die tezamen dertienduizend foto’s van twee andere gebieden op de maan terugzonden.

Tot en met 1965 hadden de sondes die er in waren geslaagd de maan te bereiken dat door middel van een ‘harde landing’ gedaan, hetgeen met de vernietiging van de sonde op het maanoppervlak gepaard ging. Het was dus nodig een ‘zachte landing’ te bewerkstelligen, waardoor de sonde op het maanoppervlak zou kunnen blijven functioneren.

Als de maan maar een dampkring had gehad, zou die taak betrekkelijk eenvoudig zijn geweest, omdat een parachute de val van de sonde dan zou kunnen helpen vertragen. Zonder atmosfeer kon de vertraging uitsluitend worden teweeggebracht door raketten in de richting van het maanoppervlak te lanceren en de sonde daarmee als het ware van de maan af te duwen. Dit zou de allergrootste precisie van de instrumenten en een optimale omzichtigheid bij hun bediening vergen. Op 3 februari 1966 werd deze prestatie door de Sovjet-Unie geleverd, toen haar sonde Loena 9 een zachte landing op de maan maakte. Iets meer dan zes jaar na de eerste harde landing op de maan, rustte er een door mensen vervaardigd voorwerp op het maanoppervlak dat zodanig intact was gebleven dat de instrumenten konden werken. De eerste foto’s ooit op het maanoppervlak gemaakt werden op aarde ontvangen.

De Loena 9 was in het westelijke deel van Oceanus Procellarum geland, een deel van het maanoppervlak met betrekkelijk weinig kraters. De Latijnse naam van dit gebied betekent ‘Oceaan der Stormen’ en geeft een indruk van de fantastische ideeën van de eerste astronomen, die nog niet konden beseffen dat er geen water en geen lucht op de maan is. De foto’s, die gedurende drie dagen naar de aarde werden gezonden tot de instrumenten verdere dienst weigerden, lieten uiteraard geen oceaan en geen stormen zien, maar uitsluitend een steenachtig gebied van troosteloze stilte en verlatenheid.

De Verenigde Staten lanceerde op 30 mei 1966 de Surveyor 1, die de prestatie van de Sovjets herhaalde. Er vond wederom een zachte landing in Oceanus Procellarum plaats, en ook ditmaal werden er foto’s naar de aarde overgebracht, waarvan de kwaliteit wat beter was dan die van de Sovjet-sonde.

Latere Amerikaanse satellieten gingen nog verder. De op 17 april 1967 gelanceerde Surveyor 3 verrichtte niet alleen een zachte landing en bracht ruim 6300 foto’s van het maanoppervlak over, maar paste tevens een graafarm toe die monsters uit de maanbodem trok en automatisch op commando’s van de aarde reageerde.

Dit trekken van monsters was belangrijk, omdat geleerden juist in die tijd de mogelijkheid hadden geopperd dat de maan met een dikke laag los stof bedekt was, als gevolg namelijk van de versplintering of verpoedering van de oppervlakte onder de inwerking van de inslag van talloze meteorieten in de loop van de tijden, zodat een vaartuig na zijn landing op de maan wel in die stoflaag moest wegzinken en geleidelijk verdwijnen, alsof het om droog drijfzand ging. Het enkele feit dat sondes na een zachte landing aan de oppervlakte bleven vormde al een argument tegen deze theorie, en de door de graafarm naar boven gebrachte monsters lieten duidelijk zien dat de maanbodem ongeveer dezelfde vastheid en samenhang als de grond op aarde bezat.

De Surveyor 5, die in Mare Tranquillitatis landde (‘Zee der Stilte’, wat afgezien van de afwezigheid van water een goede omschrijving is), beschikte zelfs over een klein apparaat waarmee monsters van de maanbodem konden worden geanalyseerd. In totaal zonden de Surveyor-sondes meer dan vijftigduizend foto’s uit, en de oppervlakte van de maan, zoals die er van het grondniveau uitzag, ging een vertrouwde aanblik voor de mensen op aarde vormen.

Op 31 maart 1966 lanceerde de Sovjet-Unie de Loena 10, die in een baan rondom de maan werd gebracht. Dit gebeurde ook met de Lunar Orbiter 1, die op 10 augustus 1966 door de Verenigde Staten werd gelanceerd. Deze en andere maansatellieten brachten foto’s van alle delen van de maan tot in alle bijzonderheden over, zodat we nu over kaarten van de hele maan beschikken die even betrouwbaar en bijna even gedetailleerd zijn als die van de aarde.

De bijzonderheden van deze kaarten bevestigden de vermoedens die met de allereerste opnamen van de achterzijde waren ontstaan. Terwijl de naar de aarde toegekeerde zijde een aantal ‘maria’ telt - grote, hoofdzakelijk ronde gebieden met betrekkelijk weinig kraters en met bodems die uit lavastromen schijnen te zijn ontstaan die wellicht zijn toe te schrijven aan vulkanische verschijnselen uit wat we de prehistorie van de maan zouden kunnen noemen - is de achterzijde nagenoeg vrij van zulke verschijnselen.

De maankorst is aan de naar de aarde gerichte kant ongeveer zestig kilometer dik, maar aan de achterzijde ongeveer honderd kilometer, voor zover we dit uit de gegevens van de maansondes kunnen opmaken. Bijgevolg zou het inslaan van een grote meteoor aan de voorzijde de korst kunnen vernietigen, waardoor het verhitte gesteente uit de daaronder gelegen gesmolten lagen zou kunnen opborrelen, terwijl een soortgelijke meteoor- inslag aan de achterzijde door de dikkere en sterkere korst zou worden weerstaan.

Eén ontdekking die géén verbazing wekte was dat de maan geen magnetische veld bezit. Volgens de moderne theorieën voor het bestaan van magnetische velden om astronomische lichamen moet er aan twee eisen worden voldaan. Allereerst moet er midden in het lichaam een vloeibare kern zijn die een elektrische stroom kan geleiden. In de tweede plaats moet het lichaam zelf snel genoeg draaien om wervelingen in de vloeibare kern te veroorzaken. De ronddraaiende beweging van de elektrische lading zou dan op haar beurt een magnetisch veld teweegbrengen.

De aarde bezit een ijzerrijke vloeibare kern en draait snel, zodat het niet verbazingwekkend is dat ze een magnetisch veld heeft.

De maan echter heeft een dichtheid die slechts drie-vijfde van die van de aarde bedraagt, zodat ze over het geheel veel minder stoffen van betrekkelijk hoge dichtheid zoals ijzer zou bevatten. Bovendien heeft de maan een aanzienlijk geringere massa dan de aarde, zodat er in haar kern met zekerheid een lagere temperatuur heerst. (De hitte in de kern is voortgekomen uit de beweging van de kleinere lichamen die op elkaar botsten en vervolgens een groot lichaam vormden, en het betrekkelijk lage gewicht van de maan kon slechts geringe snelheden voortbrengen die tot betrekkelijk geringe hoeveelheden hitte konden worden omgevormd.)

De combinatie van betrekkelijke lichtheid en betrekkelijk lage temperaturen verschaft ons de redelijke zekerheid dat de maan geen kern van vloeibaar ijzer heeft. Waarschijnlijk bestaat ze geheel en al uit vast gesteente. Zelfs als er een kern van vloeibaar ijzer was om elektriciteit te geleiden, dan nog is de draaiing van de maan te langzaam om wervelingen van enige betekenis in die kern op te wekken. Als onze theorieën juist zijn, moet de conclusie dus luiden dat de maan geen magnetisch veld kan hebben - en ze bezit er dan ook geen.

De mens reikt naar de maan

Maar als onbemande sondes langs de maan kunnen scheren, er omheen cirkelen en er op landen, zou de mens daar dan niet lijfelijk bij aanwezig kunnen zijn?

Dat werd in de Verenigde Staten al in het begin als een doel aangekondigd. De Amerikanen hadden het als pijnlijk ervaren dat de Sovjet-Unie hun steeds de loef hadden afgestoken en hen in de schaduw hadden gesteld in wat nu algemeen de ‘ruimtewedloop’ werd genoemd. Bovendien hadden de Verenigde Staten op 17 april 1961 een vernedering ondergaan toen een poging van dissidente Cubanen om met Amerikaanse hulp Cuba binnen te vallen bij de Varkensbaai werd verijdeld.

Om het Amerikaanse prestige te herstellen kondigde president John F. Kennedy (1917-1963) in mei 1961 aan dat de Verenigde Staten vóór het einde van dat decennium een mens op de maan zou neerzetten. Met dat doel voor ogen organiseerde de NASA (National Aeronautics and Space Administration) het ‘Apollo-programma’.

Het daaraan voorafgegane ‘Gemini-programma’ had tot doel het voor de maanlanding vereiste soort vaardigheden te ontwikkelen, waarbij de nadruk lag op bepaalde manoeuvres, ontmoetingen, koppelingen en wandelingen in de ruimte. Dit programma werd eind 1966 voltooid en de eerste Apollo-vlucht zou in februari 1967 plaatsvinden. Deze werd vertraagd door de tragische dood van de drie astronauten Grissom, White en Chaffee, die vóór de lancering in het Apollo-vaartuig aan het werk waren. Het ontwerp van het schip moest worden gewijzigd, waarna er verscheidene geslaagde Apollo-lanceringen werden uitgevoerd.

Eindelijk werd het eerste bemande Apollo-ruimtevaartuig op 11 oktober 1968 gelanceerd. Dit was de Apollo 7, met een bemanning van drie astronauten onder het bevel van Walter M. Schirra (1923). Het was het eerste Amerikaanse ruimtevaartuig met een bemanning van drie personen, en Schirra ondernam hiermee zijn derde reis in de ruimte. De cabine werd in een baan gebracht en cirkelde 163 maal om de aarde, waarbij de geleide- en bedieningssystemen van het Apollo-ontwerp werden beproefd en tevens werd vastgesteld dat de raketmotoren naar behoefte opnieuw konden worden gestart. Er was nu nog maar ruim een jaar tijds ter beschikking om de belofte van president Kennedy in vervulling te doen gaan.

Twee maanden later, op 21 december 1968, werd de Apollo 8 gelanceerd. De bemanning van drie stond onder bevel van Frank Borman (1928), die destijds recordhouder van een verblijf in de ruimte was, want drie jaar tevoren waren hij en James A. Lovell (1928) in de Gemini 7 gedurende tweehonderdtwintig omwentelingen ofwel twee weken in een baan om de aarde gebleven. Die reis had ook tot resultaat gehad dat de Gemini 6, die elf dagen na de Gemini 7 was gelanceerd, onder leiding van Schirra een geslaagde ontmoeting met de Gemini 7had en daaraan werd gekoppeld, een manoeuvre die bij een maanlanding noodzakelijk zou zijn.

De Apollo 8 waagde zich ditmaal aan een ongehoord kunststuk. De drie astronauten brachten het vaartuig naar de maan, waar zij het door een stoot van de raketmotoren in een baan plaatsten. Voor het eerst in de geschiedenis waren er nu mensen dicht genoeg bij de maan om haar op hun gemak met het blote oog te bestuderen, waarbij zij bijzonderheden zagen die geen enkele telescoop van de aarde af had kunnen waarnemen. De Apollo 8 voltooide tien banen om de maan en keerde na ruim zes dagen veilig naar de aarde terug. Het hele verblijf in de ruimte had iets meer dan tien dagen geduurd en vormde tot aan die tijd de meest spectaculaire prestatie op ruimtevaartgebied.

De Apollo 7en de Apollo 8 waren gedurende hun hele verblijf in de ruimte intact gebleven, hoewel elk in feite uit twee ruimtevaartuigen bestond. Het was de uiteindelijke bedoeling dat, na het bereiken van een baan om de maan, het ene vaartuig, de ‘maanlander’ of ‘maansloep’ met twee man aan boord, zou worden losgemaakt van het andere, de kegelvormige drie- persoons-bemanningsruimte die ‘besturingscompartiment’ wordt genoemd. De maansloep zou zich dan naar het maanoppervlak begeven, terwijl het besturingscompartiment in de baan bleef. Na het verlaten van het maanoppervlak zou de maansloep weer aan het moederschip worden gekoppeld.

De astronauten in de maansloep zouden daarna het besturingscompartiment weer binnengaan, het maanlandingsvaartuig zou worden afgestoten, en het moederschip zou met alle drie astronauten aan boord naar de aarde terugkeren.

Op 3 maart 1969 werd de Apollo 9 met McDivitt als bevelvoerder gelanceerd, waarna het overstappen naar de maanlander en het ontkoppelen en weer aankoppelen van moederschip en maanlandingsvaartuig voor het eerst in de ruimte werden beproefd. Voorzichtigheidshalve liet men de Apollo 9 gedurende de hele onderneming in een baan om de aarde. Hij legde in bijna tien dagen 151 banen af.

De volgende stap werd op 18 mei 1969 ondernomen, toen de Apollo 10 werd gelanceerd. Deze stond onder het bevel van Thomas P. Stafford (1930), die al tweemaal eerder in de ruimte was geweest en samen met Schirra de eerste geslaagde koppeling had uitgevoerd.

De Apollo 10 herhaalde de prestatie van de Apollo 8 door op 21 mei in een baan om de maan te komen en daar gedurende eenendertig omwentelingen in te blijven. Ditmaal werd de maanlander losgemaakt, en in dit schip, de Snoopy genaamd, begaven Stafford en Eugene A. Cernan (1934) zich neerwaarts in de richting van het maanoppervlak. (Cernan had drie jaar tevoren met Stafford de vlucht van de Gemini 9 meegemaakt, bij welke gelegenheid hij tijdens een ruimtewandeling van meer dan twee uur allerlei taken had uitgevoerd.) Stafford en Cernan voltooiden een scheervlucht tot op 15 kilometer van het maanoppervlak boven de Zee der Stilte, waarna zij het besturings- of moederschip weer veilig bereikten. Daar werden zij opgewacht door John W. Young (1930), die al aan twee Gemini-vluchten had deelgenomen, en na een verblijf van acht dagen in de ruimte landden zij op 26 mei in de Atlantische Oceaan.

Alles wat er kon en moest worden gedaan was nu gedaan, behalve de eigenlijke landing.

Op 16 juli 1969 werd de Apollo 11 gelanceerd. Aan boord bevonden zich de drie astronauten Neil Armstrong, Edwin E. Aldrin en Michael Collins, die alle drie in 1930 waren geboren.

Armstrong was commandant van de Gemini 8 geweest, die op 16 maart 1966 was gelanceerd. Hij had een koppeling met een onbemande raket uitgevoerd, maar door een storing was het niet mogelijk geweest deze manoeuvre volgens plan te voltooien.

Aldrin had de vlucht van de Gemini 12 meegemaakt, de laatste van dat programma, die op 11 november was gelanceerd. Tijdens die vlucht van vier dagen voerde Aldrin een ruimtewandeling van vijf en een half uur uit.

Collins was aan boord van de Gemini 10 geweest, die op 18 juli 1966 was gelanceerd en een meer geslaagde koppeling aan een onbemande raket had volbracht dan de Gemini 8, hoewel ook deze niet geheel volmaakt was verlopen.

Nu bevonden zij zich alle drie op hun tweede missie in de ruimte. Op 20 juli 1969, toen de Apollo 11 gestadig in een baan cirkelde die hem op een hoogte van honderd tot honderdtwintig kilometer boven het maanoppervlak hield, namen Armstrong en Aldrin plaats in de ‘maanspin’ Eagle en daalden naar de oppervlakte bij de zuidwestelijke rand van Mare Tranquil- litatis. Op 21.18 uur Middeneuropese tijd maakte het maanlandingsschip, dat door Armstrong met de hand werd bestuurd, een veilige landing op de maan. Voor het eerst in de geschiedenis bevonden zich levende wezens van de aarde op de oppervlakte van een andere wereld. De maanlanding was volgens de voorspelling van president Kennedy in de jaren zestig volbracht, met zelfs nog een marge van 164 dagen. Kennedy heeft die overwinning echter niet meer mogen beleven; hij was op 22 november 1963 vermoord. Het was Richard M. Nixon (1913), de man die Kennedy in de strijd om het presidentschap had verslagen, die nu in het Witte Huis zetelde.

Op maandag 21 juli, te 3 u. 56' 20" Middeneuropese tijd zette commandant Neil Armstrong als eerste mens voet op de maan met de woorden: ‘Dit is een kleine stap voor een mens, een reusachtige sprong voor de mensheid.’ Aldrin volgde hem. Deze historische gebeurtenis werd door miljoenen mensen, die over de hele aarde aan hun televisietoestellen zaten gekluisterd, ademloos gevolgd.

De maanbodem droeg de astronauten en hun schip zonder problemen. Ze brachten in totaal eenentwintig uur en zesendertig minuten op de maan door, waar ze foto’s maakten, monsters maangesteente verzamelden, een Amerikaanse vlag plantten en wetenschappelijke experimenten uitvoerden waarvan de resultaten na hun vertrek telemetrisch naar de aarde werden overgebracht.

Toen begaven zij zich weer in hun maansloep naar het moederschip Columbia, waarin Michael Collins om de maan was blijven cirkelen. De drie astronauten keerden op 24 juli naar de aarde terug, waar zij veilig in de Grote Oceaan landden.

In de loop van de volgende drie en een half jaar werden er nog zes reizen naar de maan gemaakt. De meest dramatische daarvan was die van de op 11 april 1970 gelanceerde Apollo 13, met Lovell als commandant, die ook op de Apollo 8 was geweest en nu zijn vierde missie in de ruimte uitvoerde.

Het was de enige Apollo-maanvlucht die het gestelde doel niet bereikte. Er ontplofte een tank met vloeibare zuurstof in het dienstcompartiment, dat onder het besturingscompartiment was gelegen en de voortstuwingsinstal- laties bevatte om koerscorrecties aan te brengen, in een baan om de maan en de maan weer te verlaten. Dit betekende dat er geen landing op de maan zou kunnen worden uitgevoerd. Gebruikmakend van de onafhankelijke zuurstof- en energievoorziening in de maanlander, slaagden de astronauten er na een halve baan om de maan in, onder zeer moeilijke omstandigheden naar de aarde terug te keren, waar zij op 17 april nabij de Samoa-eilanden een perfecte landing uitvoerden, via de televisie door honderden miljoenen mensen angstig gadegeslagen.

De Apollo 15 werd op 26 juli 1971 gelanceerd en stond onder bevel van David R. Scott (1932), die ook de vluchten van de Gemini 8 en de Apollo 9 had meegemaakt. Op 29 juli landde Scott met James Irwin op de maan; zij hadden een ‘maankarretje’ of ‘maanzwerver’ bij zich, een voertuig dat was ontworpen om op het maanoppervlak te rijden. Twee jaar nadat de mens voor het eerst voet op de maan had gezet reden er nu mensen rond in wat in feite een auto was. In drie ritten legden ze in totaal een afstand van achtentwintig kilometer af.

Gedurende de zes geslaagde landingen op de maan hadden de ruimtevaarders honderden kilo’s maangesteente verzameld en naar de aarde overgebracht.

Sinds december 1972 zijn er geen maanlandingen meer uitgevoerd en er zijn er op het ogenblik ook geen in voorbereiding. Toch is het duidelijk dat de menselijke horizon nu zodanig is verruimd dat hij ook de maan omvat. De mens is volledig in staat de maan wederom te bezoeken zodra hij er de inspanning en de middelen voor over heeft.

10 – Het binnenste zonnestelsel

De reddende ruimte

Indien de maan in de toekomst wederom een reisdoel van de mens zou worden, staat het vast dat dit niet onder de omstandigheden van het Apollo-programma zal gebeuren. Bij dat programma diende de aarde zelf als basis en werd gebruik van primitieve ruimteschepen gemaakt die na één vlucht werden afgedankt. Voor de eerste onderzoekingen en verkenningen vormde dit geen overwegend bezwaar, maar in het volgende stadium moesten deze tekortkomingen worden opgelost.

Om het onderzoek van de ruimte voort te zetten, was het nodig nauwkeurig vast te stellen hoe goed mensen in staat zijn gedurende lange perioden in de ruimte te functioneren, moesten er ruimteschepen worden ontwikkeld die herhaaldelijk bruikbaar waren, moesten er permanente operatiebases in de ruimte worden gevestigd en moest er, kortom, een uitgebreide en ingewikkelde ruimtetechnologie worden ontwikkeld.

De Verenigde Staten lanceerde op 14 mei 1973 zijn eerste ruimtestation, een satelliet die zodanig was ontworpen dat hij jarenlang in de ruimte kon blijven en langdurig huisvesting aan astronauten kon bieden. Dit ruimtestation droeg de naam Skylab, was min of meer cilindrisch van vorm, had een lengte van vijftien meter en een breedte van 6,6 meter en was in twee compartimenten verdeeld. Het had een massa van zeventig ton.

Skylab werd bij drie afzonderlijke gelegenheden bewoond, telkens door een groep van drie astronauten. De eerste groep bleef achtentwintig dagen in Skylab, de tweede 59 en de derde 84 dagen. De laatste missie werd op 8 februari 1974 voltoooid. Er werd een aantal wetenschappelijke experimenten verricht, maar het allerbelangrijkste was het feit op zichzelf dat mensen gedurende een maand, twee maanden en ook drie maanden in omstandigheden van gewichtloosheid in de ruimte konden verblijven, waarbij ze normaal functioneerden en geen lichamelijke of geestelijke schade van betekenis opliepen.

Na de derde missie bleef Skylab nog vijf jaar onbemand en ongebruikt om de aarde cirkelen. Het bewoog zich op zijn oorspronkelijke hoogte van ongeveer 425 kilometer door de exosfeer, waar nog voldoende bestanddelen van de bovenste lagen van de dampkring aanwezig waren om het geleidelijk van zijn kinetische energie te beroven, zodat het op den duur geen weerstand meer aan de aantrekkingskracht van de aarde zou kunnen bieden en dus moest neerstorten.

Dit was ten tijde van de lancering bekend. Skylab zou naar schatting tien jaar in zijn baan kunnen blijven, en tegen die tijd verwachtte men over speciale ruimtevaartuigen te beschikken die waren ontworpen om het in een hogere baan te brengen.

Het ongeluk wilde dat er vertragingen bij het ontwikkelen van het toe te passen schip ontstonden, terwijl de zon wegens een maximum aan zonnevlekken een meer dan normale activiteit ontplooide, zodat de bovenste lagen van de atmosfeer sterker dan gewoonlijk werden verwarmd. Dit had tot gevolg dat Skylab aan een sterkere afremming door de luchtweerstand werd blootgesteld dan men had verwacht.

Eind 1978 stond het vast dat Skylab in de loop van 1979 op aarde zou neerstorten en dat dit op geen enkele manier was te vermijden. Er waren al eerder satellieten en brokstukken daarvan neergekomen; een paar jaar tevoren was er bijvoorbeeld een Sovjet-satelliet in een afgelegen streek in Canada te pletter gevallen. Skylab was echter verreweg het grootste door mensen gemaakte voorwerp dat uit de ruimte zou neerkomen, zodat men alom bevreesd was dat er een ramp te gebeuren stond. De verzekeringen van NASA dat de kans daarop te verwaarlozen was, en dat de waarschijnlijkheid door een brokstuk van Skylab te worden geraakt vergelijkbaar was met de kans door een meteoorsteen te worden getroffen, vermochten de gemoederen nauwelijks tot bedaren te brengen.

Nadat het ruimtelaboratorium 34.980 maal in zijn baan om de aarde was gewenteld, stortte het eindelijk tijdens zijn 34.981ste baan op 11 juli 1979 neer. De met dit project belaste geleerden deden hun best zodanig te manoeuvreren dat het gevaarte in zee zou vallen, en inderdaad kwam het hoofdzakelijk in de Indische Oceaan terecht, maar een aantal brokstukken belandde in de woestijnen van West-Australië. Er werd echter geen schade aangericht en niemand werd gewond.

Intussen beschikte de Sovjet-Unie van 1975 af over haar eigen ruimtestations. Zij maakte daar in hoofdzaak hetzelfde gebruik van als de Verenigde Staten met Skylab had gedaan, maar gedurende langere perioden en met zelfs nog meer succes. Bij twee afzonderlijke gelegenheden verbleven ploegen van drie man ononderbroken een half jaar lang in de ruimte. Eén der kosmonauten nam aan beide missies deel en heeft dus een vol jaar in een toestand van gewichtloosheid in de ruimte verkeerd. Ook hier hebben zich blijkbaar geen grote lichamelijke of geestelijke problemen voorgedaan.

Het lijkt dus niet meer aan twijfel onderhevig dat mensen langdurig in de ruimte kunnen leven en werken. Hieruit vloeit onmiddellijk de noodzaak voort onze ruimteschepen te verbeteren. Zowel de Verenigde Staten als de Sovjet-Unie is dus doende met het tot ontwikkeling brengen van ruimteveren of -ponten, schepen die herhaaldelijk kunnen worden gebruikt. Ze zijn zodanig ontworpen dat ze steeds en steeds weer naar de ruimte kunnen reizen en terugkeren.

Het Amerikaanse ruimteveer werd achtervolgd door tegenslag en er waren ontzaglijke moeilijkheden te overwinnen om de zekerheid te scheppen dat alle technische problemen waren opgelost. Zo moesten de 31000 keramische tegels waarmee het veer was bedekt onder de meest extreme omstandigheden stevig blijven vastzitten om de zekerheid te scheppen dat het schip op zijn terugreis de hitte en de remmende werking van de atmosfeer zou kunnen weerstaan. (Terzijde kan hier worden opgemerkt dat de tegels aan het ruimteveer het uiterlijk van een gemetselde muur verlenen die merkwaardig doet denken aan de beschrijving in het 1869 daterende boek The Brick Moon van Hale.) Het ging tenslotte om de enige grote nieuwe onderneming in de ruimtevaart waaraan geen onbemande proefnemingen zouden voorafgaan, en de bemanningen moesten koste wat het kost worden beschermd.

Het ruimteveer-programma ondervond daardoor herhaaldelijk vertraging en de voorgenomen datum van de eerste vlucht moest steeds worden uitgesteld. Eindelijk, op 12 april 1981, voerde het eerste operationele ruimteveer, Columbia, een volmaakte opstijging uit, om twee dagen later een even volmaakte landing te verrichten, terwijl het publiek toekeek en alom blijk van geestdriftige bijval gaf. Later in dat jaar werd nog een tweede vlucht met een ruimteveer veilig ten einde gebracht, hoewel niet alles volmaakt functioneerde.

Verdere vluchten met ruimteveren zullen ongetwijfeld volgen, waarbij deze schepen zullen worden gebruikt om satellieten in banen te ‘parkeren’ en bouwelementen in de ruimte te brengen die dan later tot grote constructies kunnen worden samengevoegd die onmogelijk in één keer kunnen worden gelanceerd.

Bij al deze activiteiten lijkt het een redelijke veronderstelling dat we constructies tot stand zullen brengen met behulp waarvan we gebruik van de hulpbronnen zullen maken die de nabije ruimte ons kan verschaffen.

Zo is er de zonne-energie, die onophoudelijk in onze richting straalt. De fossiele brandstoffen, waarop we voor onze energie hoofdzakelijk aangewezen zijn, moeten ééns uitgeput raken; vooral olie, tot nu toe een overvloedige bron van energie, zal reeds in de volgende eeuw een schaars artikel worden. Er is bijgevolg al een sterke beweging gaande om zonne-energie als alternatieve bron tot ontwikkeling te brengen.

Het opvangen van de energie aan de oppervlakte van de aarde heeft bepaalde nadelen. Ieder opvangstation zou gemiddeld twaalf uur per etmaal in de nachtschaduw van de aarde staan. Zelfs heldere en schone lucht absorbeert een aanzienlijk percentage van het zonlicht, en dit percentage neemt toe naarmate de zon zich verder van haar hoogtepunt bevindt en de atmosfeer stoffiger of neveliger is.

In plaats daarvan kunnen we ons een zonne-energiecentrale in een baan om de aarde voorstellen. Een groot paneel bedekt met fotocellen (fotogalvanische dioden), die stralingsenergie in elektrische energie omzetten, zal dan aan de volle omvang van de zonnestraling worden blootgesteld, waarbij geen sprake van atmosferische storing is. Als zo’n centrale zich in een synchrone baan (ongeveer 35 000 kilometer boven het aardoppervlak) in het vlak van de evenaar beweegt, zal ze met de aarde meedraaien en op één plaats boven de evenaar van de aarde schijnen te zweven. Ze zal dan de nachtschaduw van de aarde alleen gedurende de periode van de equinoxen in maart en september ontmoeten en bijgevolg slechts ongeveer een week per jaar in duisternis verkeren.

Naar schatting kan een opstelling van fotocellen in de ruimte zestig keer zoveel zonne-energie in elektriciteit omzetten als het geval is op aarde. De in de ruimte opgewekte elektriciteit zou dan via antennes in de vorm van microgolfstraling naar de aarde worden gezonden, waar ze met een veel hoger nuttig elf eet zou kunnen worden opgevangen dan het oorspronkelijke zonlicht zou hebben gehad.

Het zou kostbaar en moeilijk zijn een aantal van zulke zonne-energie- centrales in de ruimte op te stellen, maar eenmaal geïnstalleerd zouden ze de investeringen waarschijnlijk snel kunnen terugverdienen en een onmisbaar onderdeel van de aardse technologische beschaving worden.

We kunnen ons nog velerlei andere nuttige constructies in de ruimte indenken. Het inrichten van sterrenwachten ligt natuurlijk voor de hand. Dan zouden er laboratoria voor wetenschappelijk onderzoek zijn die gebruik zouden maken van eigenschappen van de ruimte die op aarde moeilijk of niet kunnen worden verwezenlijkt, zoals de aanwezigheid van onbeperkte hoeveelheden hoog vacuüm; hoge en lage temperaturen, al naarmate een voorwerp aan het zonlicht wordt blootgesteld of er tegen afgeschermd; harde straling bij blootstelling aan het zonlicht; en omstandigheden van gewichtloosheid. Zelfs de afzondering van de aarde door duizenden kilometers vacuüm is een nuttige eigenschap, aangezien gevaarlijke experimenten beter in een ruimtelaboratorium kunnen worden uitgevoerd dan op de dichtbevolkte aarde.

Verder zouden er vele industriële laboratoria, die dan sterk geautomatiseerd en van robotten voorzien zouden moeten zijn, in banen kunnen worden gebracht. De onvermijdelijke afvalprodukten en de verontreinigingen van de industrie zouden dan in de ruimte worden geloosd en niet meer de biosfeer van de aarde vervuilen. De voordelen hiervan zijn duidelijk; de ruimte vormt een veel minder kwetsbaar milieu dan de biosfeer en loopt oneindig minder gevaar te worden beschadigd. De afval- of vervuilingsprodukten kunnen er veel doeltreffender worden verdund, terwijl ze niet eens in de omgeving van de aarde zouden blijven, omdat de zonnewind - een stroom geladen deeltjes van hoge energie die onophoudelijk van de zon af in alle richtingen vloeit - ze naar de veel uitgestrektere en veel verder verwijderde ruimten van het buitenste zonnestelsel en daarbuiten zou voeren.

Dit ‘ontwikkelingswerk’ in de ruimte zou voor ons allen de voordelen van een sterk geïndustrialiseerde maatschappij kunnen bewaren en daarbij de industrieën zelf althans gedeeltelijk uit onze omgeving verwijderen, waardoor de nadelen zouden worden verminderd.

De voor al deze constructies in de ruimte vereiste metalen en bouwmaterialen als cement, beton en glas zouden heel goed van de maan kunnen worden betrokken. De enige onmisbare elementen die op de maan niet worden aangetroffen zijn koolstof, stikstof en waterstof, die echter alle drie op aarde overvloedig ter beschikking staan en dus voorlopig zouden kunnen worden gebruikt tot de tijd dat de ruimtetechnologie haar vleugels nog verder dan de maan zal hebben uitgestrekt.

Ten slotte - om nu tot de immateriële kant van de zaak te komen - zou het ontwikkelen van een ruimtetechnologie een taak zijn die de landen van de aarde heel goed in een geest van samenwerking kunnen uitvoeren, want de resultaten zouden iedereen en alles tot voordeel strekken. Dit zou als een positieve factor kunnen dienen en het mensdom tot steeds meer samenwerking stimuleren, en er zou een einde door kunnen komen aan de oorlogen waarin de mensen elkaar sinds onheuglijke tijden bestoken en die nu met zoveel felheid en machtsmiddelen worden gevoerd dat ze de beschaving kunnen vernietigen en misschien zelfs het einde van de mensheid als geheel betekenen.

Dit gezichtspunt van een voor aller welzijn en welvaart samenwerkende mensheid moge idyllisch of utopistisch lijken, maar de toestand van de wereld is op dit ogenblik zó angstaanjagend dat het geen kwaad zou kunnen deze methode eens te beproeven om te zien wat eruit kan voortkomen.

Venus

Al de genoemde mogelijkheden zouden werkelijkheid kunnen worden, zelfs als de steeds ruimer wordende horizon van de aarde, die nu reeds de maan heeft bereikt, niet verder zou terugwijken. Zou het mogelijk zijn de grenzen nog verder te verleggen? Zullen we, nu we de maan hebben bereikt, onze verdere pogingen staken? Moeten we ophouden?

De moeilijkheid ligt in de afstand.

De maan bevindt zich tussen de 356000 en 407000 kilometer van de aarde, afhankelijk van haar positie in haar baan. Op zichzelf is dat geen heel erg grote afstand. De gemiddelde afstand naar de maan bedraagt slechts ongeveer negen en een half keer de omtrek van de aarde.

De eerste die een duidelijk inzicht in de afstand van de aarde tot de maan had was een astronoom uit de Griekse oudheid. Hipparchus van Nicaea (190-120), die zijn ideeën omstreeks 150 v. Chr. formuleerde. De Griekse sterrenkundigen beschikten echter niet over de nodige instrumenten om de afstand naar de andere hemellichamen ook maar bij benadering te bepalen.

Pas toen Galileï in 1609 voor het eerst een telescoop gebruikte en de Nederlandse natuurkundige Chrisdaan Huygens (1629-1695) in 1656 de eerste nauwkeurige klok had gebouwd werd het mogelijk de afstanden van de planeten te berekenen. In 1672 verkreeg de Italiaans-Franse sterrenkundige Giovanni Domenico Cassini (1625-1711) de eerste redelijke waarden. Pas toen werd de ontzaglijke uitgestrektheid van het zonnestelsel duidelijk.

Beschouwen wij als voorbeeld de andere planeten van het binnenste zonnestelsel, hemellichamen die wat hun algemene scheikundige samenstelling betreft min of meer met de aarde of de maan vergelijkbaar zijn. Er zijn er drie: Mercurius, Venus en Mars.

Van deze drie is Venus onze naaste buurvrouw. Haar afstand op een gegeven ogenblik hangt af van de positie van Venus en van de aarde in hun respectieve banen. Als zij zich aan dezelfde kant van de zon bevinden en op één lijn met de zon liggen, zijn de aarde en Venus zo dicht mogelijk bij elkaar. Zelfs dan zijn zij echter op zijn allerminst door een afstand van 38900000 kilometer gescheiden. Wat de andere twee planeten betreft, als zij de aarde zo dicht mogelijk hebben genaderd bevindt Mars zich op een afstand van zesenvijftig miljoen kilometer en is Mercurius tachtig miljoen kilometer van de aarde verwijderd.

Met andere woorden: zelfs op haar kleinste afstand is Venus 95,6 maal zo ver van ons verwijderd als de maan op haar verste punt, Mars 137,6 maal, en Mercurius 196,6 maal. Terwijl een reis naar de maan slechts drie dagen vergt, zou een reis naar de naastbije planeet, Venus, al vele maanden duren, en bij de huidige stand van de techniek zou dat geen eenvoudige taak zijn.

Niettemin, ook al twijfelen wij voorlopig aan ons vermogen deze werelden persoonlijk te bezoeken, er bestaat geen reden waarom wij onze instrumenten er niet naar toe zouden zenden, en dat is dan ook inderdaad gebeurd. Ruimtesondes hebben reizen langs elk van deze werelden ondernomen, met resultaten die voor de sterrenkundigen zeer waardevol zijn geweest.

De eerste planeet die aandacht van zulke sondes ontving was Venus. Zij kwam het dichtst bij de aarde en had trouwens reeds eerder verrassende informatie opgeleverd.

Venus is eeuwig in wolken gehuld, zodat zelfs de grootste en meest verfijnde telescopen nooit iets van haar oppervlakte konden waarnemen. Gewoon licht is echter niet het enige type straling waarvan sterrenkundigen gebruik konden maken.

Reeds in 1931 had de Amerikaanse radio-ingenieur Karl Guthe Jansky (1905-1950) radiogolven ontdekt die de aarde uit de kosmische ruimte bereikten. In die tijd beschikten de astronomen nog niet over de noodzakelijke apparatuur om deze golven nader te bestuderen.

Gedurende de Tweede Wereldoorlog maakten de oorlogsomstandigheden het echter nodig, snel instrumenten tot ontwikkeling te brengen waarmee straling van betrekkelijk korte radiogolven zowel kon worden voortgebracht als opgevangen. Deze ‘microgolven’ (die ondanks het ‘micro’, hetgeen ‘klein’ betekent, veel langer zijn dan lichtgolven) kunnen zich - in tegenstelling tot lichtgolven - door nevel, mist en wolken voortplanten en zij kunnen tevens door vaste stoffen worden weerkaatst, hetgeen eveneens voor lichtgolven geldt. De weerkaatste microgolven kunnen na de weerkaatsing worden opgespoord, en uit het tijdsverloop tussen de uitzending van de microgolven en de ontvangst van de echo is het mogelijk de afstand - en natuurlijk ook de richting - van de vaste stof of massa te bepalen waarop de weerkaatsing heeft plaats gehad.

Radar werkt door de uitzending van microgolven en de bepaling van de weerkaatsing. De Britten waren de eersten die de radar tot een zodanige ontwikkeling brachten dat er praktisch profijt van kon worden getrokken. Zij wisten het principe van de radar op vernuftige wijze toe te passen, zodat zij in 1940 gereed waren voor de Duitse vliegtuigen, die zij in de slag om Groot-Brittannië konden uitschakelen.

Na de Tweede Wereldoorlog maakten sterrenkundigen gebruik van de inmiddels verworven kennis en ervaring met radar door de apparatuur te ontwerpen waarmee radiogolven in het algemeen konden worden ontdekt en bestudeerd, en zo werd het tijdperk van de radio-astronomie ingeluid.

Zo werd het mogelijk radiogolven naar andere werelden uit te stralen en de weerkaatsingen op te sporen. De afstand van die werelden kon vervolgens even gemakkelijk worden bepaald als de afstand van naderende vliegtuigen. In 1946 werden er door de Hongaarse geleerde Zoltan Lajos Bay (1900) van de maan teruggekaatste microgolven onderzocht.

Venus bevindt zich op een veel grotere afstand. Nog afgezien van de moeilijkheid de straling er nauwkeurig op te richten is de terugkaatsing daardoor zwakker en moeilijker te ontdekken. In 1958 werd Venus niettemin door microgolven geraakt en de terugkaatsing werd opgespoord. Dat maakte het meteen mogelijk de afstand tussen de aarde en Venus veel nauwkeuriger te bepalen dan tot dusver met andere methoden was gedaan, en met deze resultaten konden alle andere afstanden in het zonnestelsel nauwkeuriger dan ooit tevoren worden berekend. Die afstanden bleken allemaal ongeveer 0,5 procent minder te zijn dan men tot die tijd had gemeend.

Het is een bekend verschijnsel dat alle voorwerpen straling afgeven. Als ze heet genoeg zijn, bezit die straling voldoende energie met een voldoende korte golflengte om althans gedeeltelijk in de vorm van lichtgolven zichtbaar te worden. Ter illustratie: Als we een voorwerp lang genoeg verhitten, wordt het uiteindelijk roodgloeiend. Bij voortgezette verhitting zal het wit gaan gloeien.

Voorwerpen die niet heet genoeg zijn om roodgloeiend te worden zenden infrarode stralen uit, golven die langer dan gewone lichtgolven zijn en minder energie bezitten. Infrarode golven kunnen niet met het oog worden waargenomen, maar wel met behulp van instrumenten. Hoe koeler een voorwerp is, des te langer zijn de golven die het uitzendt. Op grond van het geheel van uitgestraalde golven kan de temperatuur van een voorwerp worden bepaald.

Het oppervlak van Venus straalt over het algemeen lange golven uit, waaronder zich grote hoeveelheden microgolven bevinden, en terwijl gewoon licht het wolkendek van de planeet niet kan doordringen, vinden de microgolven er gemakkelijk hun weg doorheen.

In 1956 werd het beeld van de microgolfstraling van Venus geanalyseerd, waarbij onmiddellijk bleek dat Venus wellicht heter was dan tot nog toe was vermoed - en zelfs aanzienlijk heter. Men had algemeen aangenomen dat Venus wegens de geringere afstand van de zon warmer dan de aarde zou zijn, maar dat het er toch niet heel veel wanner kon zijn, omdat er immers een beschermend wolkendek omheen lag ten minste drie kwart van het invallende zonlicht weerkaatste. Deze opvatting leek echter te worden weersproken door de van Venus afkomstige microgolfstraling.

In de loop van de volgende jaren ontwikkelde zowel de Sovjet-Unie als de Verenigde Staten het vermogen satellieten in banen om de aarde te brengen en beide landen werkten aan plannen om Venus-sondes te bouwen.

De eerste geslaagde Venus-sonde was de Mariner 2, die op 27 augustus 1962 door de Verenigde Staten werd gelanceerd. Deze volgde een gekromde baan en legde in 109 dagen een afstand van tweehonderdnegentig miljoen kilometer af. Op 14 december 1962, toen hij zich in een rechte lijn gezien op achtenvijftig miljoen kilometer afstand van de aarde bevond, scheerde hij eindelijk op een afstand van 35000 kilometer boven het wolkendek langs Venus.

De instrumenten aan boord van de Mariner 2 waren in staat gedetailleerde metingen te verrichten van de microgolf-straling die op verschillende punten van het oppervlak van Venus uitging. De oppervlakte van Venus bleek nog heter te zijn dan zelfs de eerste microgolf-metingen van de aarde af hadden aangeduid, hetgeen door de metingen van alle latere sondes is bevestigd.

We weten nu met zekerheid dat er over het hele oppervlak van Venus een helse hitte heerst, bij de polen zowel als aan de evenaar, aan de nacht- zowel als aan de dagkant. De temperatuur aan de oppervlakte bedraagt 475° C, wat meer dan heet genoeg is om tin of lood te smelten en om kwikzilver aan de kook te brengen.

Waarom is Venus zo verbazingwekkend heet? De oorzaak daarvan blijkt in haar atmosfeer te liggen.

De Sovjet-Unie heeft een reeks sondes naar Venus gezonden, waarvan er twee, de Venera 9 en de Venera 10, inderdaad de planeet zelf bereikten en in oktober 1975 met valschermen naar de oppervlakte daalden. Ze hielden het niet lang uit, want de omstandigheden op Venus zijn extreem. Ze hadden echter de gelegenheid aan te tonen dat de dampkring van Venus ongeveer negentig maal zo dicht is als die van de aarde.

De sondes maakten foto’s van het oppervlak van Venus, de eerste die ooit van die planeet zijn ontvangen. Ze lieten een droge, rotsachtige oppervlakte zien, waarop een verbazingwekkend helder licht heerste. De wolken in de atmosfeer van Venus weerkaatsten of absorbeerden tot zevenennegentig procent van het zonlicht dat op de planeet neerstraalde, maar de hoeveelheid licht die er doorheen drong was voldoende om het oppervlak van Venus even helder te maken als dat van de aarde op een bewolkte dag.

Dit alles werd bevestigd nadat de Verenigde Staten op 20 mei 1978 de Pioneer Venus had gelanceerd. Deze kwam op 4 december 1978 aan en zond vervolgens verscheidene dochter-sondes in de atmosfeer van Venus uit. De dampkring van Venus bleek voor 96,6 procent uit koolstofdioxyde en voor 3,2 procent uit stikstof te bestaan, terwijl de rest door kleinere hoeveelheden andere gassen wordt gevormd.

Koolstofdioxyde heeft de eigenschap lange-golfstraling te absorberen en dus warmer te worden, in tegenstelling tot zuurstof en stikstof. De uit zuurstof en stikstof bestaande, betrekkelijk ijle atmosfeer van de aarde laat het zonlicht overdag door; het wordt dan door de grond opgenomen, die bijgevolg warmer wordt, ’s Nachts straalt de aarde die warmte naar de ruimte uit in de vorm van lange golf infrarode straling, die eveneens door de zuurstof en stikstof van de dampkring heengaat, waarbij de aarde gemiddeld evenveel afkoelt als zij overdag is opgewarmd.

Op Venus laat de dichte koolstofdioxyde-straling het zonlicht, voor zover dit door het wolkendek heendringt, de grond bereiken, die dan wordt verwarmd, ’s Nachts echter kan de infrarode straling van de grond niet door het koolstofdioxyde heendringen, zodat Venus niet afkoelt. De temperatuur stijgt, er wordt steeds meer infrarode straling voortgebracht, en uiteindelijk ontsnapt er een voldoende hoeveelheid door de atmosfeer heen om te voorkomen dat het nog warmer op Venus wordt. Maar dan is het al héél warm op Venus.

Dit wordt het ‘broeikaseffect’ genoemd, omdat men veelal meent dat broeikassen door hetzelfde verschijnsel bij koud weer warm worden gehouden (hoewel het eigenlijke effect in dat geval op ietwat andere oorzaken schijnt te berusten).

Dank zij de Pioneer Venus hebben sterrenkundigen het oppervlak van Venus zeer gedetailleerd in kaart kunnen brengen, niettegenstaande het wolkendek dat er eeuwig overheen ligt. Bij dit werk maakt men gebruik van microgolfstralen die op hun heenweg door de wolken dringen en dan door de oppervlakte worden teruggekaatst, waarbij de teruggekaatste stralen wederom door de wolken dringen. De teruggekaatste microgolfstraal verschaft gegevens over het oppervak zoals een teruggekaatste licht- golfstraal dat zou doen. (Natuurlijk moeten de microgolven met instrumenten worden geanalyseerd, terwijl lichtgolven met behulp van het blote oog of van camera’s worden bestudeerd. Ook leveren microgolven, die langer dan lichtgolven zijn, wazigere beelden, min of meer zoals iemand met astigmatisme lichtgolven zou waarnemen.)

De oppervlakte van Venus schijnt in hoofdzaak vlak te zijn en heeft eerder het karakter van continenten dan van zeebodems, zodat Venus zelfs in haar begingeschiedenis nooit oceanen schijnt te hebben gehad, maar ten hoogste hier en daar een binnenzee. Het vastelandgebied maakt ongeveer vijf-zesde van het gehele oppervlak uit, waarbij het laatste zesde deel door stukjes laagland wordt ingenomen.

In de ontzaglijke uitgestrektheid van dit nauwelijks onderbroken continent komen aanduidingen van kraters voor, maar dat zijn er niet veel. Wellicht zijn ze in de loop van de tijd door de dichte atmosfeer als het ware gladgeschuurd. Wel zijn er verscheidene hoogvlakten, waarvan er twee bijzonder uitgestrekt zijn.

Op Venus bevindt zich in het gebied dat met het noordpoolgebied op aarde zou overeenkomen een uitgestrekt hoogland, dat de naam Terra Isjtar draagt (‘Land van Isjtar’: Isjtar of Asjtarte was bij de Babyloniërs de dochter van de maangod en de tweelingzuster van de zonnegod; in het Oude Testament wordt zij Asjera genoemd, die bij de Grieken als Astarte en bij de Romeinen als Venus bekend was). Terra Isjtar is ongeveer even groot als heel Europa. Het betrekkelijk vlakke westelijke gedeelte ligt ongeveer 3,3 kilometer boven het overheersende niveau van Venus; in het oosten strekt zich een bergachtig gebied uit, het Maxwell-gebergte, waarvan de hoogste toppen tot 11,8 kilometer boven het gemiddelde niveau buiten de hoogvlakte uitsteken, zodat ze 3,7 kilometer hoger zijn dan de Mount Everest op aarde.

Rondom de evenaar van Venus ligt een zelfs nog uitgestrekter hoogland, dat Terra Aphrodite wordt genoemd (ook de Griekse godin Aphrodite werd met de Romeinse Venus vereenzelvigd). Het is 9600 kilometer breed en bevat verscheidene bergtoppen van achtduizend meter hoogte. Van de oostelijke begrenzing van Terra Aphrodite verloopt een groep ravijnen over een afstand van vijfduizend kilometer, waarvan sommige de korst van de planeet tot een diepte van 2900 meter onder het gemiddelde niveau van het oppervlak van Venus splijten.

Ten zuidwesten van Terra Isjtar bevindt zich een kleiner plateau, Regio Bèta, waarop zich twee bergen verheffen, de Mons Rhea en de Mons Theia, die elk ongeveer vierduizend meter hoog zijn. Misschien zijn het vulkanen. De Mons Rhea beslaat een gebied ter grootte van heel Italië en is dus veel groter dan welke vulkaan op aarde ook.

Al deze hooglanden, bergketens, vulkanen en ravijnen vormen tezamen slechts vijf procent van het oppervlak van Venus.

Mercurius

Het enige voorwerp van aanzienlijke omvang dat op een kleinere afstand dan die van Venus om de zon cirkelt is de planeet Mercurius. Zij loopt in achtentachtig dagen om de zon, en tot 1962 meende men dat zij eveneens in die tijd om haar as wentelde. Dit zou betekenen dat zij altijd met één kant naar de zon was gekeerd, terwijl de andere blijvend van de zon zou zijn afgewend.

In 1962 kon echter op grond van de bestudering van de door het oppervlak van Mercurius teruggekaatste microgolven worden aangetoond dat de wenteling om haar as in feite slechts 58,65 dagen vergde, dus twee-derde van haar omlooptijd, zodat ieder gedeelte van het oppervlak van de planeet afwisselende dag- en nachtperioden kent.

De hoogste temperatuur op Mercurius op de plaats waar de zon op het tijdstip dat Mercurius zich gedurende haar omloop het dichtst bij de zon in het zenit staat bedraagt 425° C. Dit is iets minder dan de temperatuur op Venus, hoewel Venus verder van de zon af is gelegen, maar Mercurius bezit dan ook geen dampkring en bijgevolg geen gassen voor het opslaan en vasthouden van warmte.

Verder blijft de temperatuur van Venus over haar hele oppervlak constant tamelijk dicht bij haar maximale waarde. Daar tegenover verliest Mercurius warmte naarmate de stand van de zon lager wordt en vooral als de zon beneden de horizon is gedaald. Tegen het einde van de lange nacht, kort voor zonsopgang, is de temperatuur er tot -180° C gedaald.

Ook al heeft Mercurius geen dampkring, de planeet bevindt zich op zo grote afstand van de aarde en wordt altijd op zo geringe afstand van de zon waargenomen, dat men met op aarde gestationeerde telescopen nagenoeg niets van haar oppervlak heeft kunnen ontdekken. In die toestand is verandering gekomen toen men sondes kon gaan toepassen.

Op 3 november 1973 werd de Mariner 10 gelanceerd. Deze begaf zich langs de maan en passeerde Venus op 5 februari 1974 op een afstand van 5800 kilometer boven het wolkendek. Vervolgens zette deze sonde haar reis naar Mercurius voort, waarvan zij op 29 maart 1974 op minder dan zevenhonderd kilometer hoogte langs het oppervlak streek en daarmee de eerste Mercurius-sonde werd.

Daarna kwam zij in een baan om de zon met een omlooptijd van 176 dagen, tweemaal zo lang als een Mercurius-jaar. Dit bracht haar telkens in de nabijheid van Mercurius als deze planeet twee omlopen rondom de zon had voltooid. Op21 september 1974 streek de Marmer 10ten tweeden male langs Mercurius, en op 16 maart 1975 voor de derde keer. Bij die gelegenheid kwam de sonde op slechts 327 kilometer van de oppervlakte. Daarna had de Mariner 10 het gas verbruikt waarmee hij in een stabiele positie werd gehouden, zodat hij toen van geen verder nut kon zijn voor het bestuderen van de planeet.

De foto’s die de Mariner 10 van Mercurius nam lieten een landschap zien dat sterk aan dat van de maan deed denken. Overal bevonden zich kraters, waarvan de grootste een doorsnede van ongeveer tweehonderd kilometer had.

Mercurius is niet zo rijk aan ‘zeeën’ als de maan. De grootste die men heeft waargenomen strekt zich over ongeveer veertienhonderd kilometer uit. Deze heeft de naam Caloris (‘Warmte’) gekregen, omdat het min of meer met het gebied overeenkomt waar de zon loodrecht aan de hemel staat als ze zich het dichtst bij Mercurius bevindt. Ook bezit Mercurius steile rotsgebergten van verscheidene honderden kilometers lengte en een hoogte van 2500 meter.

Gedurende zijn drie verkenningen heeft de Mariner 10 slechts ongeveer drie-achtste van het oppervlak van Mercurius gefotografeerd, maar de sterrenkundigen vermoeden dat de rest van het oppervlak niet veel afwijkt van het gedeelte dat is waargenomen.

Mars

Ten slotte omvat het binnenste zonnestelsel nog de planeet Mars, die zich in tegenstelling tot Mercurius en Venus verder van de zon af bevindt dan de aarde en die dan ook veel gemakkelijker is waar te nemen. Mars bevindt zich soms aanzienlijk dichter bij de aarde dan de kleinste afstand waarop Mercurius zich ooit van de aarde bevindt en kan ’s avonds hoog aan de hemel worden gezien met haar hele zichtbare kant aan het zonlicht blootgesteld. Mercurius en Venus daarentegen bevinden zich altijd betrekkelijk dicht bij de zon; als zij zich in het nabije gedeelte van hun baan bevinden, is er slechts een gedeelte van hun oppervlak in het zonlicht waar te nemen.

Mars bezit weliswaar een dampkring, maar deze is zeer ijl, zodat het oppervlak zelden door wolken of nevels wordt verduisterd. Van de planeten van het binnenste zonnestelsel is Mars dan ook de enige (natuurlijk afgezien van de aarde zelf) die met behulp van telescopen van de aarde af in kaart is gebracht. Deze kaart bestond hoofdzakelijk uit schakeringen van licht en donker, die door sommigen als land en water werden opgevat. In 1877 echter berichtte de Italiaanse astronoom Giovanni V. Schiaparelli (1835-1910) dat hij lange, smalle, donkere groeven had ontdekt, die hij canali (‘beddingen’, ‘geulen’) noemde.

Dit woord werd door Engelse en Amerikaanse sterrenkundigen in de betekenis van ‘kanalen’ opgevat en sommigen van hen gingen zelfs een stapje verder door het bestaan van intelligent leven op Mars aan te nemen, een vorm van leven die tot indrukwekkende technische prestaties in staat was. De meest overtuigde voorstander van deze mening was de Amerikaanse astronoom Percival Lowell (1855-1916). In 1894 publiceerde hij een boek waarin hij Mars tot een verblijfplaats van intelligente wezens verhief, welk idee nog verder werd gepopulariseerd door H.G. Wells in diens roman War of the Worlds uit 1898. Van toen af was Mars verreweg de interessantste planeet voor mensen met belangstelling voor sterrenkunde.

Toen er met behulp van sondes eenmaal gegevens over de maan en over Venus waren verkregen, werd er zowel in de Sovjet-Unie als in de Verenigde Staten hard aan Mars-sondes gewerkt. De eerste geslaagde proef werd met de Mariner 4 ondernomen. Na de lancering op 28 november 1964 passeerde deze Mars op 14 juli 1965 op een afstand van tienduizend kilometer boven de oppervlakte. Daarbij werden twintig foto’s gemaakt, die als microgolven naar de aarde werden gestraald. Voor het eerst in de geschiedenis kon het oppervlak van een andere planeet met grote duidelijkheid worden waargenomen.

Die foto’s vertoonden geen spoor van kanalen. Wel was er een aantal kraters op zichtbaar, die sterk op de maankraters leken. Uit andere gegevens die de Mariner 4 naar de aarde overbracht bleek de dampkring van Mars hoofdzakelijk uit koolstofdioxyde te bestaan en veel ijler te zijn dan men had verwacht, namelijk slechts een honderdste van de dichtheid van de aardse dampkring. Daarmee daalde de kans op intelligent leven aanzienlijk.

De Mariner 6 werd op 24 februari 1969 gelanceerd, de Mariner 7 op 27 maart 1969. Beide hadden verder verfijnde apparatuur aan boord dan de Mariner 4. Hun foto’s zouden dus helderder en meer gedetailleerd zijn dan die van de eerdere sonde. Op 30 juli 1969 vloog de Mariner 6 langs Mars, op 4 augustus door de Mariner 7 gevolgd. Samen zonden zij 199 foto’s naar de aarde.

Uit de nieuwe foto’s bleek dat er met betrekking tot de kraters geen vergissing was gemaakt. De oppervlakte van Mars was als het ware doorzeefd met kraters, op sommige plaatsen evenzeer als de maan. Toch toonden de nieuwe sondes verschillen tussen mars en de maan aan. Op de foto’s waren gebieden te zien die öf vlak en zonder kenmerkende eigenschappen waren óf zodanig verward en vol breukvlakken dat ze niet met het aard- en maanoppervlak te vergelijken waren.

Ook was er op de nieuwe foto’s niets van kanalen te bespeuren. Verder bleek uit gegevens van de sondes dat de temperatuur op Mars lager was dan men had verwacht en dat er zich waarschijnlijk geen water in vloeibare toestand op de planeet bevond (hoewel er ijskappen aan de polen zijn die wellicht uit bevroren water bestaan). Wegens de afwezigheid van vrij water aan de oppervlakte en van zuurstof in de dampkring, terwijl er niets van kanalen is gebleken, wordt het wel bijzonder onwaarschijnlijk dat er intelligente wezens op Mars zouden kunnen leven.

Op 30 mei 1971 werd de Mariner 9 gelanceerd. De bedoeling was, deze sonde in een baan om Mars te brengen, hetgeen op 13 november 1971 onmiddellijk na aankomst bij de planeet gelukte. Het was het eerste door mensen vervaardigde voorwerp dat ooit in een baan om een andere wereld dan de aarde of de maan was gebracht (slechts veertien jaar nadat er voor het eerst een artefact in een baan om de aarde was gebracht).

Kort nadat de Mariner 9rondom Mars was gaan cirkelen kwamen er twee Mars-sondes van de Sovjet-Unie aan, de Mars 2 en de Mars 3. Elk daarvan liet een dochtersonde op het oppervlak van Mars neer, de eerste op 27 november 1971 en de tweede op 2 december 1971. Het ongeluk wilde dat er op 22 september 1971 over de hele planeet een stofstorm was opgestoken, die nog steeds woedde toen alle drie sondes bij Mars aankwamen. De Sovjet-sondes voerden de allereerste landingen op Mars uit, maar gingen in de storm ten onder; de Mariner 9 bleef voorlopig veilig buiten schot om op beter weer te wachten.

Gedurende die wachttijd maakte de Mariner 9 foto’s van de beide kleine satellieten van Mars. Tot aan die tijd had men daarvan alleen de banen vastgesteld. Nu kon men uit de beelden opmaken dat deze kleine satellieten een onregelmatige eivorm hadden en sterk op aardappels leken. Phobos, die zich het dichtst bij Mars bevindt, is met een maximale doorsnede van achtentwintig kilometer de grootste van de twee satellieten; de andere, Deimos, is maximaal zestien kilometer in doorsnee.

Phobos is overdekt met kraters, waarvan de grootste de naam Stickney ontving, naar de meisjesnaam van de vrouw van de astronomen Asaph Hall (1829-1907), de ontdekker van de satellieten. Zij had er bij hem op aangedrongen het ‘nog één nacht’ te proberen toen hij zijn pogingen wilde opgeven.

Ook Deimos vertoont sporen van kraters, waarvan de twee grootste Voltaire en Swift heten, naar de twee satirici die reeds langs vóór ze waren ontdekt twee satellieten aan Mars toegeschreven. Al deze kraters lijken echter met stof en grind te zijn gevuld en overdekt.

In december 1971 ging de stofstorm eindelijk liggen en de Mariner 9 kon beginnen met fotograferen. Bijna het gehele oppervlak werd op die manier even volledig en grondig in kaart gebracht als dat van de maan.

Met deze foto’s werd allereerst definitief vastgesteld dat er geen kanalen op Mars zijn. Al die donkere, smalle lijnen berustten op gezichtsbedrog, zoals sommige sterrenkundigen reeds lang vóór de dagen van de sondes hadden vermoed. De lichte en donkere gebieden hadden niets met land en zee te maken, maar worden door licht en donker stof voortgebracht dat door seizoenwinden wordt verspreid, zoals de Amerikaanse astronoom Carl Sagan (1935) een jaar of wat eerder al had verondersteld.

De door eerdere sondes ontdekte kraters waren hoofdzakelijk op één halfrond van Mars geconcentreerd. Het andere halfrond telt betrekkelijk weinig kraters, maar wel andere opmerkelijke verschijnselen, vooral in de vorm van voorwerpen die klaarblijkelijk vulkanen zijn.

De meest opvallende vulkanen komen in een gebied voor waaraan Schiaparelli de naam Tharsis gaf. De grootste daarvan draagt sinds 1973 de naam Mons Olympus; deze is veel groter dan de grootste vulkaan op aarde.

Zuidoostelijk van Tharsis bevindt zich een ravijn, dat op sommige plaatsen diepten van twee kilometer bereikt; het is tot vijfhonderd kilometer breed en strekt zich over een lengte van drieduizend kilometer uit. Het heet Valles Marineris (‘Zeemansdal’) en is negen maal langer dan de Grand Canyon in Arizona, veertienmaal zo breed en tweemaal zo diep.

Nu wilde men er toe overgaan een zachte landing op Mars uit te voeren, waarin de Sovjets reeds in 1971 waren geslaagd, maar ditmaal wilde men de zekerheid hebben dat het onderzoek niet door een zandstorm zou worden bedorven.

Voor dit doel lanceerde men op 20 augustus 1975 de Viking 1, die op 9 september van datzelfde jaar door de Viking 2 werd gevolgd. Beide kwamen in een baan om Mars. Er was enige tijd nodig om een geschikte plaats voor een zachte landing te vinden, maar op 20 juli 1976 daalde er een hulpsonde (een ‘lander’) van de Viking 1 op een plek die 22,27 graden ten noorden van de evenaar van Mars was gelegen. Een paar weken later bereikte de lander van de Viking 2 veilig een punt 47,97 graden ten noorden van die evenaar.

Tijdens de landing werd de atmosfeer van Mars geanalyseerd, waarbij bleek dat deze voor vijfennegentig procent uit koolstofdioxyde bestond, voor 2,7 procent uit stikstof, voor 1,6 procent uit argon en voor de rest uit geringe hoeveelheden andere stoffen. De temperatuur aan de oppervlakte bleek zeer laag te zijn. De bodemtemperatuur kwam nooit boven het smeltpunt van ijs uit.

Na hun aankomst op Mars begonnen de landers foto’s te maken, die naar de aarde werden gezonden. Hoewel de twee landers van elkaar waren verwijderd, lieten zij hetzelfde landschapstype zien: een verlaten woestijngebied, dat was bedekt met stenen van alle afmetingen tussen grindkor- reltjes en grote rotsblokken. Uit de kleurenfoto’s bleek dat het gesteente rood was. De hemel was helder roze of zalmkleurig, wat ongetwijfeld aan het roodachtige stof in de dampkring was toe te schrijven.

De analyse van bodemmonsters toonde aan dat de bodem meer ijzer en minder aluminium bevatte dan de grond op aarde, maar er werden geen opzienbarende verschillen vastgesteld.

Van het allergrootste belang echter waren de experimenten die de lander kon uitvoeren om gewaar te worden of er microscopisch leven in de bodem van Mars aanwezig was. Het ging er om of een grondmonster bepaalde fundamentele reacties zou vertonen die op aarde onder vergelijkbare omstandigheden werden waargenomen, en, als dat het geval zou zijn, dat vermogen van de grond van Mars verloren zou gaan als de monsters werden verwarmd onder omstandigheden waarin zulke vormen van leven op aarde zouden worden vernietigd.

Er werden drie afzonderlijke experimenten uitgevoerd, en in elk van die drie gevallen was de uitslag zoals men zou verwachten wanneer er leven aanwezig zou zijn, maar toch waren de resultaten niet zo ondubbelzinnig dat de gevolgtrekking van het bestaan van leven gewettigd leek. Dit klemde te meer omdat met een vierde experiment werd aangetoond dat de bodem van Mars geen bewezen spoor van organisch materiaal bevatte, terwijl op aarde alle vormen van leven zonder uitzondering uit organische stoffen zijn opgebouwd. De geleerden waren niet bereid het bestaan van niet-organisch leven te aanvaarden, zodat zij methoden trachtten uit te werken waarmee de bodem van Mars er toe kon worden gebracht deze op leven gelijkende reacties te vertonen, óók als er in werkelijkheid geen sprake van leven was.

Het probleem van microscopisch leven op Mars is dus nog niet afdoende opgelost, hoewel de meeste geleerden tot de mening neigen dat er waarschijnlijk geen leven op Mars bestaat.

11 – Mars en de werelden daarbuiten

Vestigingen in de ruimte

Tegen 1980 had de mensheid dus alle grote werelden van het binnenste zonnestelsel grondig verkend: de aarde en haar satelliet, de maan; Venus; Mercurius; en Mars met haar twee kleine satellieten, Phobos en Deimos.

Er zijn kleine hemellichamen die van tijd tot tijd binnen de grenzen van het binnenste zonnestelsel verschijnen: asteroïden, meteoroïden en kometen. Deze kunnen worden beschouwd als binnen de huidige menselijke horizon te komen, want men kan op ieder gewenst ogenblik apparatuur opstellen om bijvoorbeeld de komeet van Halley te bestuderen wanneer deze wederom het binnenste zonnestelsel binnendringt (de eerstvolgende keer zal dat in 1986 zijn).

Ook zouden de geleerden zich kunnen voorbereiden op het bestuderen van de kleine asteroïde Icarus als die zich wederom tamelijk dicht bij de aarde bevindt. (Deze asteroïde, die niet meer dan een kilometer in doorsnee meet, nadert de aarde soms op minder dan 6,4 miljoen kilometer.)

Het zou bijzonder interessant zijn als Icarus bij zo’n gelegenheid met geschikte instrumenten zou kunnen worden uitgerust die behoorlijk tegen warmte en straling zouden zijn beschermd, want de baan van Icarus komt tot minder dan 28,4 miljoen kilometer van de zon. Icarus komt dus regelmatig veel dichter bij de zon dan Mercurius of enig ander hemellichaam (afgezien van een klein aantal kometen). Met andere woorden, we zouden van Icarus een ‘zonnesonde’ kunnen maken. (Daarbij moeten we bedenken dat de zon eveneens tot het binnenste zonnestelsel behoort.)

Weliswaar zijn alle onderzoekingen van het binnenste zonnestelsel - met uitzondering van het stelsel dat uit aarde en maan bestaat - met behulp van onbemande sondes uitgevoerd, maar dat is werkelijk van ondergeschikt belang. Tenslotte is de verkenning met behulp van zulke sondes bijzonder grondig geweest. Onze huidige kaarten van Mars zijn meer gedetailleerd dan die van het Afrikaanse binnenland een eeuw geleden waren.

En toch blijven we ons steeds weer de vraag stellen: Zal de mens ooit voet aan land zetten op werelden die zich verder van ons af bevinden dan de maan?

In dit verband moeten we ons voor ogen houden hoe groot de afstanden zijn. Het meest voor de hand liggende doel na de maan is Mars, want Venus en Mercurius zijn te heet en te dicht bij de zon om er naar toe te gaan vóór er een reis naar Mars is gemaakt. Een retourvlucht naar Mars (en dat geldt trouwens ook voor Venus of Mercurius) zou echter zeker meer dan een jaar in beslag nemen en dus een formidabele taak vormen.

Het zenden van instrumenten die geen installaties voor het onderhoud van leven vergen, onder omstandigheden waarbij een misrekening het verlies of de vernietiging van instrumenten tot gevolg kan hebben - hetgeen weliswaar teleurstellend is, maar niet tragisch - is al duur genoeg, en mislukkingen zoals die met de Mars 1 en de Mars 2 zijn ontzaglijk kostbaar. Als daar nu nog alle voorzieningen bij zouden komen die nodig zijn om mensen ten minste een jaar in leven te houden met alle bijbehorende beveiligingssystemen, dan zouden de kosten daarvan een angstaanjagend veelvoud van die van de onbemande vluchten gaan bedragen, om nog niet eens te spreken van de emotionele investeringen.

Voeg daar nog bij de psychologische spanningen voor de mensen die vele maanden lang in een kleine ruimte zouden zijn opgesloten en in hun meest elementaire levensverrichtingen zouden zijn belemmerd, terwijl zij weten dat er geen redding mogelijk is als er iets mocht misgaan, dan lijkt het een nagenoeg onmogelijke opgave te worden. Als we dit alles overwegen, dan lijkt de kans maar heel klein dat er ooit mensen naar Mars zullen worden gezonden.

Als we optimistisch redeneren, kunnen we erop wijzen dat de eerste grote zeevaarders - de Feniciërs, de Vikingen, de Polynesiërs en de Portugezen - zich allen in een uitgestrekte open ruimte waagden, waarbij zij maandenlang in een klein verblijf opgepropt zaten, terwijl zij bij de eerste de beste storm aan vernietiging blootstonden zonder ook maar de geringste hoop dat iemand hen zou kunnen redden. Toch slaagden zij. Als astronauten het er even goed afbrengen als die zeevaarders, dan ligt er zeker een gelukkige uitkomst in het verschiet.

We zouden ook kunnen redeneren dat astronauten die de open ruimte naar Mars overstaken gedurende het grootste deel van hun reis in radio- en zelfs televisiecontact met hun thuisbasis zouden staan, zodat zij niet het gruwelijke gevoel van afzondering zouden hebben dat de eerste zeevaarders moeten hebben doorstaan.

Daar staat tegenover dat de zeevaarders in de loop van hun reizen onverwacht op land konden stuiten, hetgeen dan ook dikwijls gebeurde. Zij hadden nu en dan de mogelijkheid hun reis te onderbreken, dus als het ware een pauze in te lassen waarin zij zich met vers water en levensmiddelen konden bevoorraden en omgang met andere mensen hadden. Op zulke mogelijkheden behoeven astronauten niet te hopen.

Naar mijn mening zijn astronauten in staat Mars te bereiken en naar de aarde terug te keren, waarbij zij de lange, eenzame reis veilig kunnen doorstaan, als een land, of misschien zelfs een samenwerkingsverband van landen, bereid is de kosten daarvan op zich te nemen. Het zou echter zeker een krachttoer van de allereerste orde zijn, die niet spoedig zou worden herhaald. (Na de eerste omzeiling van de aarde door de overlevende leden van de expeditie van Magellaan verstreken er niet minder dan zestig jaar vóór er een tweede omzeiling werd ondernomen.)

Dit alles geldt echter alleen als wij ons ertoe beperken de astronauten van de aarde te laten vertrekken.

Ik heb het al over het vooruitzicht gehad, de nabije ruimte van de aarde te ontwikkelen, dat houdt in de ruimte die zich tussen de aarde en de maan uitstrekt. Als dit gebeurt, dus als er grote bedrijvigheid in de nabije ruimte ontstaat in de vorm van de bouw van elektrische centrales, observatoria, laboratoria en fabrieken, dan is het onwaarschijnlijk dat deze werkzaamheden zullen worden uitgevoerd door mensen die van de aarde af op en neer moeten pendelen.

Het lijkt een logische veronderstelling dat de bouwers telkens langdurig in de ruimte zullen verblijven, vooral als de meeste bouwmaterialen van de maan zullen worden betrokken. De ertswinning zal het ontwikkelen van mijnen op de maan vergen, waarbij het verstandig zou zijn de zuiveringsprocédés - het produceren van metalen, zuurstof, beton, vruchtbare grond, planten en andere materialen - in de ruimte uit te voeren.

In 1974 publiceerde de Amerikaanse natuurkundige Gerald K. O’Neill (1927) een plan waarmee het technologisch mogelijk zou zijn grote vestigingen in de ruimte te bouwen die tienduizend of meer mensen zouden kunnen huisvesten; deze vestigingen zouden van ‘aardse’ omstandigheden worden voorzien, waarbij met behulp van het zonlicht een normaal ritme van dag en nacht zou worden bewerkstelligd; er zou een middelpuntvliedende kracht op het binnenvlak van een draaiende vestiging worden uitgeoefend om de plaats van de zwaartekracht op het oppervlak van de aarde in te nemen; deze vestigingen zouden gebruik maken van de zon als een overvloedige bron van energie.

Sindsdien is het probleem van dit soort ruimtevestigingen grondig bestudeerd. Ook is er op gewezen dat, hoe kostbaar de eerste vestigingen ook zouden zijn, de bewoners ervan de taak op zich zouden nemen verdere vestigingen te bouwen met het gebruik van materialen en energie die (hoofdzakelijk) van buiten de aarde zouden worden betrokken, en dat de daaruit voor de aarde voortvloeiende voordelen de aanvankelijke investeringen verre zouden te boven gaan en enorme dividenden opleveren.

Bovendien zou de huidige technologie voldoende zijn om het project te ondernemen. De verwachte technische vorderingen zouden het mogelijk maken latere vestigingen sneller, goedkoper en met betere voorzieningen te bouwen, maar, nogmaals, de huidige stand van de techniek is al voldoende.

Ontwikkelingen van deze aard worden op het ogenblik nog tegengewerkt door economische factoren (bezorgdheid over de kosten), politieke factoren (de wens het beschikbare geld aan bewapening te besteden) en psychologische factoren (wantrouwen tussen de landen en gebrek aan geloof in het nut van de ruimte), maar niet door technologische factoren.

Een optimistische kijk op de toekomst maakt het inzicht onvermijdelijk dat er weldra ruimtevestigingen zullen worden gebouwd, omdat het nu eenmaal noodzakelijk is de horizon van de mensheid nog verder te verruimen. Dit ontzaglijke bouwproject zou niet alleen grote voordelen opleveren, maar zou de mensheid er tevens toe kunnen brengen te gaan samenwerken aan iets wat groots genoeg is om hart en geest te bezielen, zodat men eindelijk de kleingeestige twisten en ruzies achter zich zou kunnen laten die de mensen er duizenden jaren lang toe hebben gebracht oorlogen over onbeduidende stukjes aards gebied te voeren.

Als dit alles zou worden verwezenlijkt, zou het probleem van lange reizen naar andere planeten geheel anders komen te liggen. Mensen die langdurig in ruimtevestigingen hadden gewoond en er misschien zelfs geboren waren zouden zeker heel anders tegenover ruimtevluchten staan dan mensen die altijd op aarde hadden geleefd.

Ten eerste: Terwijl een ruimtevlucht voor aardbewoners exotisch en vreemd is, zou deze voor bewoners van ruimtevestigingen normaal en alledaags zijn. Door de regelmaat van hun leven en werk in de ruimte zou deze hun normale en vertrouwde omgeving worden, zonder ook maar iets van het gevoel van vervreemding dat er voor aardbewoners aan kleeft.

Ten tweede: Terwijl een ruimteschip een buitengewoon abnormaal milieu voor aardbewoners vormt, zouden ruimtebewoners zich in datzelfde milieu geheel vertrouwd voelen. Zij zouden hun eigenlijke wereld niet verlaten, omdat ze immers al op een technische omgeving en op een strak georganiseerde leefwijze zijn ingesteld. Een ruimteschip zou kleiner dan een vestiging zijn, maar er niet principieel van verschillen.

Ten derde: Terwijl aardbewoners aan een constante en aanzienlijke zwaartekracht gewend zijn, zouden ruimtebewoners zich op een pseudo-zwaartekracht (het middelpuntvliedende effect) hebben ingesteld die binnen de vestiging van plaats tot plaats zou wisselen, en tevens op de afwezigheid van zwaartekracht die kenmerkend zou zijn voor al het werk dat in een baan zou moeten worden verricht waar omstandigheden van vrije val heersen. De afwijkingen van de zwaartekracht die bij een ruimtevlucht horen, zouden psychologisch en fysiologisch veel minder invloed hebben op een ruimtebewoner dan op een bewoner van de aarde.

Ten vierde: Een der grootste moeilijkheden bij de ruimtevluchten van de aarde af, bestaat daarin de aantrekking van het zwaartekrachtveld van de aarde te overwinnen. Voor ruimtevestigingen zou de aantrekking door de aarde veel minder sterk zijn, zodat ruimtevluchten met een ruimtevestiging als basis aanzienlijk gemakkelijker zouden zijn en zeer veel minder energie zouden vergen. Dit zou weer tot gevolg hebben dat men veel grotere en geriefelijkere ruimteschepen zou kunnen bouwen, waardoor de spanningen van langdurige ruimtereizen eveneens zouden verminderen.

Bijgevolg mogen wij veronderstellen dat, als de tijd aanbreekt dat mensen hun weg naar de planeten zoeken en de menselijke horizon opnieuw sterk zal worden verruimd, de weg door de ruimtebewoners zal worden gebaand, en niet door de aardbewoners. Het zullen de bewoners van de ruimtevestigingen zijn die de Feniciërs, de Vikingen, de Polynesiërs en de Portugezen van de eenentwintigste eeuw worden.

Het eerste doel, zoals ik al heb gezegd, zou ongetwijfeld Mars zijn, want dat is afgezien van de afstand een wereld die niet minder geschikt voor exploitatie is dan de maan. Het leven op Mars zou zelfs geriefelijker zijn. De lage temperaturen zouden niet veel erger zijn dan die van de maannacht, terwijl men er overdag voor de hevigste zonnestraling gespaard zou blijven. Er heerst aan de oppervlakte een hogere zwaartekracht dan op de maan (respectievelijk 0,4 g en 0,17 g), terwijl er althans een ijle dampkring met enige vluchtige elementen is die men op de maan zou moeten ontberen.

Het is misschien twijfelachtig dat de mensen op Mars zelf zouden wonen, maar dat zouden ze óók niet op de maan doen. Vermoedelijk zouden ze vestigingen in een baan om Mars bouwen, waarbij ze Mars zelf alleen als mijn- en bevoorradingsgebied zouden gebruiken.

Minder waarschijnlijk is het dat de ruimtebewoners zich in de andere richting zullen begeven, naar de zon toe. Venus lijkt een totaal nutteloze wereld van het standpunt van door mensen te verwezenlijken ontwikkelingswerk: Het is er ten allen tijde onmogelijk heet en de dampkring is ongewoon dicht.

Mercurius is minder ongastvrij. De nachtkant zou geen onoverkomelijke moeilijkheden opleveren voor ruimtebewoners die aan de nacht op de maan en op Mars gewend zouden zijn, maar enigerlei bewoning of exploitatie van die nachtkant zou uitsluitend van tijdelijke aard kunnen zijn. Met de zonsopgang zou er een einde komen aan enigerlei werk aan de oppervlakte. Misschien zou het echter mogelijk zijn van het eerste verblijf aan de nachtkant gebruik te maken door voldoende diep onder de oppervlakte te graven om een betrekkelijk koel niveau te bereiken waar men tijdens de dagperiode van veertienhonderd uur de dan aan de oppervlakte heersende hitte zou kunnen overleven. Maar ook dat lijkt in het beste geval twijfelachtig.

Nu en dan is er ook een discussie gaande over het ‘veraardsen’ van planeten, waarmee zodanige wijzigingen worden bedoeld dat ze meer leefbaar voor de mens zouden zijn. Ook al zal dit niet in zodanige mate te verwerkelijken zijn dat planeten werkelijk bewoonbaar worden, dan zal het gevolg niettemin zijn dat hun nut als basis voor natuurlijke rijkdommen er door wordt verhoogd.

Het ligt echter in de lijn van de verwachting dat de eerste verkenningen in dit opzicht en de verdere verruiming van de menselijke horizon zich van de zon af, en niet naar de zon toe zullen afspelen. Er is veel meer ruimte in de richting tegenovergesteld aan die van de zon dan in de richting van de zon zelf, terwijl het gemakkelijker is in een koude omgeving warm te blijven dan in een hete omgeving koelte te vinden.

Mars bijvoorbeeld zou slechts een post of een station op de weg naar de daarachter gelegen gebieden vormen. Voorbij Mars ligt de asteroïdengordel die talloze zeer kleine werelden omvat - misschien wel honderdduizend werelden die elk een doorsnede van niet meer dan een kilometer hebben.

Deze zouden een rijke bron van alle mogelijke ertsen bieden. De totale massa van de asteroïden is veel kleiner dan de totale massa van de maan, maar alleen de oppervlaktelaag van de maan staat voor exploitatie ter beschikking, aangezien bijna alle rijkdommen zich - evenals op aarde - op een te grote diepte bevinden om in de praktijk toegankelijk te zijn. Afgezien van de allergrootste asteroïden (Ceres is duizend kilometer in doorsnee, en er zijn enige tientallen asteroïden met doorsneden van meer dan honderd kilometer) bevindt al het materiaal van een asteroïde zich zó dicht aan de oppervlakte dat men er in de praktijk gebruik van zou kunnen maken. Bovendien staat er een redelijke zekerheid dat de asteroïden de vluchtige stoffen bevatten die men op de maan vergeefs zal zoeken.

Wellicht zal dus de tijd komen dat de asteroïden de rijke mijnen voor de mensheid gaan vormen. Ook zullen er nieuwe vestigingen in de asteroïdengordel worden gebouwd, omdat de bouwmaterialen er aanwezig zijn, terwijl de zonnestraling er nog sterk genoeg is om als energiebron te dienen.

De astroïdengordel biedt een ruimte die misschien wel een miljardmaal groter is dan die een baan om de maan heeft te bieden, zodat er een bijna onbeperkt aantal vestigingen zou kunnen worden gesticht. Het is dan ook niet zo moeilijk ons voor te stellen dat de tijd zou kunnen komen waarin de grote meerderheid van het mensdom in de asteroïdengordel zal leven.

Jupiter

De asteroïdengordel vormt de begrenzing van het binnenste zonnestelsel. Daar voorbij, in de richting van de zon af, strekt zich het onmetelijke buitenste zonnestelsel uit, waar de werelden dunner verspreid, maar tevens groter zijn.

Daar is de reus Jupiter, die drie-vijfde van de hele massa van het zonnestelsel omvat, als we de zon zelf buiten beschouwing laten. Voorbij Jupiter bevinden zich Saturnus, Uranus en Neptunus, alle drie veel kleiner dan Jupiter, maar aanzienlijk groter dan de aarde. Jupiter heeft vier satellieten die ongeveer even groot zijn als de maan of groter: Io, Europa, Ganymedes en Callisto. Saturnus en Neptunus hebben elk één grote maan: respectievelijk Titan en Triton.

Dan zijn er de vele kleinere satellieten, waarvan Jupiter en Saturnus er elk ongeveer een dozijn hebben. Uranus heeft er ten minste vijf (maar geen zeer grote), en voor Neptunus is het bestaan van zeker één maan bewezen. Bovendien zijn er nog kleinere hemellichamen in het buitenste zonnestelsel die niet met de vier reuzenplaneten in verband staan; daarvan zijn er ons nu drie bekend: Charon, Pluto en Chiron.

De afstanden waarmee we in het gebied van de reuzenplaneten te maken hebben stellen die van het binnenste zonnestelsel in de schaduw. Jupiter en zijn manenstelsel liggen aan de buitenste rand van de asteroïdengordel, maar Saturnus bevindt zich nog zes en een half miljard kilometer voorbij de baan van Jupiter, ofwel elf en een half maal de kleinste afstand tussen Mars en de aarde. Uranus ligt 2,1 miljard kilometer voorbij de baan van Jupiter, Neptunus gemiddeld 3,7 miljard kilometer, en Pluto 5,1 miljard kilometer. De afstand van Jupiter naar Pluto bedraagt zes keer de totale diameter van het binnenste zonnestelsel.

Toch zijn er al raketsondes met succes tot voorbij de asteroïdengordel doorgedrongen.

Op 2 mei 1972 werd de Pioneer 10 gelanceerd, die de aarde met een beginsnelheid van 14,5 km/sec. verliet, wat tot die tijd de hoogste snelheid was die ooit door een voorwerp dat door mensen was vervaardigd, was gehaald.

De Pioneer 10 baande zich veilig een weg door de asteroïdengordel, waar hij minder deeltjes vaststelde dan de astronomen in dat gebied hadden verwacht, en bereikte de omgeving van Jupiter op 3 december 1973. Hij vloog over een afstand van slechts 135000 kilometer boven de oppervlakte van Jupiter.

De opvolger van de Pioneer 10 was de Pioneer 11, die op 5 april 1973 werd gelanceerd en op een afstand van minder dan 42000 kilometer van Jupiter kwam. Dit gebeurde op 2 december 1974, toen men de Pioneer 11 in een koers had gebracht die hem over de poolgebieden van Jupiter voerde.

Uit de gegevens die deze sondes naar de aarde zonden meende men te mogen concluderen dat Jupiter in hoofdzaak een enorme waterstofbol is, aan de buitenkant gasvormig en van binnen vloeibaar, met een vaste metalen kern. De waterstof bevat eveneens helium, waarbij de verhouding van waterstof tot helium ongeveer 5:1 bedraagt, en nog kleine hoeveelheden zwaardere elementen. Men houdt rekening met de mogelijkheid dat zich precies in het middelpunt een kleine, rotsachtige kern bevindt.

De planeet is heet. Op duizend kilometer beneden de zichtbare oppervlakte bedraagt de temperatuur al 3600° C en in het middelpunt van Jupiter heerst waarschijnlijk een temperatuur van ongeveer 54000° C.

De Pioneers konden de satellieten van Jupiter niet scherp waarnemen, maar dit werd goedgemaakt door twee andere Jupiter-sondes: de op 5 september 1977 gelanceerde Voyager 1 en de op 20 augustus 1977 gelanceerde Voyager 2. Hoewel de Voyager 2 eerder was gelanceerd, had hij onderweg een geringere snelheid, waardoor hij later aankwam. De Voyager 1 passeerde Jupiter op 5 maart 1979, de Voyager 2 op 9 juli 1979.

De Voyager 1 ontdekte een ring van puin rondom Jupiter, die vergelijkbaar is met de ring om Saturnus, maar veel minder dicht en omvangrijk, zodat de ring van Jupiter van de aarde af geheel onzichtbaar is. Deze ring bestaat vermoedelijk uit kleine deeltjes, maar daarin of vlak daarbuiten bevinden zich twee of drie grotere voorwerpen van een zodanig formaat dat ze als afzonderlijke manen kunnen worden beschouwd, die zich op een kleinere afstand van Jupiter bewegen dan alle manen die reeds met instrumenten van de aarde af waren waargenomen. Deze zorgen er wellicht voor dat de stukken puin binnen de begrenzingen van de ring blijven.

De Voyager 1 heeft foto’s van alle vier grote Jupiter-manen gemaakt. In de volgorde van toenemende afstand van de planeet zijn dat Io, Europa, Ganymedes en Callisto. De kleinste hiervan, Europa, is maar weinig kleiner dan ‘onze’ maan; Io is nagenoeg even groot als de maan, terwijl Ganymedes en Callisto elk aanzienlijk groter dan de maan zijn en zelfs een grotere doorsnede hebben dan de planeet Mercurius.

Callisto bleek dicht met kraters bedekt te zijn, zozeer zelfs dat elk gebied van haar oppervlak deel van een of andere krater uitmaakt. Er zijn twee halfbolvormige gebieden waargenomen waar verscheidene bijzonder grote kraters uit elkaar zijn gespat en patronen van concentrische ringen hebben teweeggebracht.

Ganymedes bevindt zich dichter bij de planeet dan Callisto, zodat deze maan ook meer onderhevig is aan de getijdewerking van Jupiter. Deze getijdewerking kan de vorm van warmte aannemen, zodat Ganymedes haar inwendige warmte langer heeft vastgehouden dan Callisto. Dit zou betekenen dat er na het beginstadium van kratervorming nog steeds geologische activiteit op Ganymedes plaatsvond. De korst bewoog zich en onderging veranderingen, zodat - hoewel Ganymedes gebieden van kratervorming heeft die gelijk zijn aan die op Callisto - er op het binnenste oppervlak van de satelliet gebieden zijn waar het terrein duidelijk jonger is en zich meer door groeven dan door kraters kenmerkt.

Europa, die zich nog dichter bij Jupiter bevindt, is nog warmer; warm genoeg om het water te doen smelten dat deel van haar buitenste structuur uitmaakt. (Ganymedes en Callisto zijn overal in hun structuur rijk aan water, met de daarmee overeenkomende lage dichtheidswaarden, maar al dat water komt in de vorm van ijs voor.)

Heel Europa is overdekt door een oceaan, maar deze is aan de oppervlakte bevroren, zodat de satelliet onder een bolvormige plaat zee-ijs schuilgaat. Het oppervlak van Europa is dus buitengewoon glad. Misschien zijn er meteoren ingeslagen, die dan door het ijs zijn heengeschoten en woelingen in het water daaronder moeten hebben teweeggebracht. Bij het opnieuw dichtvriezen van de oppervlakte zouden dan alle sporen van zulke contacten verloren zijn gegaan. (Niettemin zijn er sporen van drie kraters, waar het ijs zich wellicht na de inslag van meteoren heeft opgehoopt, waarbij er nog niet voldoende tijd zou zijn verstreken om het afvlakkingsproces te doen plaatsvinden.)

Een andere eigenaardigheid van Europa is dat het oppervlak talloze rechte, zwarte sporen vertoont. Misschien gaat het hier om barsten in het ijsdek. Ze lijken verbazend op de sporen die sommige sterrenkundigen destijds op Mars meenden waar te nemen en waarvan werd vermoed dat het kanalen waren.

Io, de binnenste van de grote manen, wordt uiteraard het sterkst door de getijdewerkingen van Jupiter beïnvloed. Drie dagen vóór de Voyager 1 Jupiter bereikte, verscheen er in het wetenschappelijke tijdschrift Science een verhandeling waarin werd betoogd dat er om precies die reden waarschijnlijk werkzame vulkanen op die satelliet zouden worden aangetroffen. De voorspelling bleek juist te zijn, want de Voyager 1 ontdekte niet minder dan acht vulkanen waar uitbarstingen aan de gang waren, en toen de Voyager 2 daar vier maanden later voorbijkwam, waren zes van die vulkanen nog in werking. Afgezien van de aarde zelf, is Io de enige wereld waar men de aanwezigheid van actieve vulkanen heeft vastgesteld.

Io heeft ongeveer dezelfde dichtheid als ‘onze’ maan en is in hoofdzaak een bol van gesteente. Haar inwendige hitte heeft het water en andere vluchtige stoffen verdreven, en zij bezit evenmin als de andere grote Jupiter-manen een dampkring, afgezien van geringe gaswolkjes of -sporen. In het geval van Io bestaan die sporen merendeels uit zwaveldioxyde, voortkomend uit de vulkaanuitbarstingen waarbij stof en as op het luchtledige oppervlak worden uitgebraakt. Bij die erupties wordt veel zwaveldamp naar de oppervlakte gebracht, die vervolgens bevriest, zodat Io met een rood-gele laag zwavelachtig materiaal is bedekt, die tevens de zich vormende kraters opvult. Sommige van die kraters kunnen worden waargenomen, omdat ze nog niet lang geleden zijn gevormd en dus nog niet geheel met stof gevuld.

De buitenste planeten

De baan van verscheidene Jupiter-sondes is zodanig ontworpen dat ze hun weg in de richting van Saturnus voortzetten. Deze sondes, waarvan de Voyager 2 de laatste was, zijn op die manier Saturnus-sondes geworden. Op 1 september 1979 passeerde de Pioneer 11 het zichtbare oppervlak van Saturnus op een afstand van minder dan 20200 kilometer. Hij leverde gedetailleerde foto’s van de ringen, die een veel gecompliceerdere opbouw bleken te bezitten dan met telescopen van de aarde af had kunnen waarnemen.

Vervolgens passeerde de Voyager 1 Saturnus op 12 november 1980. Nu eerst bleek hoe enorm gecompliceerd die ringen zijn. Ze bestaan uit zeker duizend samenstellende ringen. Zelfs de ‘Cassini-afscheiding’, die van de aarde af de indruk had gemaakt een totaal lege band te zijn die de twee hoofdringen van elkaar scheidde, bleek verscheidene dunne secundaire ringen te bevatten, die uit deeltjes waren opgebouwd. De ringen strekken zich verder uit, zowel naar Saturnus toe als buitenwaards, dan men van de aarde af had kunnen constateren. Sommige van de secundaire ringen schijnen niet geheel symmetrisch te zijn; een ervan lijkt zelfs in de vorm van een vlecht te zijn verstrengeld. Evenals bij Jupiter komen er aan de randen van de ringen kleine satellieten voor (zeker niet minder dan drie), die wellicht de taak vervullen van het binnen de ringen te houden van de deeltjes.

Een aantal satellieten werd gefotografeerd. De meeste hadden kraters, zoals men al had verwacht. Op Mimas kwam een krater voor die in verhouding tot haar eigen grootte buitengewoon omvangrijk was. De botsing als gevolg waarvan die krater werd gevormd moet bijna hevig genoeg zijn geweest om deze satelliet te verbrijzelen.

De satelliet Dione bleek nog een tweede, kleinere maan te hebben, die haar baan deelde en er door een hoek van zestig graden van was gescheiden. Dione en haar gezellin vormen de hoekpunten van een gelijkzijdige driehoek waarvan Satumus het derde hoekpunt is. Dit wordt een ‘Trojaanse toestand’ genoemd, die hier voor het eerst voor een planeet en twee manen is waargenomen. Jupiter, de zon en twee groepen asteroïden vormen de hoekpunten van twee schijnbaar naast elkaar gelegen gelijkzijdige driehoeken. De configuratie dankt haar naam aan het feit dat de asteroïden naar de helden van de Trojaanse oorlog waren genoemd. Meer dan een eeuw voordat er voorbeelden van waren ontdekt had de Italiaans-Franse sterrenkundige Joseph-Louis Lagrange (1736-1813) omstreeks 1790 voor het eerst aangetoond dat een dergelijke configuratie stabiel moest zijn onder het spel van aantrekkingskrachten dat er op inwerkte.

De satelliet Enceladus bleek heel glad te zijn, vergelijkbaar met Europa van Jupiter, maar de Voyager 1 verrichtte er geen grondige waarnemingen van.

Iapetus is een merkwaardigheid op zichzelf. Zelfs van de aarde af was opgemerkt dat hij veel helderder was als hij zich aan de ene kant van Saturnus bevond dan aan de andere. Aangezien de astronomen ervan uitgingen dat hij altijd met één kant naar Saturnus was toegekeerd, was één halfrond dus zichtbaar aan de ene kant van Saturnus, terwijl het andere halfrond aan de andere kant van Saturnus zichtbaar was. Bijgevolg weerkaatste Iapetus om een of andere reden veel meer licht van het ene halfrond dan van het andere. De Voyager 1 bevestigde dit, en Iapetus bleek duidelijk een ‘tweekleurige’ satelliet te zijn. De ene helft is waarschijnlijk met ijs bedekt, terwijl de andere een oppervlak van kaal gesteente heeft... maar waarom ?

Van dit stelsel van manen spant Titan echter ongetwijfeld de kroon. Dit is de enige satelliet van Saturnus die een enorme om vang bezit en in dat opzicht een rivaal is van de maan Ganymedes van Jupiter. Zelfs van de aarde af kon worden vastgesteld dat Titan een dampkring had; het is de enige satelliet in het zonnestelsel waarvan vaststaat dat de dampkring niet beperkt is tot ultradunne sporen gas. Bovendien werd er een bijzonder gas in die dampkring ontdekt: methaan.

Methaan bestaat uit moleculen die één atoom koolstof en vier atomen waterstof bevatten. Het is het eenvoudigste organische molecuul. Er werden gissingen gewaagd dat er aan het oppervlak van Titan meer gecompliceerde moleculen van hetzelfde type zouden kunnen zijn, zodat zich in deze wereld wellicht oceanen van olie en continenten van asfalt uitstrekten. Nog stoutmoediger was de gedachte dat, aangezien het leven op organische moleculen berust, er bepaalde vormen van leven op Titan zouden kunnen bestaan. De astronomen hoopten dat de Voyager 1 de hiervoor gerezen vragen misschien zou beantwoorden.

Titan bleek inderdaad een dampkring te hebben, en wel een veel dichtere dan men had verwacht: ten minste anderhalfmaal zo dicht als die op aarde. Deze hoge dichtheid bleek echter op de aanwezigheid van stikstof te berusten, die van de aarde af niet gemakkelijk is vast te stellen. Daarin bevond zich methaan als een belangrijk percentage van verontreiniging. De satelliet was aan de oppervlakte koud genoeg om de aanwezigheid van uit vloeibare stikstof bestaande meren mogelijk te maken, waarin zich misschien methaan in opgeloste toestand kon bevinden. Levensvormen zouden niettemin niet onmogelijk zijn als deze weerstand tegen de temperatuur van vloeibare stikstof bezaten. Het was helaas echter onmogelijk iets van de oppervlakte te zien te krijgen, want de dampkring van Titan bevatte nevels die bijna even ondoordringbaar bleken als de wolken van Venus. Er zullen microgolven nodig zijn om daar doorheen te dringen.

Tot dusver (terwijl ik dit schrijf) heeft men nog geen gegevens van sondes van voorbij Saturnus ontvangen, hoewel althans een der Voyagers uiteindelijk in de omgeving van Uranus zou kunnen komen en dan nog steeds in werkende toestand zijn. Toch zijn astronomen er met behulp van op aarde gebaseerde instrumenten gedurende de afgelopen paar jaar in geslaagd enige nieuwe feiten over het buitenste zonnestelsel gewaar te worden.

Op 10 maart 1977 stelde de Amerikaanse astronoom James L. Elliot bij het waarnemen van de occultatie (bedekking) van een ster door Uranus vast, dat de ster gedurende zijn nadering van Uranus herhaaldelijk volgens een bepaald patroon flikkerde, en dan volgens precies het omgekeerde patroon flikkerde als hij zich weer van Uranus verwijderde. De beste interpretatie lijkt wel te zijn, dat Uranus door een aantal dunne, uit deeltjes bestaande ringen omgeven wordt.

Er zijn drie van zulke geringde planeten: Jupiter, Saturnus en Uranus, en het zou geen enkele verbazing wekken als ook de verre Neptunus ringen zou blijken te hebben. In een kring ronddraaiend puin zou heel goed een even natuurlijk begeleidend verschijnsel van grote planeten kunnen zijn als een groep satellieten. Het merkwaardige is dan ook niet het feit dat Saturnus ringen heeft, maar dat deze planeet een dermate omvangrijk en schitterend stel ringen bezit.

Op 1 november 1977 ontdekte de Amerikaanse astronoom Charles Kowall een asteroïde waarvan de baan tussen die van Saturnus en die van Uranus lag. Hij gaf haar de naam Chiron. Dit zou het begin van de onthulling van een hele familie van asteroïden in het buitenste zonnestelsel kunnen zijn. Wat wij de ‘asteroïdengordel’ plegen te noemen is misschien alleen de dichtstbije en dus de gemakkelijkst te ontdekken van verscheidene dergelijke gordels.

Zelfs Pluto gaf aanleiding tot een verrassende ontdekking. Deze allerverste planeet werd in 1930 door de Amerikaanse astronoom Clyde William Tombaugh (1906) ontdekt. Oorspronkelijk meende men dat het om een omvangrijk hemellichaam ging, dat even massief als de aarde was (hoewel zeker niet zo’n reus als de buitenste planeten). Hoe meer studie men er echter aan wijdde, des te meer aanleiding er leek te zijn om het als een kleiner hemellichaam te beschouwen. Bij iedere schatting leek zijn massa weer wat te zijn afgenomen.

Pluto heeft een meer elliptische baan dan alle andere planeten en bevindt zich in het perihelium gedurende een periode van twintig jaar zelfs dichter bij de zon dan Neptunus. (Als het zonnestelsel op een vlak diagram wordt weergegeven, schijnen de banen van Neptunus en Pluto elkaar te snijden, maar in werkelijkheid hellen de banen naar elkaar toe, en in de derde dimensie bevindt Pluto zich bij de ‘snijpunten’ zeer ver van Neptunus af.) Op het ogenblik is Neptunus dicht bij het perihelium - het punt van de planeetbaan het dichtst bij de zon - en gemakkelijker van de aarde af te zien dan gedurende de hele een- en tweeëntwintigste eeuw het geval zal zijn.

Zo was de Amerikaanse astronoom James W. Christy op 22 juni 1978 in staat te constateren dat Pluto een maan bezat die bijna even groot als de planeet zelf was. Hij gaf deze de naam Charon.

Op grond van de afstand tussen Pluto en Charon en van de omlooptijd van deze maan werd het eindelijk mogelijk de massa van Pluto te berekenen. Deze bleek slechts ongeveer een-achtste van de massa van ‘onze’ maan te bedragen, zodat Pluto veel kleiner is dan iedereen had gemeend. De diameter van Pluto is ongeveer drieduizend kilometer, en die van Charon ongeveer twaalfhonderd kilometer. Deze werelden zijn niet groter dan manen van een middelmatige omvang.

Uit de ontdekkingen van het afgelopen decennium is het dus duidelijk geworden - hetzij met behulp van sondes of met andere methoden - dat het buitenste zonnestelsel heel wat meer geheimen heeft te onthullen dan wij hadden vermoed en dat verdere onderzoekingen heel wat belangwekkende gegevens zouden kunnen opleveren.

Zijn wij er echter toe veroordeeld deze verkenningen met nog verder geavanceerde sondes uit te voeren, of is het denkbaar dat de dag zal aanbreken dat mensen zelf in staat zullen zijn in het buitenste zonnestelsel door te dringen?

Nogmaals: Dit lijkt onwaarschijnlijk als zulke verkenningen met de aarde als vertrekpunt zouden worden ondernomen. Ruimtesondes hebben achttien maanden nodig om de afstand van de aarde naar Jupiter te overbruggen en dan nog eens twintig maanden om Saturnus te bereiken. Een verkenningsreis zelfs naar de meer nabije werelden van het buitenste zonnestelsel zal blijkbaar het grootste deel van een decennium in beslag nemen.

Toch zal het probleem minder nijpend worden als de asteroïdengordel eenmaal tot het menselijke woongebied gaat behoren en zich daar vele bevolkte vestigingen bevinden. Sommige van die vestigingen kunnen van tijd tot tijd redelijk dicht in de omgeving van Jupiter komen, zodat de reis naar Saturnus een reële mogelijkheid wordt. Er zijn wellicht asteroïden voorbij Jupiter (van het type van Chiron), en nadat men daar - of op de buitenste manen van Saturnus - bases heeft gevestigd, zal het mogelijk zijn reizen ver voorbij Saturnus te ondernemen.

Het is natuurlijk niet waarschijnlijk dat de mens zich binnen afzienbare tijd in de dampkring van de vier grote buitenste planeten zelf zal wagen. Ook bestaat de kans dat de meest interessante werelden van het buitenste zonnestelsel, afgezien van de reuzenplaneten zelf, helemaal niet betreden kunnen worden vóór er een technologische doorbraak heeft plaats gevonden die we op dit ogenblik nog niet kunnen voorzien: Ik denk hier in het bijzonder aan de vier grote Jupiter-manen, die binnen het magnetische veld van de planeet wentelen, waar de intense straling dodelijk zou zijn voor de bemanning van ruimteschepen zoals die voorlopig nog zullen worden gebouwd.

Daar staat tegenover dat er zeker acht kleine manen van Jupiter zijn die zich in banen buiten dat magnetische veld voortbewegen. Daar zouden observatoria kunnen worden ingericht om Jupiter en de binnenste satellieten te bestuderen, totdat de mensheid zich een nieuwe techniek heeft verworven om ook deze omgeving te betreden.

Kometen

Zelfs als het hele planetenstelsel uiteindelijk binnen het menselijke gezichtsveld komt te liggen, zullen we de grenzen van onze kennis nog steeds niet hebben bereikt.

De verste ons bekende planeet is Pluto. Op het ogenblik bevindt Pluto zich, zoals ik al heb gezegd, nabij zijn perihelium en is hij dichter bij de zon dan Neptunus. In de loop van de volgende één en een kwart eeuw zal Pluto echter terugwijken en dan omstreeks 2114 zijn afelium, het verste punt van de zon, bereiken. Hij zal zich dan ongeveer 7,35 miljard kilometer van de zon af bevinden, ofwel 1,6 maal zo ver als Neptunus ooit komt.

Maar bestaat er enigerlei voorwerp in het zonnestelsel met een baan die het voorbij Pluto brengt?

Ja! Van tijd tot tijd zien wij voorwerpen waarvan de baan zó uitgerekt is dat, terwijl zij in het perihelium heel dicht bij de zon kunnen zijn, zij in het afelium heel ver voorbij Pluto’s afstand van de zon kunnen komen. Dat zijn de kometen.

Natuurlijk zijn sommige van de door ons waargenomen kometen onder de invloed van de zwaartekracht in het aantrekkingsgebied van de planeten terechtgekomen (dat geldt vooral voor Jupiter), zodat zij zelfs in het afelium dichter bij de zon zijn dan Pluto.

Andere kometen echter, die zich aan het ene einde van hun baan binnen het planeetstelsel bevinden, zullen aan het andere einde één biljoen kilometer of nog verder van de zon zijn verwijderd. Instrumenten die op zo’n komeet zouden worden geïnstalleerd als ze binnen ons bereik is zouden zeer ver in de trans-Plutonische ruimte worden meegevoerd en de daar heersende omstandigheden vastleggen gedurende de ongeveer miljoen jaar vóór de komeet in het planeetstelsel terugkeert... aangenomen natuurlijk dat de instrumenten gedurende zo’n lange periode zouden kunnen blijven werken en uitzenden - en dat het mensdom zelf dan nog bestaat.

Uiteraard kunnen er talloze kometen zijn die nooit in het planeetstelsel binnendringen, maar gedurende de hele geschiedenis van 4,6 miljard jaar van het zonnestelsel om de zon zijn blijven cirkelen, wegens hun ontzaglijke afstanden ongezien en voorlopig nog ontzichtbaar.

De sterrenkundigen menen dat er zo’n honderd miljard kometen kunnen zijn die in die zeer verre banen ronddraaien - banen die nergens minder dan een biljoen kilometer van de zon komen.

De avontuurlijke kometen die ons hier in het binnenste zonnestelsel bezoeken doen dat als gevolg van verstoring van hun baan door onderlinge botsingen of onder de invloed van de aantrekkingskracht van de sterren rondom de zon. Dit gebeurt maar zelden, en in de loop van de lange geschiedenis van het zonnestelsel heeft de verre kometenwolk beslist niet meer dan hooguit êén-zesde van haar oorspronkelijke inhoud afgestaan.

De kometen die het binnenste zonnestelsel binnendringen leveren een spectaculaire aanblik op als de zonnewarmte hun bevroren structuur verhit, waarbij een nevel van damp en stof vrijkomt, die vervolgens onder de inwerking van de zonnewinden tot een lange staart wordt uitgerekt: de zeer snelle stroom van elektrisch geladen subatomaire deeltjes die onophoudelijk in alle richtingen door de zon wordt uitgestraald. De hitte en de zonnewinden veroorzaken erosie van de komeet en verdrijven haar vluchtige bestanddelen; wat daarna nog overblijft, is wellicht niet kenmerkend voor de oorspronkelijke samenstelling. Toch vormt die oorspronkelijke samenstelling wellicht het minst gewijzigde overblijfsel van de uitgestrekte nevel van stof en gas waaruit het zonnestelsel destijds is gevormd. Het lijkt daarom waardevol, onderzoekingen naar verre kometen in te stellen en zodoende inzicht in het ontstaan van het zonnestelsel te verkrijgen.

Dat betekent niet dat we ons biljoenen kilometers voorbij Pluto zouden moeten wagen, want het is zeer goed mogelijk dat er kometen zijn die het planeetstelsel binnendringen, maar waarvan de banen perihelia hebben die zich ver voorbij de baan van Saturnus bevinden. Deze zouden van de aarde af nooit kunnen worden waargenomen, maar bij een verkenning van het buitenste zonnestelsel zouden ze op te sporen en te bestuderen zijn. Zulke kometen, die zich in het gunstigste geval op grote afstand van de zon bevinden, worden niet sterk verhit en zouden dan in hoofdzaak in samenstelling behouden die ze sinds de tijd van hun ontstaan hadden gehad.

Wellicht zou de mens tot het besluit kunnen komen dat het geen zin zou hebben de verkenningen tot biljoenen kilometers voorbij Pluto voort te zetten, alleen maar om nog meer voorbeelden van kometen te vinden die precies gelijk zijn aan de kometen die óók in het gebied van de buitenste planeten zijn aan te treffen.

Als er dus voorbij Pluto niets anders zou zijn dan een enorm aantal kometen, dan zou de bekende stelregel ‘Als je er één hebt gezien, heb je ze allemaal gezien!’ de mensheid ervan kunnen weerhouden zich nog verder te wagen. In dat geval zou Pluto voorgoed de buitenste begrenzing van de menselijke horizon blijven vormen.

12 – De sterren

Afstand van de sterren

Nu is het natuurlijk eenmaal zo dat een menselijke horizon die tot het zonnestelsel bepaald blijft, inderdaad een beperking zou betekenen, want ook voorbij Pluto en zelfs voorbij de kometen is nog heel wat te beleven. Buiten het zonnestelsel strekt zich immers het ontzaglijke heelal van de sterren uit.

Intussen is de mensheid al begonnen, zich een weg naar die sterren te banen. De eerste Jupiter-sonde, de Pioneer 10, is bezig zich buiten het planeetstelsel te begeven. Op het moment dat dit boek wordt geschreven, bevindt hij zich in de omgeving van de baan van Uranus. Nog eens drie jaar later zal hij de baan van Neptunus achter zich laten en zijn reis in de ruimte onbeperkt voortzetten.

De Pioneer 10 voert op zijn weg naar het onbekende een boodschap van de aardbewoners mee, die in een vergulde aluminium plaat van vijftien bij tweeëntwintig centimeter is geëtst. Deze boodschap is door Carl Sagan en Frank D. Drake (1930) opgesteld en door Linda Sagan getekend.

Het meest opvallende van deze boodschap bestaat uit de in hoofdlijnen aangeduide gestalten van een man en een vrouw, waarbij de verschillen in geslacht discreet zijn aangeduid, zodat hier een minimum aan informatie wordt gegeven over het soort schepselen dat de Pioneer 10 gebouwd en de ruimte in gezonden heeft. De man heeft zijn hand opgeheven in wat, naar men hoopt, als een gebaar van vriendschap en vrede zal worden opgevat. En anders wordt er althans het bestaan van vier vingers en een duim mee getoond.

Achter de man en de vrouw zijn de omtrekken van de Pioneer 10 op schaal getekend. Als de Pioneer 10 dan op een dag door intelligente wezens wordt gevonden en opgemeten, zullen zij tegelijk de afmetingen van de mens kennen.

Onder aan de plaat zijn cirkeltjes aangebracht die de zon en haar negen planeten voorstellen, waarbij hun onderlinge afmetingen in acht zijn genomen. Ook de ringen om Saturnus zijn aangegeven, terwijl een lijn de route aanduidt die de Pioneer 10 langs de planeten heeft gevolgd. Dit alles zou voldoende moeten zijn om het zonnestelsel als de plaats van oorsprong van de sonde te identificeren.

Door middel van andere symbolen is de positie van de zon in de Melkweg aangegeven en wordt enig idee van de stand van onze wetenschap gegeven.

De Pioneer 11, die het zonnestelsel eveneens zal verlaten, voert een duplicaat van deze plaat met zich mee.

Wat de Voyager-sondes betreft, deze doen niet alleen een beroep op het gezichtsvermogen, maar ook op het gehoor. Behalve foto’s van onderwerpen die typisch voor het leven op aarde zijn, bevatten ze opnamen van kenmerkende geluiden.

Het is zeer onwaarschijnlijk dat deze kleine, zwervende boodschappen ooit door intelligente wezens in de oneindige ruimte zullen worden gevonden, en als dat gebeurt zal dat bijna zeker pas over miljoenen jaren zijn. Toch is het typerend voor de geest van de mens dat deze bekendheid aan zijn bestaan en aan zijn prestaties wenst te geven, hoe gering de kans ook is dat er ooit kennis van zal worden genomen. Misschien wordt hier uiting gegeven aan een gerechtvaardigde trots, en waarom zou die geen bewondering verdienen?

Maar waarom zou de mens boodschappen naar de ruimte buiten het zonnestelsel willen zenden? Wat bevindt zich daar?

Alleen al de gedachte dat alles zich daar bevindt is van betrekkelijk recente datum. Gedurende de Oudheid en de Middeleeuwen beschouwde men de sterren min of meer als lichtende vonken op de donkere, vaste halve bol, die in hun ogen de om de aarde wentelende hemel was op een hoogte die maar weinig boven de hoogste bergtoppen uitkwam. De hemel vormde de vaste begrenzing van de aarde - als het ware een toevoegsel, maar zeker geen heelal.

Zelfs toen Cassini in 1672 de schaal van het zonnestelsel had vastgesteld en men inzag dat Saturnus (destijds de verste bekende planeet) 1,4 miljard kilometer van de zon was verwijderd en dat de sterren nóg verder weg moesten zijn, veranderden de inzichten niet principieel. Nog steeds kon men zich de sterren voorstellen als geschilderde figuurtjes op een vaste hemel die niet ver achter Saturnus lag. De hemel werd de begrenzing van het zonnestelsel, maar was nog steeds geen heelal.

Reeds meer dan twee eeuwen vóór Cassini, leefde er echter iemand die afwijkende ideeën koesterde: de Duitse geleerde en humanistische theoloog Nicolaas van Cusa (1401-1464), die in 1440 een boek publiceerde waarin hij betoogde dat de ruimte oneindig was en dat de sterren in werkelijkheid zonnen waren die in oneindige aantallen over die oneindige ruimte waren verspreid. Hij verdedigde de stelling dat al die andere zonnen door planeetstelsels waren omringd, zodat er een oneindig aantal bewoonde werelden bestond.

Nicolaas van Cusa beschikte niet over bewijzen voor deze inzichten, waarvan hij zei dat ze uit zijn diepste intuïtie voortkwamen en dat ze in overeenstemming met de rede waren. In zijn tijd moet men deze denkbeelden als excentriek hebben beschouwd en vele geleerden zullen er toegeeflijk om hebben geglimlacht. De loopbaan van Nicolaas schijnt er echter geen hinder van te hebben ondervonden, want in 1448 werd hij tot kardinaal gewijd, en na een werkzaam leven als wijsgeer, godgeleerde en wiskundige stierf hij in vrede.

Anderhalve eeuw later inspireerden zijn denkbeelden de Italiaanse geleerde Giordano Bruno (1548-1600), maar intussen had de protestantse reformatie zich voltrokken. Bovendien had Copernicus zijn boek gepubliceerd waarin hij de zon in het middelpunt van het planeetstelsel plaatste, en de katholieke kerk vocht voor haar leven tegen zowel wetenschappelijke als godsdienstige opstandelingen. Er was minder verdraagzaamheid voor afwijkende meningen en Bruno liet zijn leven op de brandstapel.

Toch was er in Bruno’s tijd althans reeds negatief bewijsmateriaal ten gunste van de grote afstanden van de sterren.

Toen Copemicus bekendheid aan zijn theorie gaf, werd door sommigen opgemerkt dat, als de aarde zich werkelijk door de ruimte bewoog en om de zon draaide, de sterrenkundigen de sterren vanuit radicaal verschillende gebieden in de ruimte zouden waarnemen, die er van afhankelijk waren of de aarde zich aan het ene of aan het andere einde van haar baan bevond. Deze verandering van positie zou een ‘parallax’ in de sterren veroorzaken; als Nicolaas van Cusa gelijk had, moest er een verschil zijn tussen de richtingen waaronder men een ster vanuit verschillende punten waarnam. Naarmate de aarde haar baan volgde, zouden de meer nabije sterren hun schijnbare stand aan de hemel lijken te veranderen ten opzichte van de verderaf gelegen sterren.

Deze schrandere tegenwerping zou op zichzelf voldoende zijn om aan te tonen dat Copernicus en Nicolaas van Cusa het mis hadden, tenzij er een verklaring voor de afwezigheid van parallax kon worden gevonden.

Zo’n verklaring was er. Ze werd door Copernicus gevonden en hij maakte er gebruik van. Hij wees erop dat parallax met de afstand minder wordt en dat de sterren zich zó ver van de aarde af bevonden dat de hele verandering in positie van zelfs de meest nabije tijdens de beweging van de aarde in haar baan, relatief gezien, onbeduidend was. Kortom, er was van ster tot ster een zekere parallaxwaarde, die wegens hun enorme afstanden echter veel te klein was om te kunnen worden gemeten.

Voor de traditionele wetenschap leek dit idee bijna even belachelijk als dat van de beweging van de aarde om de zon, maar naarmate de theorie van Copernicus van steeds groter nut bleek, werd de daaruit voortvloeiende gevolgtrekking dat de sterren buitengewoon ver weg waren, steeds meer aanvaardbaar.

De Engelse astronoom Edmund Halley (1656-1742) verdiepte zich in de inzichten van Nicolaas van Cusa en ondernam omstreeks 1718 een poging om de afstand van de sterren voor het eerst wetenschappelijk te schatten. Als de sterren inderdaad zonnen waren, als hun onbetekenende lichtsterkte in vergelijking met die van onze eigen zon volledig aan hun enorme afstanden was toe te schrijven, en als hij er dan eens van uitging dat Sirius - de helderste ster aan de hemel - in werkelijkheid een hemellichaam van dezelfde omvang en helderheid als de zon was, hoe ver moest Sirius dan verwijderd zijn om met niet meer dan haar schijnbare helderheid aan de hemel te staan, de helderheid van een kleine ster?

Halley schatte dat de afstand van de aarde naar Sirius in dat geval 125 000 maal zo groot moest zijn als de afstand van de aarde naar de zon. Op grond van de thans bekende afstand tussen zon en aarde (in plaats van de wat lagere waarde waarover Halley beschikte) zou dit betekenen dat Sirius negentien biljoen (of 1,9 X 10^13) kilometer van ons was verwijderd.

Deze enorme afstand is niet gemakkelijk voorstelbaar te maken. We kunnen het op indrukwekkende wijze verduidelijken met behulp van de snelheid van het licht.

De eerste bruikbare bepaling van de lichtsnelheid werd in 1676 door de Deense astronoom Olaus Romer (1644-1710) verricht. Hij ging daarbij uit van de manier waarop de eclipsen van de Jupiter-manen werden vertraagd naarmate de aarde van Jupiter terugweek (terwijl elk van die twee in zijn baan voortbewoog) en versneld naarmate de aarde naderbij kwam. De door hem verkregen waarde bedroeg slechts drie-kwart van de thans geldende waarde, maar voor een eerste poging was dit een voortreffelijk resultaat. De tegenwoordig aanvaarde waarde van de snelheid van het licht is 299792,5 km/sec.

Naar aardse normen is dit een ontzaglijke snelheid. Licht dat zich met deze snelheid door het luchtledige van de wereldruimte voortplant legt in één jaar 9460563614000 (ongeveer 9,46 X 10^12) kilometer af, en deze afstand wordt een ‘lichtjaar’ genoemd.

We kunnen een vaag besef van de grootte van een lichtjaar krijgen als we weten dat de diameter van de baan van Pluto, de verste planeet, iets meer dan eenduizendste lichtjaar bedraagt.

Toch was Sirius volgens de schatting van Halley ongeveer twee lichtjaren van ons verwijderd. Hij was er echter van uitgegaan dat Sirius dezelfde helderheid als de zon bezat, hetgeen in het geheel niet vaststond, zodat zijn schatting met alle voorbehoud moest worden aanvaard.

Om een meer betrouwbare schatting van de afstand te verkrijgen, zou men de werkelijke parallax van een ster moeten meten, maar deze was te klein om te kunnen worden bepaald met de telescopen die in Halley’s tijd beschikbaar waren.

Dit gelukte pas in 1838, toen de Duitse sterrenkundige Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) aankondigde dat hij de parallax van de vage ster 61 Cygni had bepaald. Spoedig daarna meldde de Schotse astronoom Thomas Henderson (1798-1844) de bepaling van de parallax van de heldere ster Alpha Centauri, en de Duits-Russische astronoom Friedrich von Struve (1793-1864) berichtte die van de heldere ster Vega.

Alpha Centauri (in werkelijkheid is dit een stelsel van drie sterren) bleek dichter bij ons te staan dan alle andere sterren, maar toch was de afstand nog 4,3 lichtjaren. De ster 61 Cygni bevindt zich 11,2 lichtjaren van ons af, en Vega niet minder dan zevenentwintig lichtjaren. Sirius bleek ongeveer drieëntwintig maal zo helder als de zon te zijn en zou dus op grond van zijn betrekkelijke ‘donkerte’ veel verder weg moeten zijn dan Halley meende. Inderdaad bevindt Sirius zich 8,16 lichtjaren van ons af.

Veronderstel nu eens dat we ons vermogen om ruimtevluchten uit te voeren zodanig hadden vervolmaakt dat we zonder al te veel moeite door het hele zonnestelsel zouden kunnen reizen. We zouden dan expedities van zo’n negen miljard kilometer kunnen maken, waarbij we een jaar of wat in grote, geriefelijke ruimtelijnschepen zouden doorbrengen. Zo’n afstand is echter nog steeds maar 0,000222 van de afstand naar Alpha Centauri, de naastbije ster. Als we de baan van Neptunus in twee jaar van het ene naar het andere einde konden oversteken, zou dezelfde gemiddelde snelheid het ons nog niet eens mogelijk maken de meest nabije ster in minder dan negenduizend jaar te bereiken.

Nu staan er vele zichtbare sterren aan ons uitspansel die honderden lichtjaren van ons zijn verwijderd, en zelfs deze behoren nog tot onze buren. De zon en alle met het blote oog zichtbare sterren maken deel uit van een soort onmetelijk vuurrad, een schijfvormig stelsel dat Melkweg wordt genoemd en een doorsnede van honderdduizend lichtjaren heeft. Er zijn ook nog andere melkwegstelsels, die elk een miljard tot een biljoen sterren omvatten, die miljoenen en zelfs mijarden lichtjaren van ons verwijderd zijn.

De lichtbarrière

Het lijkt zinloos over die ontzaglijk verre sterren te spreken als zelfs de dichtstbijzijnde sterren buiten ons bereik schijnen, en toch blijft er een enorme aantrekkingskracht van die verre werelden uitgaan.

Gedurende de laatste jaren hebben de astronomen veel over het heelal geleerd wat tevoren niet bekend was, dank zij radiotelescopen en satellieten die straling (zoals röntgenstralen) kunnen opvangen, straling die door onze dampkring wordt geabsorbeerd en daarom onmogelijk van de aarde afkan worden waargenomen.

We zijn al min of meer vertrouwd met begrippen als quasars, pulsars, zwarte gaten en exploderende melkwegstelsels, waarvan een kwart eeuw geleden niemand zelfs ooit nog had gehoord, en vele mensen zouden er dolgraag meer van gewaar willen worden. Het zou natuurlijk hoogst gevaarlijk zijn zulke voorwerpen te dicht te naderen, maar we zouden er zonder schade een beetje dichter bij kunnen komen dan onze huidige aardse verblijfplaats.

Verder kunnen we ons afvragen of ook andere sterren planeetstelsels hebben. Zijn er planeten die voldoende op de aarde lijken om vestiging mogelijk te maken of om hun eigen levensvormen te herbergen? In ons eigen zonnestelsel hebben we - afgezien van de aarde - geen leven aangetroffen, en misschien zal dat ons ook in de toekomst niet gelukken, maar ons zonnestelsel is er maar één uit wellicht biljoenen, en waarom zou er elders geen leven zijn? Is er een reden waarom er ergens in het heelal geen intelligentie zou heersen, geen beschavingen zouden bloeien?

We mogen ons door nieuwsgierigheid verteerd voelen, maar er wordt door die onvoorstelbaar grote afstanden toch onvermijdelijk een domper op gezet.

We zouden vol hoop kunnen overwegen dat afstanden de neiging hebben geringer te worden naarmate de technologie vordert. Het enige overgebleven schip van Magellaan had bijna precies drie jaar nodig om de wereld te omzeilen. De astronauten hadden drie dagen nodig om van de aarde naar de maan te reizen, een afstand die ongeveer negen en een half keer zo groot is als de omtrek van de aarde. De gemiddelde snelheid van de eerste astronauten was dus ongeveer 3500 maal zo hoog als de gemiddelde snelheid van de eerste zeevaarders. Zouden we dank zij de vorderingen van de technologie niet in staat zijn de snelheid van onze interstellaire ruimteschepen 3500 maal zo hoog te maken als die van ons Apollo-programma?

Een reis naar de maan in drie dagen betekent een gemiddelde snelheid van 1.5 km/sec. Voer die snelheid tot het 3500-voud op en we bewegen ons met een gemiddelde snelheid van 5250 km/sec. voort. Zelfs dan zou het ons tweehonderdvijftig jaar kosten om Alpha Centauri, de naastbije ster, te bereiken.

Goed, laten we de snelheid dan nóg eens 3500 maal verhogen, zodat we zo’n achttien miljoen kilometer per seconde vooruitkomen. Dan kunnen we binnen een maand bij Alpha Centauri aankomen.

Helaas, het is minder gemakkelijk dat te doen dan het op te schrijven. In 1905 stelde de Duits-Zwitserse natuurkundige Albert Einstein (1879-1955) zijn ‘speciale relativiteitstheorie’ op, die leerde dat het onmogelijk is dat iets - wat het ook moge zijn - zich sneller voortbeweegt dan met de snelheid van licht in een luchtledig. De relativiteitstheorie is in de tachtig jaar die zijn verstreken sinds ze werd geformuleerd, talloze malen op talloze manieren door talloze geleerden gecontroleerd en geverifieerd, en ze heeft ongewijzigd standgehouden. Geen enkele natuurkundige verwacht dat de lichtsnelheid zal kunnen worden overtroffen.

Dat betekent dat het snelste ruimteschip nooit een hogere snelheid dan 299792.5 km/sec. zal hebben, en met die snelheid zal het 4,3 jaar kosten om de dichtstbije ster te bereiken, dertigduizend jaar om het middelpunt van onze Melkweg te bereiken, driehonderdduizend jaar om er omheen te reizen,

2,3 miljoen jaar om het melkwegstelsel te bereiken dat bekendstaat als de Andromedanevei, één miljard jaar om de naastbije quasar te bereiken, tien miljard jaar om de verste quasar te bereiken die tot dusver is ontdekt, en misschien veertig miljard jaar om een reis rondom het heelal uit te voeren.

Kortom, de lichtsnelheid, die naar aardse begrippen onvoorstelbaar hoog is, is van het standpunt van het heelal een onmogelijk trage slakkegang, en wij zijn ertoe veroordeeld met een nog veel tragere slakkegang voort te kruipen. Zelfs als we bereid zijn een reis te ondernemen die een heel mensenleven in beslag neemt, is alles buiten ons bereik, met uitzondering misschien van een of twee nabije sterren.

Maar staat dat alles werkelijk vast? Mensen zonder inzicht in de natuurkunde zijn wel eens geneigd te menen dat we ondanks alles een manier zullen vinden om ‘de lichtbarrière te slopen’, als we de aandrijving van de raketten maar genoeg kunnen opvoeren.

Helaas, zo liggen de zaken er echter niet. Versnelling verhoogt de bewegingsenergie, dat wil zeggen de ‘kinetische energie’, maar bij die energie zijn twee factoren betrokken: snelheid en massa. Bij lage snelheden gaat bijna de hele toeneming van energie in de snelheid zitten, zodat een voorwerp zich sneller en sneller voortbeweegt, terwijl de massa niet waarneembaar toeneemt. Bij verdere toename van de snelheid gaat er steeds minder van de verder toegenomen kinetische energie naar de snelheid, maar steeds meer naar de massa. Bij het naderen van de lichtsnelheid gaat bijna de hele toename van de kinetische energie naar de massa, die dan ook groter en groter wordt, terwijl de snelheid nauwelijks verandert. Het onbeperkt verhogen van de kracht van de raketmotor zal geen ander gevolg hebben dan dat de massa verder en verder de oneindigheid wordt ingedreven, zonder dat de snelheid ooit voldoende zal worden beïnvloed om de raket dóór en voorbij de barrière van de lichtsnelheid te krijgen.

Misschien doet dit de gedachte bij u opkomen dat dit niet de manier is waarop het heelal in elkaar zou moeten zitten, maar tóch is het zo, en niet anders!

Natuurlijk heeft de ‘speciale relativiteit’ betrekking op voorwerpen die we kennen. Voorwerpen die een massa hebben, zoals wijzelf en onze ruimtevaartuigen, kunnen zich (althans in theorie) met iedere snelheid van nul tot die van het licht verplaatsen. Voorwerpen zonder massa, zoals lichtgolven, kunnen zich in een luchtledig uitsluitend met de snelheid van het licht verplaatsen, niet sneller en niet langzamer.

Maar hoe staat het met voorwerpen waarvan de massa wordt uitgedrukt in wat de wiskundigen ‘denkbeeldige getallen’ noemen? Als zulke getallen in de vergelijkingen van Einstein worden toegepast, zou men menen dat ieder voorwerp met zo’n massa altijd sneller dan de lichtsnelheid zou moeten bewegen. Het kan zich dan met iedere snelheid van de lichtsnelheid tot oneindige snelheid verplaatsen, maar nooit minder snel dan de snelheid van het licht.

Het mogelijke bestaan van zulke sneller-dan-licht-deeltjes werd in 1962 voor het eerst geopperd door de natuurkundigen O.M.P. Bilaniuk, V.K. Deshpande en E.C.G. Sudarshan. Enige jaren later bedacht de Amerikaanse natuurkundige Gerald Feinberg (1933) het woord ‘tachyon’ (naar het Griekse woord voor ‘snel’) voor deze deeltjes.

Veronderstellen we eens dat het mogelijk zou zijn gewone deeltjes elk tot een daarmee overeenkomend tachyon om te vormen. De tachyons zouden zich ogenblikkelijk met een ongelooflijke snelheid verwijderen, en, als ze vervolgens op een bepaalde tijd in gewone deeltjes konden worden terugveranderd, zouden er enorme afstanden binnen een tijdsverloop van dagen, of zelfs seconden, kunnen worden afgelegd.

Niemand heeft echter vooralsnog het bestaan van tachyons vastgesteld en vele natuurkundigen houden vol dat ze zelfs in theorie niet kunnen bestaan. Maar ook als ze wel bestonden, zou de toepassing van een ‘tachyonische aandrijving’ - het omzetten van gewone deeltjes in tachyons, het uitvoeren van een tachyonisch gestuurde vlucht en de terugverandering van tachyons in gewone deeltjes - de geleerden en de technici voor ongehoorde moeilijkheden plaatsen. We mogen er niet op vertrouwen dat deze problemen binnen afzienbare tijd kunnen worden opgelost.

Bij het beschouwen van de lichtbarrière zouden we er echter óók van kunnen uitgaan dat deze alleen van toepassing is onder omstandigheden die we hebben kunnen onderzoeken en beproeven. Onder omstandigheden die heel ver af liggen van alles wat we aan proefnemingen kunnen onderwerpen zou de grens misschien vervagen en wegvallen.

Er zijn bijvoorbeeld zwarte gaten, waarin materie zó extreem wordt samengeperst dat zowel dichtheid als aantrekkingskrachten oneindige waarden naderen. Zou de relativiteitstheorie onder zulke omstandigheden nog steeds toepasbaar zijn?

Sommige astronomen hebben inderdaad serieus de mogelijkheid geopperd dat voorwerpen die een zwart gat hebben doorlopen in heel korte tijd ergens ver weg in het heelal weer zouden kunnen opduiken. In dat geval zouden we zwarte gaten elk als het eindstation van een bijzondere ‘kosmische metrolijn’ mogen beschouwen. Als we alle zwarte gaten in kaart zouden brengen en voor elk daarvan het ‘eindstation’ aan de andere kant van de ‘lijn’ bepalen, zouden we ons van een bepaald punt in het heelal naar elk ander gewenst punt kunnen begeven door de juiste zwarte gaten te kiezen, waarbij de enige beperkingen die we van de lichtbarrière zouden ondervinden zich zouden voordoen bij het reizen van de uitgang van het ene zwarte gat naar de ingang van het volgende.

Lang niet alle natuurkundigen zijn het echter eens met deze opvatting over zwarte gaten. En ook al zouden de zwarte gaten een soort kosmisch metronet vormen, dan nog zou het opsporen ervan, het in kaart brengen, het nagaan of ze in de praktijk dicht genoeg bij elkaar liggen en (wat het allerbelangrijkste zou zijn) het uitwerken van een manier om een zwart gat binnen te gaan zonder door getijdekrachten te worden uiteengerukt, moeilijkheden opleveren die stuk voor stuk even enorm zouden zijn als de problemen die zich bij de tachyonische aandrijving zouden voordoen.

Nogmaals, we hebben geen enkele aanleiding om vol vertrouwen te voorspellen dat zwarte gaten in de overzienbare toekomst voor interstellaire reizen zullen kunnen worden toegepast.

Het is dus mogelijk dat we ons met het bestaan en met de onaantastbaarheid van de lichtbarrière zullen moeten verzoenen.

Beneden de lichtbarrière

In zekere zin is de lichtbarrière misschien niet zo’n ernstige rem op onze pogingen als het lijkt. De relativiteitstheorie maakt duidelijk dat het besef van verstrijkende tijd langzamer wordt naarmate de snelheid toeneemt. Aanvankelijk is de vertragende werking onwaarneembaar gering, maar naarmate de lichtsnelheid wordt benaderd wordt het effect steeds duidelijker, totdat, wanneer de snelheid van het licht te bereikt, het ondergane besef van verstreken tijd gelijk is aan nul.

Met andere woorden, als ruimtereizigers zich met de snelheid van het licht konden verplaatsen, zouden wij geen besef van verstrijkende tijd hebben, hoe groot de afgelegde afstand ook zou worden. Ze zouden zich van de aarde naar de verste quasar kunnen begeven, die tien miljard kilometer ver is, en ze zouden het gevoel hebben dat dit alles zich in een oogwenk had afgespeeld.

Waarom zou men zich dan eigenlijk druk maken over zwarte gaten en over het om vormen van schepen en bemanningen in tachyons ? Waarom zou men schip en bemanning niet eenvoudigweg in lichtgolven veranderen - een patroon van lichtgolven dat zelfs het kleinste detail van schip en bemanning zou vasthouden? De vlucht zou dan in een bepaalde richting worden uitgezonden, waarna de lichtgolven in schip en bemanning zouden worden terugveranderd. Zo zou men iedere gewenste bestemming in minder dan geen tijd kunnen bereiken.

Bij een dergelijke werkwijze zou men echter problemen ondervinden die even gecompliceerd en onoverwinnelijk zijn als die men bij zwarte gaten en tachyons ontmoet. Het staat wel vast dat deze methode niet binnen afzienbare tijd tot de praktische mogelijkheden zal behoren.

Bestaat er een manier om de snelheid van het licht te bereiken, of althans bijna die snelheid, zonder dat het nodig is deeltjes in lichtgolven om te zetten? Zouden we aan gewone versnelling kunnen denken? We kunnen een schip niet tot boven de lichtsnelheid versnellen, maar (in theorie althans) wel tot iedere snelheid tot aan die van het licht.

De versnelling mag natuurlijk niet te groot zijn, aangezien de bemanning dan tegen de achterwand van het schip zouden worden verbrijzeld. Stel echter eens dat we met 1 g zouden versnellen, de normale versnelling van het zwaartekrachtveld aan de oppervlakte van de aarde. We zouden dat onbeperkt kunnen ondergaan en ons daarbij volkomen geriefelijk voelen. We zouden ons inderdaad net zo voelen alsof we op de aarde stonden en daarvan de aantrekkingskracht ondergingen.

Bij een versnelling van 1 g bewegen we ons iedere seconde 0,0098 km/sec. sneller voort dan in de voorafgaande seconde. Als dit onbepaald zou voortduren, zou er ongeveer een jaar nodig zijn om van de snelheid nul tot de snelheid van het licht te komen, gedurende welke tijd het schip een half lichtjaar zou hebben afgelegd. (In werkelijkheid zou dit versnellingsproces niet onbepaald voortduren, want naarmate het schip zich sneller en sneller zou voortbewegen, zou er steeds meer van de versnellende kracht in massa worden omgezet en steeds minder in snelheid. Voor het doel van deze uitleg hebben we de zaak echter iets vereenvoudigd.)

Na deze afstand van een half lichtjaar te hebben afgelegd, zou het schip geen verdere versnelling ondergaan, maar zich met de bereikte snelheid als het ware zwevend blijven voortbewegen. In een luchtledig zou het schip onbepaald kunnen voortzweven zonder zijn snelheid te verminderen of zijn koers te veranderen, aangenomen dat er geen sterren in de omgeving waren die er hun aantrekkingskracht op uitoefenden. (In dat geval zou men daar natuurlijk rekening mee houden.)

Gedurende deze ‘glijvlucht’ net beneden de snelheid van het licht zou men heel weinig besef van verstrijkende tijd hebben - een paar minuten, een paar dagen, een paar weken, afhankelijk van hoe dicht de snelheid van het schip bij de lichtsnelheid bleef en ook van de afstand waarover het schip in zijn glijvlucht zou blijven. Als men de bestemming dan tot op een half lichtjaar zou zijn genaderd, zou men gedurende een jaar met 1 g vertragen.

Geen enkele interstellaire vlucht zou dan waarschijnlijk veel langer dan twee jaar duren. Met inbegrip van een jaar voor verkenningen en onderzoek zou een heen- en terugreis naar Alpha Centauri ongeveer vijf jaar in beslag nemen, evenals een vergelijkbare reis naar een ster in de Andromedanevel.

Op zichzelf klinkt dit nogal bemoedigend, maar er is wel het een en ander tegen in te brengen.

Om te beginnen: Als een ruimteschip zich met de snelheid van of niet veel minder dan van het licht in een glijvlucht voortbeweegt, geldt het gevoel of besef van een langzamer verstrijken van de tijd uitsluitend voor de bemanning aan boord. Voor iedereen op aarde (en overal elders in het heelal waar de beweging aan normale snelheden onderhevig is) wordt het besef van verstrijkende tijd op de ‘normale’ manier ervaren.

Zo zou een heen- en terugreis naar Alpha Centauri van het standpunt van de ruimtevaarders een jaar of vijf duren, maar bij hun terugkeer op aarde zouden ze merken dat er elf jaar waren voorbijgegaan. Daar zouden ze zich wellicht niet al te veel van hoeven aan te trekken, maar als ze naar het melkwegstelsel van Andromeda waren geweest, zouden ze vernemen dat er op aarde 4,6 miljoen jaren waren verstreken, zodat er misschien geen mensen meer zouden zijn om hen te begroeten. Als ze in vijf jaar tijds een reis naar de verste quasar terug hadden gemaakt, zouden er op aarde twintig miljard jaar zijn verloren en zou de zon een verkwijnende, bleke dwerg zijn geworden. De aarde zelf zou intussen waarschijnlijk al zijn ondergegaan terwijl de zon in het stadium van een ‘rode neus’ verkeerde.

Zelfs als de astronauten dit alles inzien en bereid zijn het heelal te verkennen zonder daarbij het plan te hebben ooit naar de aarde terug te keren, moeten we ons toch afvragen of het in de praktijk wel doenlijk is een versnelling tot vlak onder de snelheid van het licht toe te passen.

Een versnelling met 1 g gedurende een vol jaar zou een enorme hoeveelheid brandstof vergen, meer dan een ruimteschip naar alle waarschijnlijkheid zal kunnen meevoeren, temeer omdat er uiteindelijk eveneens gedurende een vol jaar vertraging zou moeten worden toegepast, hetgeen eenzelfde hoeveelheid brandstof zou vergen.

Zelfs bij toepassing van de allerdoelmatigste vorm van energie zouden er dermate grote hoeveelheden energie nodig zijn om gedurende een jaar te versnellen en gedurende een jaar te vertragen, dat we ernstig mogen betwijfelen of de benodigde brandstof zal kunnen worden opgeslagen.

Aan de andere kant zou het kunnen zijn dat de schepen helemaal geen brandstof hoeven mee te voeren, afgezien van kleine hoeveelheden voor noodgevallen. In plaats daarvan zou een ruimteschip de dunne slierten materie in de interstellaire ruimte kunnen opnemen om die als brandstof te gebruiken. Daar zou een enorme ‘stofzuiger’ voor nodig zijn, want men zou alle materie uit een ‘aanbod’ van vele duizenden kubieke kilometers per seconde moeten verzamelen.

Vervolgens blijven er nog andere problemen over, zelfs als het zou lukken het brandstofprobleem op een of andere manier op te lossen (wat voorlopig niet erg waarschijnlijk is).

Om een voorbeeld te geven: Naarmate de snelheid steeds meer die van het licht benadert, wordt er een groter aandeel van de voor het versnellen gebruikte kracht aan het verhogen van de massa van het ruimteschip besteed, en een dienovereenkomstig kleiner aandeel aan het verhogen van zijn snelheid. Er zal dan een ogenblik aanbreken - onverschillig met wat voor soort mechanisme de voortstuwing plaats vindt - waarop het ruimteschip het zich niet meer kan veroorloven steeds meer energie te verspillen aan de omzetting in steeds kleiner wordende verhogingen van de snelheid.

Laten we eens aannemen dat dit kritieke punt zich voordoet bij negentig procent van de snelheid van het licht. Dat klinkt erg gunstig, maar in werkelijkheid is het dat niet. Bij negentig procent van de lichtsnelheid ondervindt de bemanning van het schip een ‘tijdverstrijkingswaarde’ die eenendertig procent van de ‘normale’ waarde bedraagt, hetgeen inhoudt dat een reis naar bijvoorbeeld het middelpunt van onze Melkweg zo’n tienduizend jaar zou duren en een reis naar de Andromedanevel zelfs achthonderdduizend jaar.

Zou het schip er dus niet in slagen die laatste tien procent van de lichtsnelheid erbij te krijgen en de ondergane tijdverstrijkingswaarde tot een werkelijk verwaarloosbare fractie van de normale terug te brengen, dan zullen de verkenningen binnen de normale levensduur van een mens tot de sterren in onze eigen omgeving beperkt blijven, namelijk de sterren die zich op een afstand van een paar honderd lichtjaren van ons af bevinden.

Maar zelfs als we aannemen dat alle genoemde problemen op den duur overkomelijk zouden blijken, dan zouden er nog andere hinderpalen zijn, figuurlijk zowel als letterlijk: De interstellaire ruimte is niet geheel ledig. Hoe sneller een ruimteschip zich erin voortbeweegt, des te minder zal het in staat zijn botsingen te vermijden. De kans dat een schip op een ster zal botsen is buitengewoon klein, omdat sterren - relatief gesproken - zeer dun in de kosmische ruimte gezaaid zijn. Een schip zou met zeer grote snelheid een willekeurige richting kunnen volgen en toch naar alle waarschijnlijkheid in miljoenen jaren niet met een hemellichaam van enige om vang in aanraking komen.

Het aantal kleine lichamen in de ruimte - vliegende bergen, rotsblokken, grotere en kleinere stenen - moet aanzienlijk groter zijn dan dat van de sterren, planeten en manen. Een botsing met zo’n klein lichaam, al was het niet groter dan een kiezelsteen, zou bij een snelheid van bijna die van het licht rampzalige gevolgen hebben.

Ook echter als er helemaal geen puin in de interstellaire ruimte aanwezig was, of als het schip er in zou slagen al die brokken te ontwijken, dan zou dat nog niet voldoende zijn. We weten dat de interstellaire ruimte zowel stofdeeltjes als afzonderlijke moleculen en atomen bevat. Van onze uitkijkposten op aarde kunnen we inderdaad stofwolken waarnemen en sommige van de moleculen en atomen identificeren die zich daarin bevinden. Maar ook overigens ledige raimtegebieden bevatten verspreide waterstofatomen. De helderste ruimte komt waarschijnlijk tussen verschillende melkwegstelsels voor, en naar schatting bevat iedere kubieke meter daar één waterstofatoom.

Het belang van deze waterstofatomen mogen we niet onderschatten. Als een schip zich met een grote fractie van de lichtsnelheid voortbeweegt en een waterstofatoom raakt, komt dat op hetzelfde neer als een waterstofatoom dat zich met een grote fractie van de lichtsnelheid voortbeweegt en dan een schip treft. Zo’n voortsnellend waterstofatoom is een kosmische straal.

Ook al was er maar één waterstofatoom per kubieke meter, dan zou een ruimteschip dat bijna de lichtsnelheid heeft iedere seconde worden blootgesteld aan een miljard miljard deeltjes van kosmische stralen. Het schip zou zeer snel radioactief worden en de bemanningsleden zouden in minder dan geen tijd zijn gebraden.

Om dit stralingsgevaar te vermijden, zou het nodig kunnen zijn geen hogere snelheid te gebruiken dan een tiende van de lichtsnelheid; in bijzonder stoffige gebieden zou men de snelheid nog meer moeten verlagen. Bij dergelijke snelheden is het subjectieve besef van de verstrijkende tijd bijna normaal, en het zou dan ook veertig jaar kosten om de meest nabije ster te bereiken.

Kustvaart in de ruimte

Het ziet er dus naar uit dat - behoudens een belangrijke technische ontwikkeling die op het ogenblik totaal niet is te voorzien - de mens misschien nooit sneller zal kunnen reizen dan met een betrekkelijk kleine fractie van de lichtsnelheid. Bijgevolg zal de mens misschien nooit in staat zijn binnen de normale menselijke levensduur naar zelfs de dichtstbijzijnde ster heen en weer te reizen.

Maar zou er geen manier bestaan om die levensduur onbepaald te verlengen? Zou de mens niet door middel van diepvriezen in een soort slaaptoestand kunnen worden gebracht? Dan zou hij niet dood zijn (dat zouden we althans moeten hopen), maar in een toestand verkeren waarin de stofwisselingsprocessen tot stilstand waren gekomen. Als die toestand bij de temperatuur van vloeibare stikstof voor onbepaalde tijd kon worden gehandhaafd, zouden deze mensen bij het bereiken van een of andere gewenste plaats van bestemming snel op de normale temperatuur en tot normaal leven kunnen worden teruggebracht, waarna ze hun leven zouden voortzetten zonder er enig besef van te hebben dat de tijd gedurende hun lange slaap was verdergegaan.

Het zou echter zeer bepaald geen geringe opgave zijn een groot, warm voorwerp zoals een menselijk lichaam zó snel en zó grondig te bevriezen dat er geen degeneratie van organen zou optreden. Precies zo moeilijk zou het zijn alle delen van een lichaam zó snel en zó egaal te verwarmen dat er wederom geen risico van noodlottige degeneratie zou bestaan.

Zo’n proces van be- en ontvriezen is niet iets wat binnen afzienbare tijd realiseerbaar lijkt, hoewel het toch minder fantastisch schijnt dan tachyons, zwarte gaten of het omzetten van mensen in lichtgolven.

Veronderstel echter eens dat de levensduur van de mens sterk zou worden verlengd, zodat hij lange reizen zou kunnen ondernemen zonder te hoeven worden ingevroren. Als de mens werkelijk bijna onsterfelijk zou worden, zou hij inderdaad voor de noodzaak kunnen komen te staan lange reizen te ondernemen, want het zonnestelsel zou bij een snelle bevolkingsaanwas al spoedig uit zijn voegen barsten.

Een sterk verlengde levensduur ligt echter niet in de lijn van de verwachting, hoewel dat misschien minder onwaarschijnlijk is dan de geslaagde toepassing van diepvriesmethoden.

Al met al lijkt de gevolgtrekking gewettigd dat, als er reizen naar de interstellaire ruimte zullen worden ondernomen, dat met betrekkelijk lage snelheden zal moeten geschieden, zonder bevriezen en met bemanningsleden die een normale levensduur hebben te verwachten. Daar vloeit uit voort dat de interstellaire verkenningsreizigers voornemens zullen moeten zijn hun hele leven aan boord door te brengen, kinderen te krijgen die op hun beurt hun hele leven aan boord zullen door brengen, en zo verder, misschien wel gedurende vele generaties.

Op het eerste gezicht lijkt dat misschien een gruwelijke toestand, die voor mensen onmogelijk is vol te houden, maar dan denken we aan de aardbewoners van vandaag, die op de omstandigheden van de aarde zijn ingesteld.

Maar laten we toch eens denken aan een situatie waarin de asteroïdengordel met talloze ruimtevestigingen zou zijn gevuld, die zich in een wat verdere toekomst ook tot de buitenste gebieden van het zonnestelsel zouden uitstrekken. Iedere ruimtevestiging zou een op zichzelf staand ‘sterreschip’ zijn. Zulke vestigingen, wellicht aangedreven en voortgestuwd door gereguleerde waterstoffusie, zouden desgewenst kunnen afzien van de gedwongen begeleiding door de zon op haar baan van tweehonderdvijftig miljoen jaar rondom het middelpunt van de Melkweg. Elk sterreschip zou zich daarvan kunnen vrijmaken om zijn eigen koers in de ruimte te zoeken.

Men zou zich nauwelijks afgezonderd of gevangen voelen, want de bemanning zou uit de mensen van de vestiging bestaan die daar waren geboren en er hun hele leven hadden doorgebracht, evenals hun ouders en grootouders wellicht, terwijl hun kinderen er ook zouden opgroeien. Ze zouden niet meer in regelmatig contact met andere vestigingen en met de aarde staan, en misschien zelfs niet met de zon. En waarom eigenlijk niet? Zijn er geen precedenten? Door de hele geschiedenis heen hebben aardbewoners het land van hun voorouders verlaten om zich elders te vestigen. (Mijn eigen ouders hebben dat ook gedaan.)

In feite zouden de mensen van de vestigingen zelfs in een gunstigere positie verkeren, want in plaats van hun have en goed achter te laten zouden ze die meenemen.

In dat geval behoeft er ook geen brandstofprobleem te bestaan. De ruimtebewoners zouden immers geen aanleiding hebben om enorme snelheden op te bouwen; ze zouden zich er mee vergenoegen met een ‘glijvlucht’ van misschien een paar tien- of honderdtallen kilometers per seconde, zodat de behoefte aan brandstof niet groot zou zijn. Zo zouden ze onderweg door de kometenwolk aan de rand van het planeetstelsel van de zon nu en dan een komeet kunnen meenemen. Elke komeet zou een bron van bevroren vluchtige stoffen zijn - waterstof, zuurstof, koolstof, stikstof - ter aanvulling van de aan boord verbruikte brandstoffen, terwijl hiermee eveneens zou kunnen worden voorzien in de voeding van de installatie voor waterstoffusie.

Verder is de ruimte wellicht niet zo ledig als we denken; vermoedelijk zou men iedere paar jaar wel een of andere kleine planeet ontdekken, en van tijd tot tijd zou men op voorraden niet-vluchtige stoffen stuiten waaruit het sterreschip metalen en keramisch materiaal zou kunnen putten.

Op den duur - zelfs op den heel langen duur, want het zou een kwestie van generaties kunnen zijn - zou het sterreschip vermoedelijk in de omgeving van een ster komen. Dat zou daif zeker geen toeval zijn: De astronomen in het ruimteschip zouden alle sterren binnen een redelijke afstand bestuderen en er dan een uitkiezen die met grote waarschijnlijkheid van bewoonbare werelden vergezeld zou zijn, waar het sterreschip zich dan naar toe zou begeven.

Na een geslaagde landing zouden de mensen de gelegenheid hebben langdurig ‘de benen te strekken’. Ze zouden hun verblijf gebruiken om het sterreschip grondig te verbouwen of wellicht volgens een verbeterd ontwerp een nieuw te bouwen. Dit sterreschip zou na verloop van tijd met een deel van zijn bewoners vertrekken en een aantal mensen zou wellicht op de planeet willen achterblijven. De laatstgenoemden zouden dan gedurende vele generaties een periode van groei en bloei doormaken, waarna men wellicht weer ruimteschepen zou gaan bouwen om verder het heelal in te trekken.

Vele sterreschepen zouden wellicht het zonnestelsel en alle andere gekoloniseerde planeten achter zich laten. Ieder planeetstelsel zou te vergelijken zijn met een paardebloem vol zaadjes, zodat er nieuwe levenskiemen in alle richtingen zouden uitzwermen. Na de lange periode van gescheiden leven zouden de verschillende sterreschepen culturele en biologische variaties voortbrengen die een oneindige rijkdom aan ervaring en cultuur zouden opleveren en wellicht tot een nieuw mensengeslacht leiden - een overdadige verscheidenheid op ieder denkbaar gebied, die met geen enkele mogelijkheid in één wereld of in één planeetstelsel zou kunnen ontstaan.

Er zou een wisselwerking tussen verschillende culturen kunnen plaats vinden als de wegen van verschillende sterreschepen elkaar kruisten.

De ontdekking van elkaars aanwezigheid op grote afstand en de geleidelijke nadering van twee sterreschepen zou het leven van alle bewoners bijzonder spannend maken. Elke groep zou natuurlijk haar eigen geschiedenis, haar eigen ervaringen hebben, zodat men heel wat zou hebben uit te wisselen. De groepen zouden elkaar uitvoerig op de hoogte brengen van de gebieden in de ruimte die men uit persoonlijke waarneming kende. Men zou nieuwe theorieën opstellen en oudere theorieën herzien of aanpassen; men zou letterkundige, muziek- en andere kunstwerken uitwisselen en wederzijdse verschillen in zeden en gewoonten onderzoeken.

Geen enkel sterreschip zou voldoende tijd hebben - want zelfs miljoenen jaren zouden ontoereikend zijn - om meer dan een onbeduidende fractie van de kosmische ruimte te verkennen, maar naarmate elk sterreschip her en der verspreide planeten zou gaan bevolken, die op hun beurt weer vele nieuwe sterreschepen zouden bouwen en de ruimte in sturen, zouden al deze vele mensen gezamenlijk in de bewoonbare gedeelten van de Melkweg gaan doordringen en op de langere duur eveneens aangrenzende melkwegstelsels bevolken.

Daarbij ligt het haast voor de hand dat de mens vroeg of laat in aanraking zou komen met sterreschepen die hun oorsprong hadden in ver verwijderde niet-menselijke beschavingen, waarvan sommige wellicht ouder en beter ontwikkeld dan de onze zouden zijn, zodat wij ons er des te beter aan zouden kunnen spiegelen.

Het typeert ons in ons huidige primitieve stadium van onze ontwikkelingsgeschiedenis dat wij de neiging hebben bij zulke contacten steeds allereerst aan oorlog en conflicten te denken. De ruimte biedt echter iedereen letterlijk de ruimte, en wij moeten hopen dat nieuwsgierigheid en oprechte belangstelling sterker zullen blijken dan wantrouwen en angst. Intelligentie zou zelfs een sterk bindend element kunnen betekenen; wij zouden elkaar dan ook in een ‘verwantschap van intelligentie’ kunnen herkennen, waarbij verschillen in het stoffelijke omhulsel van die intelligentie opzij zouden worden geschoven omdat ze niet ter zake doen.

Wat zou sterreschepen er echter toe brengen het planeetstelsel van de zon (of welk ander planeetstelsel dan ook) te verlaten? We zouden hooggestemd over natuurlijke nieuwsgierigheid kunnen spreken, over de lokkende verten, over het verlangen naar avontuur ... maar de lengte van de reis en de tijd die het zou kosten om iets van werkelijk belang te bereiken zouden het tot een zekerheid maken dat de generatie die met de tocht was begonnen zelfs niets te zien zou krijgen van al die interessante, boeiende of merkwaardige dingen. Waarom zou ze de vertrouwde omgeving van het zonnestelsel dan achter zich laten?

Er zouden wel eens heel dwingende motieven voor kunnen bestaan.

Elke ruimtevestiging zal worden gekenmerkt door haar eigen ecologische evenwicht, dat ongetwijfeld veel eenvoudiger zal zijn dan dat op aarde. De ruimtebewoners van elke kleine sterreschip-wereld zullen zeker proberen zich te ontdoen van onkruid, ongedierte en ziektekiemen, voor zover dat verenigbaar is met een gevarieerd en nuttig milieu dat zijn eigen evenwicht onbepaald in stand kan houden. Het lijkt waarschijnlijk dat elke afzonderlijke ruimtevestiging haar eigen typische ecosysteem zou hebben.

Maar hoe kunnen we dan handels- en andere contacten onderhouden? Hoe zullen mensen uit verschillende vestigingen samen aan projecten in de ruimte kunnen werken? Zelfs hier op aarde worden we geconfronteerd met allerlei voorschriften die het invoeren van planten en dieren van het ene land in het andere aan banden leggen, waaronder verblijf in quarantaine om de verspreiding van besmettelijke ziekten te voorkomen. Hoeveel strenger zouden de regels moeten zijn die bij ruimtevestigingen dienen te worden toegepast!

Sommige ruimtebewoners zouden zich misschien neerleggen bij het idee dat infecties onvermijdelijk zijn, zodat er uiteindelijk slechts één enkel ‘ruimte-ecosysteem’ zou ontstaan met geringe verschillen tussen de ene vestiging en de andere. Maar zelfs de mensen die zich met deze toestand zouden verzoenen, zouden waarschijnlijk toch niet bereid zijn te worden belast met parasieten en ziekten van de aarde zelf en haar onhandelbare, ingewikkelde ecosysteem.

Bepaalde vestigingen zouden dan ook tot het besluit kunnen komen in een soort ‘biologische retraite’ te gaan. Hun redenering zou luiden dat het beter is af te zien van handelsbetrekkingen en samenwerking, dan het risico te lopen van vervuiling of besmetting van wat zij als het ideale ecosysteem voor hun eigen kleine wereld zouden beschouwen.

In hun streven de alleruiterste quarantaine te vinden zouden zij er wellicht toe komen het zonnestelsel te verlaten, om mét hun planten en dieren de zuiverheid van de zeer verre ruimte te zoeken, waar alleen nog de langzame krachten van de evolutie (en misschien het snellere effect van doelbewust toegepaste genetische technieken) het evenwicht zouden kunnen wijzigen dat zij hadden bewerkstelligd.

Dat zou het motief voor het bevolken van het heelal kunnen blijken; niet nieuwsgierigheid of belangstelling of de zucht naar avontuur, maar de angst voor andere werelden en een afschuw van besmetting of verontreiniging van een bepaald milieu.

Dit zou dan de grondslag kunnen worden van de verruiming van de horizon van de mens (en van de met hem verwante intelligenties) tot aan het ogenblik - mits ons de tijd daarvoor wordt geschonken - waarop die horizon met de grenzen van het heelal zal samenvallen.

Deel II – De grenzen van de tijd

13 – Het tijdsbestek van de geschiedenis

De kalender

Tot hier toe heb ik in dit boek beschreven hoe de mens de gezichtseinders van de ruimte geleidelijk tot aan de grenzen van het heelal heeft teruggedrongen. We zullen ons nu gaan bezighouden met iets wat even fundamenteel als de ruimte is en even onophoudelijk wordt gemeten: de tijd.

Het is mogelijk dat de mens van alle levende soorten de enige is die niet uitsluitend in het heden leeft. Misschien is alleen de mens in staat zich het verleden met een redelijk aantal bijzonderheden te herinneren, er zorgvuldig aandacht aan te besteden en - uit zijn ervaring met de regelmaat waarmee bepaalde veranderingen optreden - te leren zich redelijk nauwkeurige verwachtingen omtrent toekomstige gebeurtenissen te vormen.

Het is uiteraard moeilijk na te gaan hoe de mens zijn begrip van tijd tot ontwikkeling heeft gebracht. Vermoedelijk is het begonnen met de constatering dat licht en duisternis elkaar afwisselen. Zo ontstond dan de eerste ruwe eenheid van tijd: de ‘dag’, die op den duur als grondslag voor langere en kortere perioden ging dienen, waarvan men volgens bepaalde afspraken gebruik ging maken.

Het bestaan van de dag op zichzelf komt voort uit een zich regelmatig herhalend astronomisch verschijnsel, de eindeloze beweging van de zon rondom het hemelgewelf. In werkelijkheid vloeit deze uit de draaiing van de aarde voort, maar pas in de vijftiende eeuw, na de tijd van Copernicus, ging men de aardwenteling algemeen als een vaststaand feit aanvaarden en doorzag men dat de dagelijkse hemelwenteling op een begoocheling berustte.

Vanwege de hoek van de aardas beweegt de zon zich tevens van dag tot dag geleidelijk hoger aan de hemel, dan weer lager, dan weer hoger, en zo verder, gedurende een periode die veel langer dan een dag is. Op deze schijnbare op-en-neer-gaande beweging van de zon berusten de jaargetijden, en het leven op aarde volgt het ritme ervan. Verscheidene plaatsen op aarde kenmerken zich door een opeenvolging van natte en droge jaargetijden, of van warme en koude jaargetijden. Planten groeien, sterven en worden herboren; vele dieren komen, gaan en komen terug: de voorjaars- en de najaarstrek. Dit zijn allemaal dingen die door de mens worden opgemerkt.

Er moesten dus reeds lang vóór het begin van de geschreven geschiedenis eenheden van tijd worden uitgewerkt die langer dan een dag waren.

Na de zon is het meest opvallende voorwerp aan de hemel de maan, die in de vorm van haar veranderende fasen een periodieke verandering ondergaat die zich bijna even sterk aan de aandacht opdringt als de overgang van de dag in de nacht. Van een dunne sikkel onmiddellijk na zonsondergang (de ‘nieuwe maan’) groeit ze gestadig en beweegt ze zich van de zon af tot ze een volle maan is geworden die bij zonsondergang opkomt; vervolgens neemt ze af en beweegt ze zich naar de zon toe tot ze een smalle sikkel is die vlak voor de zonsopgang nog net is te zien. Spoedig daarna verschijnt er vlak na zonsondergang weer een nieuwe maan aan de hemel. Deze fasen zijn het gevolg van de wenteling van de maan om de aarde en dus van haar veranderende stand ten opzichte van de zon.

Deze cyclus wordt in 29,53 dagen voltooid, en voor hen die de periode voor het eerst hebben uitgewerkt betekende dit dat er soms negenentwintig en soms dertig dagen tussen twee nieuwe manen verliepen. Deze tussentijd was de ‘maand’, en de maankalenders berusten al duizenden jaren op deze maand. De religieuze kalender van joden en moslims is tot vandaag toe op de maanmaand gebaseerd.

De week is een kunstmatige eenheid. Misschien werd er oorspronkelijk het aanbreken van de hoofdfasen van de maan mee aangeduid: nieuwe maan, eerste kwartier, volle maan, laatste kwartier. Deze duren elk 7,38 dagen. Strikt gesproken zou de week volgens het maansysteem soms zeven en soms acht dagen moeten tellen. De bewoners van het dal van Tigris en Eufraat - de knapste astronomen in de begintijd van de beschaving - lieten zich waarschijnlijk echter door de zon, de maan, Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus beïnvloeden, de zeven met het blote oog zichtbare hemellichamen die op een ingewikkelde manier langs de vaste achtergrond van de sterren bewogen. Door goddelijke eer aan de zon, de maan en de planeten te bewijzen en aan elk daarvan één dag toe te wijzen, ontstond het begrip van de onveranderlijke week van zeven dagen. De joden namen dit over, en via hen de christenen, en daaraan is sinds die tijd niets veranderd. De week is een bijzonder onpraktische eenheid van tijd, die niet eens behoorlijk in de lengte van de maand en dus ook niet van het jaar past.

De periode van de jaargetijden kan gemakkelijker worden uitgedrukt door de maanden te tellen dan door de dagen te tellen. Hoewel de jaargetijden niet de wiskundige regelmaat van de dag, de week en de maand bezitten, vormen ze een volstrekt onontbeerlijke cyclus, of de mensen die er gebruik van maken nu fruittelers, jagers of boeren zijn. Uiteindelijk leerde de mens uit ervaring dat de cyclus van de jaargetijden, het ‘jaar’, dus de omlooptijd van de aarde om de zon, iets langer dan twaalf maanmaanden duurde.

Het jaar is in feite 12,37 maanmaanden lang, en de Babyloniërs stelden een schema van jaren op die soms twaalf en soms dertien maanden lang waren, welk schema zich iedere negentien jaar herhaalde. De Grieken en de joden namen dit schema over; het wordt in de joodse religieuze kalender nog steeds toegepast.

De Egyptenaren hadden een eenvoudigere cyclus voor de jaargetijden bedacht, waarbij ze bijna geheel op de overstroming van de Nijl afgingen, een jaarlijkse gebeurtenis die gemiddeld elk 365 dagen plaatsvond. Ze stelden het jaar dus op 365 dagen en verdeelden het in twaalf maanden van elk dertig dagen, die door vijf dagen van eerbetoon aan de goden werden gevolgd. De maanden kwamen niet overeen met de schijngestalten van de maan, maar dat interesseerde de Egyptenaren niet. Zij hadden de eerste zonnekalender ingevoerd.

Na verloop van tijd namen de Romeinen in 44 v. Chr. de Egyptische kalender over en met de assistentie van de Griekse astronoom Sosigenes brachten ze de verfijning van een schrikkeldag aan. Sindsdien telde het jaar 365,25 dagen, maar om dit te ondervangen gaf men elk vierde jaar een lengte van 366 dagen.

Het jaar is echter óók niet precies 365,25 dagen lang, maar 365,2422, dus iets korter. Dit betekent dat het iedere vier eeuwen drie keer voorkomt dat een schrikkeljaar eigenlijk een normaal jaar zou moeten zijn. Hier werd voor het eerst door de Engelse geleerde Roger Bacon (1220-1292) op gewezen, maar het is bijzonder moeilijk een kalender op een gegeven ogenblik te wijzigen. De verandering werd pas met succes ingevoerd toen paus Gregorius XIII (1501-1585) daar in 1582 opdracht toe gaf, maar voorlopig werd zijn bevel alleen door het katholieke Europa opgevolgd. Toch vond de nieuwe ‘Gregoriaanse kalender’ verspreiding, tot hij uiteindelijk algemeen werd aanvaard.

Er bestaan geen gangbare tijdsperioden van langer dan een jaar, afgezien van de indelingen die op veelvouden van een jaar berusten. Een ‘decennium’ is tien jaar en een ‘millennium’ duizend jaar. De woorden ‘decennium’ en ‘millennium’ zijn van de Latijnse woorden voor ‘tien’ en ‘duizend’ afgeleid. Een ‘eeuw’ is honderd jaar; dit woord stamt van het Latijnse cevum, wat ‘tijdperk’ betekent en dat op zijn beurt verwant is met het Griekse woord aion voor ‘eeuw’. Een ‘lustrum’ is een tijdperk van vijf jaar; het woord is afgeleid van het Latijnse woord voor ‘wassen’ of ‘zuiveren’: De Romeinen werden in hun latere geschiedenis iedere vijf jaar aan een volkstelling onderworpen, waarna ze ritueel werden gezuiverd om met een schone lei verder te gaan.

Ook kenden de Romeinen een periode die indictio werd genoemd, van indicere, wat ‘uitvaardigen’ of ‘afkondigen’ betekent: Aan het begin van ieder indictio - een periode van vijftien jaar - werden bepaalde belastingaanslagen opgelegd.

Bij de Grieken was een ‘olympiade’ een periode van vier jaar omdat de Olympische spelen iedere vier jaar werden gehouden (een gebruik dat later in sterk gewijzigde vorm in ere werd hersteld).

Ten slotte is er de ‘generatie’, die het gemiddelde verschil in leeftijd tussen ouders en kinderen aanduidt. Een generatie is geen vast en algemeen aanvaard tijdsbestek, hoewel men er soms perioden van vijfentwintig, dertig of drieëndertig jaar mee bedoelt.

Levensduur

Bij primitieve volkeren is de gemiddelde levensverwachting zelfs onder gunstige omstandigheden waarschijnlijk niet meer dan drieëndertig jaar geweest, zodat een generatie letterlijk de tijd was waarin ouders door hun kinderen werden vervangen. Maar ook destijds waren er natuurlijk mensen die langer leefden.

Zo komt er in de Bijbel een beroemd vers voor dat luidt: ‘Aangaande de dagen onzer jaren, daarin zijn zeventig jaren, of, zo wij zeer sterk zijn, tachtig jaren’ (Psalmen 90:10). Hiermee schijnt de normale levensduur op zeventig jaar te worden gesteld, als het leven niet voortijdig door ziekte of geweld wordt beëindigd (hetgeen vóór de moderne geschiedenis meer regel dan uitzondering was).

In de Oudheid kunnen maar weinig mensen zo gelukkig zijn geweest die leeftijd te halen, maar de tijden zijn veranderd. Over de hele wereld genomen is de levensverwachting nu vijfenvijftig jaar, maar dat is met inbegrip van vele gebieden waar de moderne geneeskunde nog niet is doorgedrongen. In Afghanistan is de levensverwachting 37,5 jaar, in Angola 33,5 jaar en in sommige andere Afrikaanse landen - althans voor mannen - niet meer dan vijfentwintig jaar.

In de Verenigde Staten is de levensverwachting voor blanke vrouwen 77,2 en voor blanke mannen 69,4 jaar. Dat betekent dat meer dan de helft van de blanke bevolking aldaar de bijbelse leeftijd van zeventig jaar zal halen.

Natuurlijk hebben er altijd vele mensen veel langer dan de gemiddelde levensduur geleefd, ook als die bijzonder laag was. Bij de historische figuren die over de negentig zijn geworden kunnen we denken aan de Griekse redenaar Isocrates (436-338) v. Chr., de Romeinse geschiedkundige Cassiodorus (490-583), de Byzantijnse generaal Narses (478-573), de Venetiaanse doge Enrico Dandolo (1108-1205), de Italiaanse schilder Titiaan (1477-1576), de Franse geleerde Bemard de Fontenelle (1657-1757), de Franse diplomaat Louis de Richelieu (1696-1788) en de Franse scheikundige Eugène Chevreul (1786-1889).

Het is absoluut niet verwonderlijk als iemand zo’n hoge leeftijd bereikt, ook al is de gemiddelde levensverwachting laag. Er zijn altijd mensen die ziekten overleven en de wisselvalligheden van een gewelddadige tijd ontlopen. Als mensen eenmaal zestig jaar zijn geworden, hebben ze voldoende immuniteit verworven om bestand te zijn tegen vele besmettelijke ziekten. Een man zal op die leeftijd niet meer op het slagveld omkomen en een vrouw niet in het kraambed sterven. Mensen die tot de gegoede of hogere burgerij behoren lopen weinig risico te verhongeren. In die gevallen was de levensverwachting op gevorderde leeftijd in de Oudheid en in de Middeleeuwen even hoog als ze nu is, want de doodsoorzaken na het zestigste levensjaar zijn hoofdzakelijk slijtageziekten: aderverkalking, hartvervetting, arthritis, nierkwalen, kanker en in het algemeen de geleidelijke aftakeling die met de ouderdom gepaard gaat. Al die ziekten zijn vandaag nog even noodlottig als ze destijds waren.

Nu er echter meer mensen de leeftijd van zestig halen, zijn er ook steeds meer mensen die de patriarchale leeftijd van negentig of nog hoger bereiken. Er schijnen over de hele wereld zo’n 25 000 mensen van boven de honderd te zijn, van wie de helft in de Verenigde Staten.

Weliswaar doen er verhalen de ronde over plaatsen waar de mensen veel ouder dan honderd worden, zoals in de Kaukasus, de Andes, enzovoort. Wat al die streken echter gemeen hebben is dat er geen bevolkingsregisters worden bijgehouden.

Pas betrekkelijk laat in de wereldgeschiedenis is men de geboortedata nauwkeurig gaan vastleggen. Bij gebreke daarvan heeft de leeftijd bij mensen van middelbare leeftijd de merkwaardige neiging lager te worden, terwijl hij bij oude mensen, misschien uit ijdelheid, soms met sprongen stijgt. De leeftijden van beroemde personen uit de Oudheid en de Middeleeuwen die hierboven zijn aangehaald kunnen overdreven zijn, maar dat is niet noodzakelijk het geval. Alle beweerde leeftijden van ver boven de honderd, voor zover ze niet betrouwbaar zijn gedocumenteerd, berusten echter zo goed als zeker op overdrijving.

De leeftijden in legendarische perioden van vaak buiten iedere geloofwaardigheid overdreven. Als we dit in de Bijbel nagaan en daarbij steeds verder in de tijd terugkeren, zien we dat Josua bij zijn overlijden 110 jaren was, Mozes 120, Jacob 147, Izaak 180, Terach (de grootvader van Izaak) 205, Eber (de bet-betovergrootvader van Terach) 464, Sjem (de overgrootvader van Eber) 600, Noach (de vader van Sjem) 950, en Methusalem (de grootvader van Noach) 969.

Men heeft wel gepoogd een natuurlijke verklaring voor deze hoge leeftijden te vinden, bijvoorbeeld door te veronderstellen dat de leeftijd van zeer oude mensen in maanmaanden en niet in jaren werd geteld, in welk geval Methusalem, na 969 maanmaanden te hebben geleefd, in werkelijkheid als 78,5-jarige zou zijn gestorven.

Zulke verklaringen doen echter bijzonder weinig overtuigend aan. Veel waarschijnlijker is het dat de joden in de Oudheid, als zij het over de aartsvaders hadden, aan bepaalde versies van zelfs nog oudere Babylonische legenden dachten, waarin leeftijden van tienduizenden jaren aan de destijds regerende koningen werden toegeschreven. De schrijvers van de Bijbel, die daar terecht sceptisch tegenover stonden, verminderden die leeftijden van duizenden tot honderden jaren. Dat was natuurlijk niet voldoende, maar het was althans een stap in de goede richting.

Als we ons tot de mensen beperken van wie de geboortedata op betrouwbare wijze vaststaan, dan is het langste mensenleven waarvan dikwijls melding wordt gemaakt dat van Pierre Joubert uit Quebec in Canada geweest; deze werd op 15 juli 1701 geboren en stierf op 16 november 1814, zodat hij toen precies 113,33 jaar oud was.

De levensduur van mensen is eigenlijk verbazingwekkend lang. Als we de zoogdieren als groep beschouwen, zien we dat ze (gemiddeld) langer leven naarmate ze groter zijn. Dwergmuizen sterven gewoonlijk van ouderdom vóór ze maximaal een jaar zijn, en dat geldt zelfs voor goed gevoede diertjes die gedurende hun hele leven tegen doodsoorzaken van buitenaf beschermd zijn. Tijgers en leeuwen kunnen tussen de twintig en dertig jaar worden, neushoorns leven van dertig tot maximaal een kleine vijftig jaar, nijlpaarden en olifanten worden van vijftig tot bijna zeventig jaar oud.

De hoogste bekende ouderdom van een niet-menselijk zoogdier was die van een Indische olifant die negenenzestig werd, nadat hij levenslang een verzorgd bestaan in een dierentuin had geleid. Dit betekent dat iedere mens die zijn zeventigste verjaardag viert een wereld bewoont waarin de enige landzoogdieren die al tijdens zijn geboorte in leven waren en nog in leven zijn uit andere oude mannen en vrouwen bestaan. (Het is mogelijk dat de grootste walvissen het langer uithouden dan landzoogdieren en dat sommige inderdaad negentig jaar kunnen worden, maar ook deze benaderen slechts de lange menselijke levensduur en overtreffen die niet.)

Ook deelt de mens zijn lange levensduur niet met andere primaten. Van gibbons is bekend dat ze soms tweeëndertig zijn geworden, orang-oetans vierendertig, gorilla’s ruim veertig en chimpansees eenenvijftig of iets ouder.

Bestudering van de hartslag maakt het verschil nog duidelijker. Hoe kleiner een dier is, des te sneller klopt zijn hart, met andere woorden, des te sneller leeft het. Als we het aantal hartslagen tijdens de maximale levensduur van een dier berekenen, blijkt dat in totaal ongeveer een miljard te bedragen. Hoe groot een dier ook is, het zoogdierhart kan een miljard slagen mee en niet meer.

De mens schijnt de enige uitzondering op deze regel te zijn. Op zeventigjarige leeftijd heeft het menselijke hart al twee en een half miljard keer geslagen, en in extreme gevallen kan dit totaal tot vier miljard hartslagen oplopen. De reden hiervoor is niet bekend.

Vogels leven in het algemeen langer dan zoogdieren van dezelfde grootte, hetgeen in zekere zin verbazingwekkend is, want vogels hebben een hogere lichaamstemperatuur en een snellere stofwisseling, zodat ze in zekere zin sneller schijnen te leven. Aan de andere kant beschikken ze over doelmatigere ademhalingsorganen dan zoogdieren, waarin de verklaring voor hun grotere uithoudingsvermogen zou kunnen liggen.

Er doen heel veel verhalen over buitengewoon oude vogels de ronde. Iedereen heeft wel van honderdjarige vogels gehoord, maar als we zulke verhalen napluizen blijken ze meestal op overdrijving te berusten. Geen enkele vogel waarvan de gegevens van de geboorte af nauwkeurig en zonder de mogelijkheid van vergissingen zijn bijgehouden is, voor zover bekend, zelfs maar zeventig jaar geworden.

Het is daarom waarschijnlijk dat de mens het langst levende van alle warmbloedige dieren is.

Het record wordt wellicht gebroken door koudbloedige dieren, die een langzamere stofwisseling hebben, bij koud weer eenvoudig roerloos blijven en in het algemeen langzamer leven. Van de reptielen worden slangen meestal echter niet veel ouder dan dertig, en zelfs dat is twijfelachtig. De oudste hagedissen en krokodillen worden hooguit ruim vijftig jaar.

Van alle reptielen leven de land- en zeeschildpadden het langzaamst. In sommige gevallen is bewezen dat landschilpadden een leeftijd van ver boven de honderd hebben bereikt; de vermoedelijke recordhouder stierf in 1918 en was toen ten minste 152 jaar oud.

Ook sommige vissen kunnen ouder dan honderd worden. Dat schijnt in het bijzonder voor steuren te gelden. Van een steur die in het Lake on the Woods op de Canadees-Amerikaanse grens werd gevangen werd de leeftijd op 152 jaar geschat. Ook de zeer grote ongewervelden, zoals reuzeninktvissen en reuzenmossels, schijnen bijzonder oud te kunnen worden, maar daar bestaan geen betrouwbare gegevens over.

Voor planten gelden weer andere normen. Vele bomen kunnen langer leven dan welk dier ook. De witte pijnboom kan tweemaal zo lang leven als de oudste schildpad of steur, en ruim driemaal zo lang als een menselijke honderdjarige. Sommige bomen, waaronder vooral de mammoetboom en de Californische reuzenpijnboom, kunnen meer dan duizend jaar oud worden, en men meent zelfs dat er exemplaren van vierduizend jaar onder zijn.

De oudste van alle bomen en tegelijk het oudste van alle levende schepselen is waarschijnlijk een borstelkegel-pijnboom in het oosten van Nevada, die wellicht 4900 jaar oud is. Deze zou dan kort na 3000 v. Chr. wortel hebben geschoten en ouder dan de pyramiden zijn.

Nu zullen we onze aandacht eens aan afzonderlijke cellen geven in plaats van een veelcellige organismen. Zelfs de hoogste en oudste bomen bestaan bijna geheel uit dood materiaal. De levende cellen vormen slechts een klein gedeelte van de totale massa, en geen enkele van die cellen leeft meer dan dertig jaar zonder haar identiteit te verliezen ten gevolge van deling of vervanging. Dit is zelfs nog duidelijker het geval bij eencellige organismen, die vaak als potentieel ‘onsterfelijk’ worden beschouwd. Misschien is dat juist, in de zin dat de continuïteit van cellen tot aan het begin van het leven kan worden nagegaan, maar dat geldt dan ook voor grotere organismen. De identiteit van een bepaald eencellig organisme wordt zeer snel door deling verbroken, soms al na een paar minuten.

Laten we echter eens naar de menselijke hersencellen kijken. Deze functioneren ononderbroken zonder deling of vervanging gedurende een eeuw, of zelfs nog iets langer, als de mens zo lang in leven blijft. Geen enkele andere bestaande celsoort houdt het zo lang uit, tenzij misschien de zenuwcellen van dieren als de schildpad of de steur, maar wie zou een menselijke zenuwcel daarvoor willen ruilen?

Chronologie

We hoeven leeftijden echter niet uitsluitend op individuen te betrekken. In het geval van de mens althans stelt het spraakvermogen ouderen in staat hun ervaringen aan jongeren door te geven, zodat er geleidelijk tradities worden opgebouwd.

Helaas is het menselijke geheugen onvolmaakt, en de feiten worden steeds vager naarmate ze vaker worden doorverteld. Ook zijn de verhalen zelden feitelijk juist, waar het om aantallen gaat. Men herinnert zich de jaren niet nauwkeurig, en als het om indrukwekkende aantallen gaat, legt men zijn herinneringen onbewust in het voordeel van bepaalde feiten of gebeurtenissen uit door ze nog indrukwekkender te maken.

In die toestand kwam met de kunst van het schrijven wel verbetering, maar gedurende heel lange perioden werden er nauwelijks feiten nauwkeurig vastgelegd, en dan nog ging het om gebeurtenissen die van het allergrootste belang werden geacht. Vóór de uitvinding van de drukkunst was het moeilijk allerlei feiten en ontwikkelingen te boekstaven, en ook waar dat wel gebeurde, bestonden er meestal maar weinig exemplaren, die dan bovendien nog onnauwkeurig werden gekopieerd, terwijl de kopieën gemakkelijk zoekraakten of anderzins verloren gingen.

Vóór de negentiende eeuw werden zelden betrouwbare of gedetailleerde oorkonden opgesteld en ook had men weinig aandacht voor de volledigheid of nauwkeurigheid van archieven, en dan nog alleen in de industrieel ontwikkelde landen.

Zelfs als er zorgvuldige archieven werden bijgehouden en bewaard, was er nog geen betrouwbare ‘chronologie’ mogelijk: Men wist niet precies te omschrijven wanneer iets was gebeurd, behalve als er een algemeen gangbare en voor iedereen begrijpelijke manier was om bepaalde jaren aan te duiden.

De jaren waren herkenbaar aan een of andere gebeurtenis die plaatselijk of in de omgeving indruk had gemaakt, zoals ‘het jaar van de grote sneeuwstorm’ of ‘twee jaar na de brand die de stad in as legde’ of ‘drie jaar voor de dijkdoorbraak’. De moeilijkheid hiermee was dat niemand van buiten de omgeving kon weten in welk jaar de centrale gebeurtenis had plaatsgevonden.

De Atheners kozen jaarlijks een gouverneur (archont) en beschreven de jaren op grond van de op een bepaalde tijd heersende archont. Op dezelfde manier bepaalden de Romeinen de jaren op grond van de consuls die op een gegeven tijdstip in functie waren. Wilde deze methode van enig nut zijn, dan moest men wél over nauwkeurig bijgehouden lijsten van archonten en consuls beschikken.

In de latere boeken van de Bijbel worden gebeurtenissen soms gedagtekend als te hebben plaatsgehad in het zoveelste jaar van de regering van die en die koning. Voor zulke gevallen zou men een lijst van koningen moeten hebben en moeten weten hoe lang elk van hen had geregeerd. Als ieder volk de gebeurtenissen in zijn geschiedenis aan bepaalde jaren van de regering van zijn eigen vorsten relateerde, als het verder mogelijk is de verschillende regeringsperioden met elkaar in verband te brengen en bovendien nog vast te stellen in welk jaar van de regering van koning Zus de kroning van koning Zo van een ander koninkrijk plaatsvond, dan wordt het enigszins mogelijk een chronologisch overzicht van de geschiedenis te verkrijgen. In zulke gevallen is het bijzonder nuttig als er een veldslag tussen twee koninkrijken heeft plaatsgegrepen en de geschiedschrijvers van elk volk die slag volgens hun eigen dagtekeningssysteem in een gegeven jaar hebben gedateerd.

Het is over het algemeen zeer moeilijk, verschillende systemen met elkaar in verband te brengen, zodat er maar zelden nauwkeurig kan worden bepaald in welk jaar (en uiteraard nog veel minder op welke dag) bepaalde gebeurtenissen in de Oudheid zich hebben afgespeeld. Op grond van het verhaal in de Bijbel is niemand in staat de precieze dag, evenmin als het precieze jaar, van de geboorte van Jezus van Nazaret aan te geven. Volgens de overlevering werd hij op 25 december geboren en begon een week daarna, op 1 jauari, het jaar 1 van onze huidige jaartelling. Volgens de geschiedkundigen staat het echter nagenoeg vast dat dit onjuist is.

Seleucus I, een der Macedonische generaals die na de dood van de veroveraar Alexander de Grote in 323 v. Chr. in het bezit van een deel van diens rijk kwam, schijnt als eerste een eenvoudige nummering van de jaren te hebben ingevoerd, zonder onderbrekingen en zonder rekening met koningen, gouverneurs of bepaalde ‘mijlpaal-gebeurtenissen’ te houden. In 312 v. Chr. veroverde Seleucus I Babylon en vestigde hij zich als koning over de meeste Aziatische gebieden van Alexander. Hij bepaalde dat dit het jaar 1 zou zijn, en van toen af werden de jaren regelmatig genummerd. Dit was het ‘Seleucidische tijdperk’.

Het belang van dit Seleucidische tijdperk was dat de joden in het 114de jaar daarvan onder de heerschappij van de Seleucidische vorsten kwamen. (Dit Seleucidische jaar 114 komt overeen met het jaar 198 v. Chr.) Van deze jaartelling maakten zij vervolgens gebruik bij het dateren van hun overeenkomsten, en aangezien hun handelsactiviteiten zich over het hele gebied rondom de Middellandse Zee uitstrekten, werd het mogelijk de jaren van het Seleucidische tijdperk hier en daar aan de plaatselijke dag- tekeningsmethoden te relateren. Dit was een belangrijk hulpmiddel bij het vaststellen van een gecoördineerd chronologisch stelsel voor de hele wereld van de Oudheid.

Het leverde natuurlijk gemak op als men het eerste jaar van een jaartelling zoveel mogelijk in de tijd kon terugschuiven, zodat men niet naar gebeurtenissen van vóór het jaar 1 zou hoeven te verwijzen en daar negatieve getallen voor gebruiken. Als men bijvoorbeeld zou moeten zeggen dat Alexander de Grote in -11 van het Seleucidische tijdperk was gestorven, zou dat een onhandige manier van uitdrukken zijn.

De Griekse geschiedkundige Timaeus (345-250 v. Chr.) kwam hier aan tegemoet door in zijn geschiedschrijving van Italië en Sicilië het systeem van de olympiaden in te voeren. De Olympische Spelen werden elke vier jaar gehouden en Timaeus nummerde de olympiaden, dus de vierjarige perioden die tussen twee van die evenementen verstreken, op grond waarvan hij alle feiten kon dagtekenen als te hebben plaatsgevonden in het eerste, tweede, derde en vierde jaar van de zo-en-zoveelste olympiade.

Maar waar past de eerste olympiade in ons eigen chronologische stelsel? Het jaar van de eerste Olympische Spelen wordt traditioneel op 776 v. Chr. gesteld, maar het staat in geen enkel opzicht vast of dat juist is.

Eratosthenes, de Griekse geleerde die als eerste de omvang van de aarde trachtte te schatten, stelde eveneens als eerste een systematisch onderzoek naar de chronologie in, waarbij hij poogde de historische gebeurtenissen in een aantal landen naar een vaste regel te dateren. Ook hij maakte gebruik van het systeem van de olympiaden. Hij ging echter zelfs nog verder terug dan 776 v. Chr. en probeerde de datum van de eerste historische gebeurtenis in de Griekse geschiedenis vast te stellen, de Trojaanse oorlog. Eratosthenes bepaalde de datum van de val van Troje op 408 jaren vóór de eerste Olympische Spelen, wat dan zou overeenkomen met het jaar 1184 v. Chr. volgens onze jaartelling.

Wegens zijn baanbrekende werk wordt Erathosthenes als de ‘vader van de chronologie’ beschouwd.

Ook de Romeinen stelden pogingen in het werk tot een algemeen geldend chronologisch systeem te komen door de jaren te nummeren die sinds de datum van de stichting van Rome waren verstreken. Niemand wist uiteraard in welk jaar Rome was gesticht. Ze zullen wel op bepaalde tradities zijn afgegaan en er verder op goed geluk naar hebben geraden. De Romeinse geleerde Marcus Terentius Varro (116-27 v. Chr.) dateerde de stichting van Rome in het derde jaar van de vijfde olympiade, ofwel 753 v. Chr.

Daarna dateerden de Romeinen de gebeurtenissen met het aantal jaren dat sedert hun stichtingsjaar was verstreken. De moord op Julius Caesar bijvoorbeeld vond in het jaar 709 a.u.c. plaats (voor ab urbe condita, ‘sedert de stichting van de stad’), wat overeenkomt met het jaar 44 v. Chr. De val van Constantinopel in 1453 v. Chr. waarmede definitief een einde aan het Romeinse Rijk kwam, dagtekent aldus het jaar 2206 A.U.C.

De invoering van een chronologisch stelsel betekende uiteraard nog niet dat alle jaartallen die aan bepaalde gebeurtenissen werden toegeschreven noodzakelijkerwijs correct waren, maar het was wel een grote verbetering ten opzichte van wat men in het verleden had gedaan.

Een doelmatige manier om de jaren te tellen is op zichzelf nog niet voldoende om de precieze dag van een gebeurtenis te weten. De eerste gebeurtenis in de geschiedenis van de mensheid waarvan de datum nauwkeurig vaststaat is een veldslag tussen de leger van Lydia en Media, en dat is uitsluitend aan een astronomisch toeval te danken: Deze slag, die ergens in Klein-Azië zou worden geleverd, werd afgelast wegens een onverwachte totale zonsverduistering, waarover beide legers in doodsangst verkeerden. Door terug te rekenen kunnen de astronomen nauwkeurig bepalen op welke dag een totale zonsverduistering in de eeuw van die slag in Klein-Azië kon worden waargenomen, zodat wij weten dat deze gebeurtenis op 28 mei 585 v. Chr. plaatsvond, of beter gezegd: niet plaatsvond.

In de vroeg-christelijke tijd gebruikte men een kalender die op het ‘Romeinse tijdperk’ (of het ‘tijdperk van Varro’) was gebaseerd, maar men moet het onjuist hebben gevonden alle data op de stichting van een heidense stad te betrekken die de christenen eeuwenlang had vervolgd.

Aangezien in de christelijke opvatting de hele wereldgeschiedenis met de geboorte van Jezus was veranderd, leek het voor de hand te liggen die geschiedenis in twee delen te verdelen: het gedeelte na de geboorte en dat daarvóór. Natuurlijk moest men dan eerst het geboortejaar van Christus volgens de Romeinse jaartelling vaststellen.

De eerst die een poging hiertoe ondernam was een christelijke geleerde uit de zesde eeuw, Dionysius Exiguus, die in Rome werkte. Omstreeks 525 probeerde hij het tijdstip van Jezus’ geboorte uit te werken, waarbij hij op 25 december 753 a.u.c. uitkwam.

Volgens dit systeem is 1 januari 754 a.u.c. het begin van het jaar dat nu ad 1 wordt genoemd (‘anno Domini’, of ‘het jaar des Heren’), terwijl 31 december 753 a.u.c. de laatste dag van het jaar is dat wij nu 1 v. Chr. (‘vóór Christus’) noemen. Dit systeem wordt de ‘christelijke jaartelling’ genoemd.

Deze christelijke jaartelling vond niet onmiddellijk ingang. De eerste geleerde die er in zijn historische geschriften gebruik van maakte was de Engelsman Baeda of Bede (673-735). Karei de Grote (742-814) schreef de toepassing ervan in zijn uitgestrekte rijk voor, maar het zou nog tot na het jaar 1000 duren voor de nieuwe tijdrekening in heel West-Europa algemeen in zwang kwam. Tegenwoordig wordt ze natuurlijk over de hele wereld toegepast, in de christelijke zowel als in de niet-christelijke landen (althans voor wereldse en internationale doeleinden). Dat komt hoofdzakelijk doordat Europa van 1750 tot 1950 de wereld beheerste.

Merkwaardig genoeg maakte Dionysius een vergissing. De Bijbel vermeldt duidelijk dat Jezus gedurende de regering van Herodus de Grote werd geboren, van wie met zekerheid vaststaat dat hij in 750 a.u.c. is gestorven, dus volgens het Dionysische systeem in 4 v. Chr. Het is dus onmogelijk dat Jezus na 4 n. Chr. is geboren (dus vier jaar vóór zijn geboorte). Sommige geleerden zijn van mening dat hij wellicht reeds in 11 v. Chr. moet zijn geboren.

Historische tijden

Hoe ver kunnen we in de geschiedenis teruggaan als we over een bruikbaar chronologisch systeem beschikken en aan historische gebeurtenissen de meest betrouwbare jaartallen toeschrijven?

In de Griekse geschiedenis was de eerste historische gebeurtenis van betekenis, zoals ik al heb gezegd, de Trojaanse oorlog, die men in 1184 v. Chr. heeft gedateerd. Natuurlijk waren er wel eerdere gebeurtenissen die vele Grieken als authentiek beschouwden, zoals de heldendaden en wapenfeiten van Hercules, Theseus, Perseus en vele anderen. Deze werden echter door de meeste latere Griekse geleerden als legendarisch beschouwd, zodat zij er weinig aandacht aan besteedden.

Er zijn echter oudere beschavingen dan die van Griekenland geweest. In Egypte bijvoorbeeld bestond al een hoge beschaving toen de Grieken nog barbaarse stammen waren. Een Egyptische priester, Manetho, die omstreeks 300 v. Chr. leefde, schreef in het Grieks een geschiedenis van Egypte. Deze verdeelde de vorsten van Egypte van de tijd af dat het land voor het eerst een verenigde natie werd tot aan zijn eigen dagen, in dertig ‘dynastieën’, groepen vorsten die tot één familie behoorden. Dit systeem is sindsdien altijd in gebruik gebleven.

De derde koning van de twaalfde dynastie was Sesostris III, en in het zevende jaar van zijn regering, zo is geboekstaafd, kwam Sirius tijdens de overstroming van de Nijl bij zonsopgang op. Astronomen kunnen gemakkelijk uitrekenen wanneer Sirius op dat tijdstip opkwam, want dit gebeurt één keer in de 1460 jaar. Zo was dat bijvoorbeeld in 412 v. Chr. het geval, lang na de tijd van de twaalfde dynastie. Het gebeurde eveneens in 1872 v. Chr. welk jaar dan met het zevende regeringsjaar van Sesostris III moet overeenkomen. Alle daarvoor en daarna plaats gehad hebbende gebeurtenissen konden op grond van dat jaar worden berekend.

Gebeurtenissen uit de tijd vóór Sesostris III kunnen wel eens een jaar of tien van de werkelijke datum afwijken, maar de geschiedkundigen zijn er redelijk zeker van dat de ‘grote piramiden’ uit ca. 2500 v. Chr. dateren, ongeveer dertien eeuwen vóór de Trojaanse oorlog, en dat de farao Narmer die tot de eerste dynastie behoorde, Egypte als veroveraar van de Nijldelta omstreeks 2850 v. Chr. voor het eerst verenigde.

De beschaving in het dal dat het stroomgebied van de Tigris en de Eufraat vormt was nog iets ouder dan de Egyptische. De Sumeriërs brachten daar kort voor 3000 v. Chr. de kunst van het schrijven tot ontwikkeling. Het was voor het eerst in de wereldgeschiedenis mogelijk geworden gedachten op schrift te zetten, en van dat ogenblik af is dan ook de geschiedenis in eigenlijke zin begonnen, omdat men nu in staat was gebeurtenissen vast te leggen. Weliswaar konden er bij het noteren van die gebeurtenissen fouten worden gemaakt en de ware toedracht kon (al of niet opzettelijk) worden vertekend of verwrongen, maar er was in ieder geval een grote vooruitgang ten opzichte van de mondelinge overlevering bewerkstelligd.

De geschiedenis is nu dus vijfduizend jaar oud.

Er bestaat één verzameling van oude verslagen over de geschiedenis van de mens die van bijzonder belang voor onze eigen Westerse beschaving is, namelijk de verslagen die in de Bijbel zijn bijeengebracht. Voor de joden en christenen uit de tijden vóór de negentiende eeuw (en voor velen van hen trouwens tot vandaag aan toe) is geen enkel stuk van de Bijbel legendarisch. Volgens hen is elk woord de door God geïnspireerde letterlijke waarheid.

In de Bijbel wordt niet van een systematische chronologie gebruik gemaakt, waardoor problemen van datering ontstaan. In de latere boeken van het Oude Testament komen echter hier en daar vermeldingen van vorsten voor die ook bij de Griekse geschiedschrijvers bekend waren. Josia bijvoorbeeld, koning van Judea, stierf tijdens een veldslag tegen troepen van Necho, een Egyptische farao van wiens bewind de data bekend waren. Op grond van de beschikbare gegevens kan dan ook met zekerheid worden gezegd dat Josia in 144 a.u.c. is gestorven, dus in 609 v. Chr. Met behulp van zulke mededelingen in de Bijbel kon men in de tijd teruggaan en de berekeningen controleren aan de hand van duidelijke verwijzingen naar gebeurtenissen waar Assyrië of Egypte bij was betrokken.

Uiteindelijk kon men tot 1020 v. Chr. teruggaan, het jaar van de troonsbestijging van Saul, de eerste koning van Israël. Dit was 164 jaar na de traditionele datum van de Trojaanse oorlog. Hier was men niet tevreden mee, want de joden en christenen verlangden uit nationale en religieuze trots de nadruk te leggen op de grotere ouderdom van hun eigen geschiedenis in vergelijking met die van de heidenen. Daarom probeerden zij bepaalde bijbelse gebeurtenissen te dateren tot aan de tijd van Abraham, die werd gezien als degene die met de afgodendienst had gebroken en de aanbidding van de God van de Bijbel had ingesteld.

Een kerkgeschiedkundige, Eusebius van Caesarea (260-340), berekende het geboortejaar van Abraham uit verscheidene passages in de Bijbel en stelde vast dat dit 2016 v. Chr. moest zijn, twaalf en een halve eeuw vóór de stichting van Rome en acht en een derde eeuw vóór de Trojaanse oorlog. Dit verschafte de gewenste hogere ouderdom aan de joods-christelijke geschiedenis en vormde tevens aanleiding tot het invoeren van het ‘tijdperk van Abraham’.

Als men echter in de Bijbel tot aan de geboorte van Abraham terugrekende, kon men bovendien - aangezien alle voorouders van Abraham tot aan de Schepping waren vermeld, met inbegrip van hun leeftijd toen hun zonen werden geboren - het jaar berekenen waarin God de aarde had geschapen, overeenkomstig de beschrijving in Genesis.

Daarmee zou men dan over een universeel of wereldtijdperk beschikken, op grond waarvan alles kan worden gedateerd en waarbij geen negatieve jaren mogelijk zijn.

De joden begonnen in de negende eeuw van zo’n systeem gebruik te maken, dat zij reeds in de twaalfde eeuw in hun traditie hadden opgenomen en toen al de vorm had bereikt waarin het nog steeds bestaat. Volgens de berekeningen van de rabbijnen had God de aarde in het jaar 3761 v. Chr. geschapen, ongeveer twaalf en een halve eeuw vóór de Egyptenaren hun piramiden bouwden. Op grond van deze tijdrekening zou de aarde terwijl dit boek wordt geschreven 5742 jaar oud zijn.

Verscheidene christelijke geleerden voerden hun eigen berekeningen uit, waarbij zij tot de slotsom kwamen dat de Schepping in 5500 v. Chr. plaatsvond, met een marge van tien jaar naar boven of naar beneden. Daarmee zou de wereld een ouderdom van bijna 7500 jaar hebben.

Voor Engels-sprekende protestanten was de berekening die de meeste invloed zou krijgen die van James Ussher (1581-1656), een anglikaanse bisschop van Ierse geboorte. Hij rekende uit dat de aarde precies vierduizend jaar vóór de geboorte van Jezus was geschapen, dus in 4004 v. Chr. In de zogenaamde King James Bible, die door de vrome protestanten in de Engels-sprekende wereld gewoonlijk als de officiële en enige gezaghebbende Engelse bijbelvertaling (1611) wordt beschouwd, zijn de data volgens het chronologische systeem van Ussher meestal in de marges of boven de kolommen vermeld. Volgens de berekeningen van Ussher is de ouderdom van de aarde (en eveneens die van het heelal) op dit ogenblik 5985 jaar.

14 – De ouderdom van de aarde

Uniformitarianisme

Vóór de achttiende eeuw scheen het onderzoek van de tijd dus te hebben uitgewezen dat de verste horizon van het verleden naar aardse begrippen niet meer dan een paar duizend jaar van onze eigen tijd verwijderd kon zijn. Maar klopt dat nu werkelijk? Is het mogelijk dat de aarde inderdaad niet meer dan zesduizend jaar oud zou zijn?

Er zijn aanwijzingen dat er heel wat interessante gebeurtenissen op aarde hebben plaatsgehad waarvan men zou menen dat ze zeer lang in beslag hebben genomen. De eerste in onze Westerse traditie die daarop heeft gewezen was de Griekse wijsgeer Xenophanes (560-478 v. Chr.).

Hij was een rationalist die volkomen sceptisch tegenover de Griekse verhalen over goden en helden stond. Hij vond het belachelijk te menen dat goden een menselijke gestalte hadden en zei dat, als ossen beelden konden maken, zij goden zouden beeldhouwen die de aanblik van ossen hadden.

Hij merkte bijvoorbeeld op dat er zeeschelpen in het harde rotsgesteente hoog in de bergen waren ingesloten, waaruit hij logischerwijs afleidde dat gebieden die tegenwoordig hoog boven het niveau van de zee liggen zich vroeger beneden de zeespiegel moeten hebben bevonden. Er hadden daar schelpdieren geleefd, hun schelpen waren in de modder weggezakt, de modder was in gesteente overgegaan, en dat gesteente was hoog in de lucht getild. Aangezien zulke veranderingen zich niet met een meetbare snelheid afspeelden, moesten ze zich buitengewoon langzaam hebben voltrokken, of anders moest er in het nabije verleden een enorme natuurramp hebben plaats gevonden.

Zoals de meeste volkeren, hadden de Grieken inderdaad legenden die over natuurrampen gingen. Xenophanes zou zeker de spot met deze legenden hebben gedreven, maar was waarschijnlijk bereid toe te geven dat het vertekende, gedramatiseerde en geromantiseerde herinneringen aan werkelijke gebeurtenissen waren.

Volgens een van die legenden had Faëton, de zoon van de zonnegod en een sterfelijke vrouw, een dag lang geprobeerd de zonnewagen te mennen. Het gelukte hem niet, maar de zon was erdoor uit haar koers geraakt en had bijna de aarde vernietigd vóór Zeus een dodelijke bliksemstraal naar Faëton kon werpen en de orde herstellen. Alles wat er aan wonderbaarlijks op aarde voorviel kon van toen af uit de gebeurtenissen van die éne afschuwelijke dag worden verklaard.

In het christelijke Europa ging men de waarnemingen van Xenophanes en al dergelijke vaststellingen uit de Zondvloed verklaren, de grote ramp die in de Bijbel wordt beschreven.

In het dal van de Tigris en de Eufraat had in het begin van de geschreven geschiedenis inderdaad een overstroming van ontzaglijke omvang plaatsgevonden. De bewijzen daarvan werden in de jaren twintig door de Engelse archeoloog Charles Leonard Woolley (1880-1960) verkregen, die dikke lagen door water afgezet zand ontdekte die uit ongeveer 2800 v. Chr. moesten dateren.

Rivierdalen staan uiteraard bloot aan zulke overstromingen, maar deze uit 2800 v. Chr. schijnt uitzonderlijk ernstig te zijn geweest. De bevolking van het dal moet er massaal door zijn omgekomen, terwijl de beschaving nagenoeg werd vernietigd. De bewoners van het gebied zullen ongetwijfeld de indruk hebben gehad dat het eind van de wereld was aangebroken, en het verhaal zal zeker niet zijn afgezwakt naarmate het werd verteld en doorverteld. Uiteindelijk werd de gebeurtenis als een wereldomspannende overstroming beschreven, waarbij slechts één familie in leven bleef.

Het verhaal werd in gedramatiseerde vorm in het Epos van Gilgamesj overgenomen, dat spoedig na de overstroming zijn intrede in de jonge Sumerische beschaving ontstond. Het vond zijn weg door de beschaafde wereld van die tijd en bereikte ook de Israëlieten, waarna er twee verschillende versies van in de Bijbel werden opgenomen, namelijk in de hoofdstukken 6 tot en met 9 van het boek Genesis. De datum volgens de chronologie van Ussher was 2349 v. Chr.

Volgens de Bijbel bedekte de Zondvloed de hele wereld, waarbij alle landschepsels omkwamen, met uitzondering van Noach, zijn vrouw, zijn drie zonen, zijn drie schoondochters en de verschillende dieren die hij in de Ark had meegenomen.

Bijgevolg werd alles wat er op aarde leek te zijn misgegaan aan de Zondvloed toegeschreven. Alle overblijfselen van onbekende levende wezens werden voor dieren gehouden die in de Zondvloed waren verdronken. Alle rotsen die men aantrof op plaatsen waar ze niet behoorden voor te komen zag men als rotsen die de Zondvloed voor zich uit had gestuwd en in de rondte geworpen. Oude theorieën over langzaam veranderingen op aarde, over de vorming van rivierdelta’s, over gewijzigde zeespiegels en over erosie werden genegeerd of van de hand gewezen als een verkeerde uitleg van de Zondvloed. De aarde was in 4004 v. Chr. (of daaromtrent) gevormd en had 1655 jaar daarna deze ontzettende beroering ondergaan, en daar was de kous mee af.

Toch was niet iedereen daarmee tevreden: zesduizend jaar was niet genoeg.

De eerste moderne geleerde die dit openlijk en in bijzonderheden te kennen gaf was de Franse natuurgeleerde Georges-Louis Leclerc, graaf de Buffon (1707-1788), die een halve eeuw besteedde aan het schrijven en publiceren van een ontzagwekkende encyclopedie der natuurwetenschappen in zesendertig delen, de Histoire naturelle (waarvoor hij in totaal vijftig delen had ontworpen). In het vijfde deel, dat in 1778 uitkwam, gaf Buffon zijn ideeën over de ontwikkeling van de aarde.

Hij betoogde dat de zichtbare veranderingen die de aarde had ondergaan een langer tijdsbestek dan zesduizend jaar vergden en stelde de ouderdom van de aarde op tachtigduizend jaar. Volgens hem was de schepping niet het resultaat van het woord Gods, zoals Genesis de geschiedenis weergeeft, maar van de botsing van de zon met een soortgelijk zwaar hemellichaam. (Buffon noemde het binnendringende lichaam een komeet; in zijn tijd was de ware aard van kometen nog niet bekend.)

Vervolgens beschreef hij het verloop van de ontwikkeling van de aarde. In het begin verkeerde ze in gesmolten toestand, waarna ze geleidelijk was gestold, echter niet voordat haar draaiing de zwelling had veroorzaakt die men inderdaad in de gebieden langs de evenaar had waargenomen. De vaste aardkorst had zich vervolgens tot bergen en dalen geplooid, en de atmosferische waterdamp was gecondenseerd en had zodoende de oceanen gevormd. Het zeeleven was ongeveer veertigduizend jaar geleden ontstaan en een aantal van de eerste organismen was in de modder terechtgekomen, zodat er fossielen uit werden gevormd. Een gedeelte van het water was door barsten en scheuren naar het inwendige van de aarde weggevloeid, zodat er hier en daar land boven water kwam. Op dit droge land verschenen dieren en uiteindelijk de mens. Buffon stelde zich zelfs een soort omgekeerde evolutie ten gevolge van degeneratie voor; sommige paarden verwilderden tot ezels, sommige mensen tot apen, en zo meer.

Hoewel Buffon alles zorgvuldig beredeneerde en gebruik maakte van waarnemingen en - waar mogelijk - proefnemingen, was hij niet bestand tegen de kracht van de gekwetste godsdienst. Hij werd gedwongen zijn inzichten te herroepen.

Een jaar na zijn dood, in 1789, begon de Franse Revolutie, en al spoedig werd de macht van de kerken sterk beknot. De geleerden konden nu de oude Babylonische legenden en zelfs de bijbelse versies daarvan naast zich neerleggen en de aardgeschiedenis onbevangen naspeuren op grond van concreet bewijsmateriaal. De horizon van de tijd begon terug te wijken.

De wetenschappelijke uitdagingen waaraan de achttiende eeuw zo rijk was hielden ook de Schotse geoloog James Hutton (1726-1797) bezig. Zijn zorgvuldige onderzoekingen van de aardlagen aan de oppervlakte gaven hem, evenals een aantal van zijn voorgangers, de overtuiging dat de oppervlaktestructuur een langzame evolutie had ondergaan. Sommige gesteenten maakten op hem de indruk door bezinking te zijn af gezet, waarna ze door hoger gelegen lagen geleidelijk waren samengeperst en verdicht; andere gesteenten moesten in het inwendige van de aarde in gesmolten toestand hebben verkeerd, waarna ze door vulkaanwerking aan de oppervlakte waren gekomen; de aan weer en wind blootgestelde gesteenten werden op den duur ingevreten en weggeschuurd, en zo verder.

De belangrijke bijdrage van Hutton bestond uit zijn idee dat de krachten die nu langzaam het aardvlak aan het wijzigen waren in feite op dezelfde manier en met dezelfde snelheid gedurende het hele verleden van de aarde werkzaam waren geweest. Dit idee werd bekend als het begrip ‘unifor- mitarianisme’. Volgens hem was de belangrijkste werkzame kracht, waaronder al die langzame veranderingen konden plaatsvinden, de inwendige warmte van de aarde. Kortom, de hele planeet was één reusachtig warmtewerktuig.

Hutton kreeg de indruk dat de aarde een buitengewoon lange geschiedenis achter zich moest hebben, want hoewel de door hem waargenomen inwerkingen zeldzaam traag verliepen, waren er blijkbaar ook tijden geweest waarin zich grote veranderingen hadden voltrokken. ‘Er was’, zo zei hij, ‘geen spoor van een begin en geen teken van een einde.’

In 1785 publiceerde Hutton zijn Theory of the Earth, waarin hij zijn denkbeelden had neergelegd. Daarmee werd hij ‘de vader van de geologie’.

Huttons ideeën ontmoetten uiteraard grote weerstand, maar de kerkelijke instellingen in Groot-Brittannië waren niet machtig genoeg om hem te dwingen op zijn woorden terug te komen. Zijn tegenstanders kwamen er trouwens niet onderuit het idee van een langdurige aardgeschiedenis te aanvaarden; zij stelden het zich dan ook tot taak de duidelijke bewijzen van een lange aardgeschiedenis in harmonie te brengen met de korte aardgeschiedenis die de Bijbel scheen te beschrijven.

De Zwitserse plant- en dierkundige Charles Bonnet (1720- 1793) probeerde de steeds grotere aantallen fossielen die in de rotsen werden gevonden te verklaren op grond van de veronderstelling dat de aarde van tijd tot tijd aan catastrofes onderhevig was die een eind aan alle leven maakten, waarbij slechts sporen van leven in fossiele vorm overbleven, waarna alles weer van voren af aan begon. Dit was de tegenhanger van het uniformitarianisme: het ‘catastrofisme’.

Het catastrofisme bood de mogelijkheid te verklaren dat de aarde weliswaar al heel lang bestond, maar dat er zesduizend jaar geleden één laatste catastrofe had plaatsgehad, waarna God de aarde in haar huidige vorm schiep zoals die in de Bijbel is beschreven.

Dank zij dit ‘rampenplan’ kon men de moeilijkheid van langzaam ontstaande en geleidelijk veranderende levensvormen omzeilen. Hoewel de fossielen en hun gelijkenis met levende organismen, waarbij kardinale verschillen vielen waar te nemen, de gedachte aan evolutie onvermijdelijk maakten, kon men die evolutie niettemin ontkennen als men zich maar stevig aan het idee vastklampte dat fossielen deel van vroegere scheppingen uitmaakten en in geen enkel verband met het tegenwoordige leven stonden.

Een andere Schotse geoloog, Charles Lyell (1797-1875), borduurde verder op de inzichten van Hutton en diens uniformitarianisme. Tussen 1830 en 1833 publiceerde hij zijn driedelige werk The Principles of Geology. Het was uitstekend geschreven en vond een gunstig onthaal. De zorgvuldige weergave van het feitenmateriaal en de analytische bewijsvoering droegen er toe bij het uniformitarianisme meer ingang te doen vinden, en er kwam een einde aan het twistgeschrijf onder de geleerden over de vraag of de aarde ouder dan zesduizend jaar was. Het antwoord luidde dat ze inderdaad veel, zelfs zeer veel ouder was.

(Sinds de tijd van Lyell hebben de geologen het extreme uniformitarianisme laten varen. Hoewel de gebeurtenissen zich hoofdzakelijk langzaam en gestaag voltrekken, staat het vast dat er van tijd tot tijd gewelddadige omwentelingen hebben plaatsgevonden. Daarbij is alle leven op aarde nooit volledig uitgeroeid, maar de aangerichte schade moet bij verscheidene gelegenheden van onafzienbare omvang zijn geweest. In historische tijden hebben gebeurtenissen van die aard zich echter niet voorgedaan, zodat de in de Bijbel beschreven wereldomspannende Zondvloed in het derde millennium v. Chr. niet kan hebben plaatsgehad.)

Het behoud van arbeidsvermogen

De vraag luidde nu: Hoeveel ouder dan zesduizend jaar is de aarde?

Op grond van het uniformitarianisme zou men de snelheid kunnen meten waarmee een of andere gestadige verandering plaatsvindt en dan berekenen hoe lang het zou duren voor het een of andere eindresultaat zou zijn voortgebracht. Hoe snel groeit de Nijldelta, en hoeveel tijd heeft de vorming daarvan dus in beslag genomen? Hoe snel wordt bezinksel afgezet en hoe lang heeft een laag afzettingsgesteente van bekende dikte bijgevolg nodig gehad om zich te vormen?

Of neem eens aan dat de oceaan oorspronkelijk uit zoet water bestond en geleidelijk zouter is geworden door de sporen zout die door de vele rivieren uit het land werden uitgeloogd. Als men het zoutgehalte van de rivieren analyseerde en een schatting maakte van de totale hoeveelheid water die uit de rivieren in de zeeën vloeide, kon men beredeneren dat er één miljard jaar moesten zijn verstreken vóór de oceanen de huidige zoutconcentratie hadden bereikt.

Dit was natuurlijk maar een benadering, want de rivieren konden in het verleden wel een ander stroomgedrag hebben gehad en er zouden ook wel ondiepe zeearmen zijn geweest die van de zee afgesloten raakten en vervolgens verdampten, zodat het zout op het droge land achterbleef en dus niet tot de zoutconcentratie van de oceanen bijdroegen.

Niettemin bleek uit alle methoden om de ouderdom van de aarde te schatten door het langzame tempo van de geologische processen te meten en de omvang van de resultaten te bepalen, dat de aarde op zijn minst honderden miljoenen jaar oud moest zijn.

Dit paste natuurlijk in de denkwijze van de geologen, maar eveneens in die van de biologen, die de langzame ontwikkeling van de levensvormen in een heel ander licht gingen zien.

Een Engelse geoloog, William Smith (1769-1839), had een zorgvuldige studie van fossielen gemaakt en toonde aan dat verschillende gesteentelagen (‘strata’) fossielen bevatten die voor elke laag kenmerkend waren; men kon de strata kilometers lang volgen en trof dan steeds weer dezelfde kenmerkende fossielen (‘gidsfossielen’) aan. Verder gingen de fossielen steeds meer van levende organismen afwijken naarmate men dieper gelegen en dus oudere strata onderzocht. Smith publiceerde zijn waarnemingen in 1816 en gaf daarmee een krachtige aanzet tot het begrip biologische evolutie: de geleidelijke verandering van organismen van soort tot soort, van vroege vormen tot de huidige vormen.

Natuurlijk was het niet zozeer de evolutie zelf die de biologen problemen berokkende, maar meer het mechanisme ervan. Wat was er de oorzaak van dat soorten veranderingen ondergingen?

In 1809 trachtte de Franse natuuronderzoeker Jean-Baptiste de Lamarck (1744-1829) als eerste een antwoord op deze vraag te vinden. Hij vermoedde dat dieren in de loop van hun leven enigzins veranderden ten gevolge van hun natuurlijke activiteit. Zo zou een antilope, die zich met boombladeren voedde, zich voortdurend moeten uitrekken, waarbij zijn hals geleidelijk iets langer zou worden. Die langere hals zou dan op zijn nageslacht overgaan, en zo vervolgens, tot de antilope eindelijk een giraffe zou zijn geworden. Deze ‘overerving van verworven kenmerken’ verklaarde echter niet alles, zoals hoe de giraffe aan zijn gevlekte vacht kwam, iets wat niet kenmerkend is voor andere antilopen. Weliswaar was de gevlekte vacht nuttig als natuurlijke camouflage, maar deden giraffen iets om die vlekken op hun huid te krijgen?

In 1859 echter publiceerde de Engelse natuurgeleerde Charles Robert Darwin (1809-1892) zijn Origin of Species, waarin hij het begrip ‘evolutie door natuurlijke selectie’ naar voren bracht. In elke generatie zouden er van individu tot individu willekeurige variaties zijn, en die individuen die sneller, sterker of intelligenter waren ofwel meer uithoudingsvermogen bezaten of een vacht hadden die beter bij de omgeving paste, hadden meer kans om in leven te blijven en zich voort te planten. Op den langen duur zouden er progressieve veranderingen optreden waardoor de aanpassing van een soort aan haar omgeving zou worden verbeterd. Als er voldoende veranderingen waren ingetreden, zou dat het ontstaan van een nieuwe soort aanduiden, die in bepaalde opzichten een verbeterde versie van de oude zou zijn.

Deze ideeën ontmoetten een bijna hysterische tegenstand van de traditionele godsdienstige leiders uit die tijd (trouwens ook uit onze tijd), maar ze werden aanvaard door de wetenschappelijke gemeenschap zowel als door de mensen die hun denken niet lieten bepalen door traditie, gezag en emoties.

Wilde deze darwinistische evolutie (of de gewijzigde en verbeterde versies ervan die later zijn uitgewerkt) echter kunnen plaatsgrijpen, dan zou dat zeer veel tijd vergen. Natuurlijke selectie zonder leidend principe, waarbij keuzen uit kleine, willekeurige variaties worden gedaan, die bovendien meestal eerder ten kwade dan ten goede zijn, is een proces van uitermate lange adem, waarvoor duidelijk vele miljoenen jaren nodig zijn.

Het was dus een onaangename verrassing dat, juist op het ogenblik dat Darwin zijn theorie naar voren bracht, de ouderdom van de aarde plotseling scheen te slinken. Die ouderdom liep weliswaar niet tot zesduizend jaar terug, maar werd ten gevolge van nieuwe ontdekkingen in de natuurkunde wel onrustbarend ingekort.

In de jaren na 1840 werd het steeds duidelijker dat er vele vormen van energie bestonden, en dat de ene vorm betrekkelijk gemakkelijk in een andere kon worden overgebracht. Als men nu ook warmte als een vorm van energie opvatte, kon men de omvormingen zonder netto toeneming of verlies uitvoeren.

De Duitse natuurkundige Hermann Ludwig von Helmholtz (1821-1894) bracht het in 1847 eindelijk overtuigend en duidelijk onder woorden, en daarmee was de ‘wet van het behoud van arbeidsvermogen’ definitief ingevoerd. Volgens deze wet kon arbeidsvermogen, of energie, weliswaar van de ene vorm naar de andere worden overgebracht, maar het kon niet worden geschapen of vernietigd.

Toen dit uitgangspunt eenmaal vaststond, wijdde Helmholtz zijn aandacht aan de zon.

Men had altijd aangenomen dat de zon eeuwig was, of dat ze zou bestaan tot het God zou behagen haar te doven. Men beschouwde de zon als het ware als een verzameling licht, en dat licht verlichtte de aarde.

Toch verrichten lichtbronnen hier op aarde hun verlichtingswerk alleen maar zolang er iets te verbranden is. Als de brandstof op is, gaat het licht uit. Men zou kunnen redeneren dat het hemelse licht andere regels volgt, maar Helmholtz ging er van uit dat de wet van het behoud van energie universeel moest zijn. De zon straalde enorme hoeveelheden energie uit, en die moest ergens vandaan komen.

Als de zon een reusachtig kolenvuur was, zou in het tempo waarmee ze energie uitstraalde al het materiaal van de zon in vijftienhonderd jaar zijn opgestookt. Aangezien de zon duidelijk langer dan zesduizend jaar bestond, zelfs volgens hen die in de letterlijke waarheid van het bijbelverhaal geloofden, moest er een andere en meer overvloedige bron van energie dan brandende steenkool zijn.

Helmholtz overwoog verscheidene mogelijkheden, die hij stuk voor stuk ontoereikend bevond. In 1854 kwam hij eindelijk tot de conclusie dat de zon aan het inkrimpen was. Haar materiaal viel naar binnen toe als reactie op de aantrekking van de zwaartekracht, waarbij de bewegingsenergie van het vallen (de kinetische energie) in straling werd omgezet. Zó groot was de zon, dat er slechts een gering percentage vallend materiaal nodig was om deze straling teweeg te brengen. Gedurende de hele geschiedenis van de beschaving was de totale samentrekking van de zon te gering geweest om te kunnen worden ontdekt met de instrumenten die in de tijd van Helmholtz ter beschikking stonden.

Maar als de zon nu eens heel veel ouder dan de menselijke beschaving was? Naarmate we verder in de tijd zouden teruggaan, zou de zon groter en steeds groter moeten zijn geweest. Men zou maar weinige miljoenen jaren in het verleden hoeven door te dringen om het punt te bereiken waar de zon groot genoeg zou zijn geweest om de aarde te verzwelgen, en de aarde kon onmogelijk ouder zijn dan dat absolute maximum.

En dit maximum zou nauwelijks lang genoeg kunnen zijn geweest: niet voor de geologen bij hun verklaring van de waarneembare veranderingen in de aardkorst, en niet voor de biologen bij hun verklaring van veranderingen door evolutie.

Dit werd volkomen duidelijk gemaakt door het werk van de Schotse natuurkundige William Thomson, de latere Lord Kelvin (1824-1907). Deze toonde reeds in 1846 aan dat, als de aarde haar oorsprong in een gedeelte van de zon had (zoals Buffon zestig jaar tevoren had gesteld), ze in misschien honderd miljoen jaar van de oppervlaktetemperatuur van de zon tot haar eigen huidige oppervlaktetemperatuur zou zijn afgekoeld.

Verder vertoonde de aarde langs de evenaar een zwelling of uitzetting die door haar draaiing was veroorzaakt, maar haar huidige draaisnelheid is niet hoog genoeg om zo’n zwelling teweeg te brengen. De draaiing van de aarde wordt echter geleidelijk langzamer ten gevolge van de getijdewerking van de maan. Er moest in het verleden een tijd zijn geweest waarin de draaiing snel genoeg was om de zwelling te veroorzaken, en in diezelfde tijd moest de aarde heet genoeg zijn geweest om vloeibaar te zijn. Na het ontstaan van de zwelling koelde de aarde tot het stolpunt af, waarbij de zwelling in haar huidige vorm verstijfde. De zwelling veranderde dus niet meer toen de aarde steeds langzamer ging draaien, te langzaam om de omvang van de zwelling te kunnen verklaren. Uit de berekeningen van Kelvin bleek dat de aarde volgens deze normen niet meer dan honderd miljoen jaar geleden vast was geworden en als verblijfplaats voor levende wezens kon gaan dienen.

Zo ver was Kelvin gekomen, toen Helmholtz zijn theorie publiceerde, volgens welke de zon haar straling ten gevolge van samentrekking voortzette. Nadat Kelvin hier kennis van had genomen, berekende hij hoeveel straling er zou worden voortgebracht als de zon was begonnen als een bol met een diameter van driehonderd miljoen kilometer (en dus de baan van de aarde zou vullen) en vervolgens tot haar huidige omvang was gekrompen. Bij het huidige tempo van energie-uitstraling zou de zon die inkrimping in vijfentwintig miljoen jaar hebben moeten voltooien. De aarde kon uiteraard niet hebben bestaan toen de zon zó groot was dat haar oppervlak tot aan de aarde zelf reikte.

Deze verschillende redeneringen, op verschillende uitgangspunten berustend, leken het duidelijk te maken dat de aarde onmogelijk ouder dan honderd miljoen jaar kon zijn en dat die ouderdom hoogstwaarschijnlijk de vijfentwintig miljoen jaar niet zou overschrijden. En dat was eenvoudig lang niet genoeg voor de geologen en de biologen.

Radioactiviteit

Maar toen ontdekte de Franse natuurkundige Antoine-Henri Becquerel (1852-1908) in 1896 min of meer bij toeval dat sommige stoffen zonder onderbreking straling uitzonden. Dit verschijnsel werd ‘radioactiviteit’ genoemd. Verdere onderzoekingen van vele natuurkundigen toonden aan dat de straling door de zware metalen uranium en thorium werd voortgebracht en dat deze het gevolg was van afbraak van atomen, de submicroscopische eenheden waaruit de materie is opgebouwd. Daarbij werd voortdurend warmte afgegeven, zodat zich ergens in het hart van het atoom een energiebron bevond waarvan men het bestaan tot dusver niet had vermoed. Deze nieuwe energiebron ontving de naam ‘kernenergie’.

Dit veranderde de hele situatie. Het uiteenvallen van één enkel radioactief atoom maakte uiteraard maar een oneindig kleine hoeveelheid warmte vrij, en aangezien slechts heel weinig atomen in een willekeurig monster van een normale substantie ooit uiteenvielen, was de kernenergie in de loop van de lange geschiedenis van de natuurwetenschappen altijd onopgemerkt gebleven. Als echter alle radioactieve atomen die iedere seconde in de aarde zelf uiteen vielen in aanmerking werden genomen, moesten die gezamenlijk zeker genoeg warmte voortbrengen om de aarde gedurende zeer, zeer lange tijd op haar huidige temperatuur te houden.

Dit maakte alle berekeningen ongeldig die ervan uitgingen dat de aarde een gestadige en tamelijk snelle afkoeling onderging sinds de tijd dat ze deel van de zon had uitgemaakt. Dank zij de radioactiviteit koelde de aarde in feite bijzonder langzaam af, zodat men de op afkoelingssnelheden berustende theorieën over een korte bestaansgeschiedenis nu meteen over boord kon gooien.

Verder moest men nu de mogelijkheid onder het oog zien dat de bron van de energie en de straling van de zon, in kernenergie - en dus niet in slinking - was gelegen. In dat geval zou de zon haar energie wellicht reeds miljarden jaren met dezelfde intensiteit hebben uitgezonden zonder merkbaar in omvang te zijn veranderd, waarmee alle berekeningen die op een geleidelijke inkrimping waren gebaseerd eveneens waardeloos zouden zijn geworden.

In het begin van de twintigste eeuw werd het dus na vijftig jaren van pijnlijke twijfel opnieuw mogelijk een ouderdom aan de aarde toe te schrijven waarmee de waarnemingen en theorieën van geologen en biologen in overeenstemming waren.

In feite bood het verschijnsel van de radioactiviteit de geleerden zelfs een manier om de ouderdom van de aarde te meten die betrouwbaarder en beter was dan alles wat daar ooit aan vooraf was gegaan.

De in Nieuw-Zeeland geboren natuurkundige Ernest Rutherford (1871-1937) toonde in 1904 aan dat bepaalde variëteiten van radioactieve atomen met een regelmatige snelheid uiteen vielen. Ieder afzonderlijk atoom kon op een niet te voorspellen moment uiteenvallen, maar een zeer groot aantal atomen van een bepaalde variëteit volgde gezamenlijk de regels die waren uitgewerkt voor wat men een ‘reactie van de eerste orde’ noemt.

Bij zo’n reactie zou de helft van de atomen na een bepaald tijdsverloop zijn uiteengevallen, dat we x jaar zullen noemen. De helft van de overblijvende atomen zou na nog eens x jaar uiteenvallen, de helft van de dan overgebleven atomen na wederom x jaar, enzovoort. Die periode van x jaar noemde Rutherford de ‘halveringstijd’. Elke variëteit van radioactieve atomen had haar eigen kenmerkende halveringstijd, van heel kort tot heel lang.

Het eerste element waarvan werd vastgesteld dat het radioactief was, uranium, komt in de natuur in twee vormen (‘isotopen’) voor: uranium-238 en uranium 235. De halveringstijd van de eerste vorm is vier en een half miljard jaar, die van de tweede bedraagt 0,7 miljard jaar. Nu men bezig is de eenheid ‘eon’ voor een periode van een miljard jaar in te voeren, zouden we ook kunnen zeggen dat de halveringstijd van uranium-238 gelijk is aan vier en een halve eon, en die van uranium-235 aan 0,7 eon.

Thorium, het tweede element waarvan werd geconstateerd dat het radioactief is, bestaat uit slechts één vorm, thorium-232, die een halveringstijd van 13,9 eon heeft.

In datzelfde jaar 1904 leverde de Amerikaanse natuurkundige Bertram Borden Boltwood (1870-1927) het definitieve bewijs dat uranium- en thorium-atomen bij het uiteenvallen in atomen van andere elementen overgingen, die op hun beurt in een lange reeks soortgelijke gebeurtenissen uiteindelijk tot stabiele isotopen van lood uiteenvielen. Het eindstadium van uranium-238 was lood-206, dat van uranium-235 was lood-207, en dat van thorium-232 was lood-208.

Boltwood overwoog de consequenties hiervan en wees er in 1907 op dat het heel goed mogelijk zou kunnen zijn van zulke desintegraties gebruik te maken om de ouderdom van gesteenten te bepalen, of althans het tijdsverloop waarin een gesteente ongestoord in vaste vorm had bestaan. Door de hoeveelheden uranium-238 en lood-206 in een bepaald gesteente te meten, zou men kunnen berekenen hoeveel tijd zo-en-zoveel lood-206 nodig zou hebben gehad om uit zo-en-zoveel uranium-238 te worden gevormd, aangezien de halveringstijd van het uranium-238 bekend was.

Hier dreigt echter een valstrik. Niet alle lood is het produkt van uranium en thorium. Het gesteente zou al van het begin af lood kunnen hebben bevat. Er zijn tenslotte gesteenten waarin zich in het geheel geen uranium of thorium bevindt of ooit heeft bevonden, terwijl men er toch lood in aantreft.

Gelukkig is er een manier om daar rekening mee te houden. Het in de natuur voorkomende lood bestaat uit vier isotopen. Drie daarvan kunnen uit uranium en thorium zijn ontstaan, maar dat geldt niet voor de vierde isotoop, lood-204. Al het bestaande lood-204 heeft sinds het ontstaan van de aarde altijd bestaan.

Loodmonsters die, voor zover is na te gaan, nooit enigerlei verband met uranium of thorium hebben gehad bevatten altijd zevenenveertig atomen lood-206 op iedere drie atomen lood-204. Als er dus uranium en lood naast elkaar in een gesteente voorkomen, moet men eerst het lood-204 analytisch bepalen. Door die hoeveelheid met zevenenveertig-derde te vermenigvuldigen verkrijgt men de hoeveelheid lood-206 die zonder verband met uranium aanwezig was. Iedere hoeveelheid lood-206 die boven die waarde aanwezig is moet door het uiteenvallen van uranium zijn voortgebracht.

Met deze methoden en redeneringen kan men de ouderdom van de aarde nog niet onmiddellijk vaststellen. Niet alle gesteenten bevatten uranium in meetbare hoeveelheden. Waar dat wél het geval is, kunnen er in het verleden smeltingsprocessen hebben plaatsgevonden. Bij vulkanische uitbarstingen smelten er altijd gesteenten, en in de loop van de geschiedenis van de aarde zijn er waarschijnlijk vele perioden van actief vulkanisme geweest. De meeste gesteenten hebben te eniger tijd wel in gesmolten toestand verkeerd, of ze zijn door erosie of oplossing gescheurd of uiteengevallen. Bij zulke processen moeten het uranium en het lood met zekerheid van elkaar zijn gescheiden, omdat die twee elementen verschillend op geologische veranderingen zouden reageren zolang ze niet tot hard gesteente zijn gestold.

Als men dus bruikbare conclusies wil trekken uit de gegevens van het uranium en het lood die in een gesteente voorkomen, dan moet dat gesteente gedurende zeer lange tijd niet onderhevig zijn geweest aan smelt-, erosie- en oplossingsprocessen. Het is dus uitsluitend mogelijk het tijdsverloop te bepalen gedurende hetwelk het gesteente ongestoord heeft bestaan, en dat kan aanzienlijk korter zijn dan de ouderdom van de aarde.

Men heeft niettemin gesteenten aangetroffen die, naar hun gehalte aan uranium en lood te oordelen, beslist ouder zijn dan een eon. Tot op heden komt het oudste gemeten gesteente op West-Groenland voor; het bleek een ouderdom van 3,7 eon te hebben, dus 3,7 miljard jaar.

Dit moet dan minimaal de ouderdom van de aarde zijn. Haar werkelijke ouderdom zou nog veel hoger kunnen zijn, maar wellicht heeft geen enkel voor ons toegankelijk gesteente langer dan 3,7 eon onaangeroerd op zijn plaats gelegen. Bestaat er een manier waarop we de horizon van de tijd nog verder dan de ouderdom van de onaangeroerde gesteenten kunnen terugdringen?

Het ontstaan van het zonnestelsel

Volgens het bijbelse standpunt werd niet alleen de aarde zesduizend jaar geleden gevormd, maar het volledige heelal, met inbegrip van de maan, de zon, de planeten en de sterren. Ook al is die tijd onjuist, dan zouden we toch nog moeten overwegen of het heelal inderdaad op één tijdstip zou kunnen zijn ontstaan; als we dan de ouderdom van willekeurig welk hemellichaam zouden kunnen bepalen, dan zouden we tegelijkertijd de ouderdom van de aarde weten.

Maar is het heelal in zijn volledige om vang op één tijdstip ontstaan? Waarom zou het eigenlijk? Buffon bijvoorbeeld had al verondersteld dat de aarde ten gevolge van de catastrofale botsing van de zon met een ander hemellichaam was ontstaan. In dat geval zou de zon misschien al talloze eons hebben bestaan vóór de aarde ontstond. Maar dan zouden althans de verschillende planeten misschien gelijktijdig zijn gevormd.

In 1796 echter gaf de Franse sterrenkundige Pierre-Simon de Laplace (1749-1827) uiting aan het vermoeden dat het hele zonnestelsel, met inbegrip van de zon zelf, was voortgekomen uit een onmetelijke wervelende wolk van stof en gas, een nebula (naar het Latijnse woord voor ‘nevel’ of ‘wolk’).

Deze wolk trok zich samen onder de inwerking van haar eigen aantrekkingskracht, waarbij haar draaisnelheid volgens de ‘wet van het behoud van het hoekmoment van de hoeveelheid van beweging’ toenam. Ten slotte draaide de wolk zó snel in het rond, waarbij ze aan haar evenaar zó sterk ging opzwellen, dat een ring van materie zich volledig van de evenaar losmaakte en tot een planeet uitcondenseerde. Dit herhaalde zich steeds en steeds weer, tot het nog overgebleven gedeelte van de nebula het hemellichaam werd dat wij als de zon kennen.

Deze ‘nevelhypothese’ was gedurende de hele negentiende eeuw bijzonder populair. Als we die aanvaarden, dan zou de buitenste planeet de oudste moeten zijn; alle andere zouden dan jonger zijn naarmate ze dichter bij de zon staan, en de zon zelf zou de jongste van allemaal zijn. Maar zelfs dan zou de maan even oud als de aarde kunnen zijn, omdat het op zijn minst waarschijnlijk is dat de maan uit dezelfde ring van materie zou zijn voortgekomen als die waaruit de aarde was ontstaan.

De nevelhypothese heeft echter niet standgehouden. De planeten bleken achtennegentig procent van alle hoekmomentum (dus bij wijze van spreken van alle draaiingsinhoud) in het zonnestelsel te hebben, en de zon slechts twee procent. Als de planeten waren ontstaan uit ringen van materie die zich van de hoofdmassa van de slinkende nevel hadden losgemaakt, hoe was het dan mogelijk dat die relatief kleine ringen nagenoeg het volledige hoekmoment tot zich trokken?

Bijgevolg kwam in 1900 de Amerikaanse geoloog Thomas Chrowder Chamberlin (1843-1928) op de ideeën van Bulfon terug. Hij stelde dat een andere ster in het verre verleden op geringe afstand langs de zon was gestreken. Door de wederzijdse aantrekkingskracht rukten zij daarbij materie uit eikaars samenstelling naar zich toe. De aldus in de ruimte terechtgekomen materie werd tot een lang ‘koord’ uiteengetrokken, waarna de samenstellende delen evenals in het biljartspel ‘effect’ kregen van de elkaar passerende sterren. Op die manier werd er een draaibeweging aan deze ‘brokstukken’ verleend, terwijl de aantrekkingskrachten het hoekmomentum erin concentreerden.

Volgens de theorie van Chamberlin waren alle sterren van gelijke ouderdom. Dertig jaar lang vond deze theorie vrij algemeen aanhang, maar bij latere onderzoekingen stuitte men op onoverkomelijke moeilijkheden. De aantrekkingskracht kon niet voldoende materie losrukken, kon deze niet op voldoende afstand wegslingeren en kon er niet voldoende draaibeweging aan geven. Ook was het inwendige van de zon veel heter dan men in 1900 had gemeend, terwijl de uit de zon gerukte materie niet zomaar tot planeten zou afkoelen, maar veeleer in de ruimte tot een ijl gas zou uitzetten.

Uiteindelijk keerde de Duitse astronoom Carl Friedrich von Weizsacker (1912) in 1944 naar de nevelhypothese terug. Er was toen al veel meer bekend dan in de tijd van Laplace; er bestond meer inzicht in de wijze waarop een nebula zou draaien en in de wervelingen die in de randgebieden zouden moeten ontstaan. Weizsacker maakte duidelijk dat de zon en alle planeten - dus het hele zonnestelsel - zich ongeveer gelijktijdig zouden hebben gevormd. Wat het hoekmomentum aangaat, er kon nu worden aangetoond dat de zon een elektromagnetisch veld bezat, dat, naarmate de zon uit de nebula condenseerde, zou dienen om hoekmomentum aan de planeten over te dragen.

Tegenwoordig zijn de astronomen ervan overtuigd dat het zonnestelsel in zijn geheel op één tijdstip is ontstaan en dat de ouderdom van een willekeurig onderdeel daarvan ons de ouderdom van de aarde zou geven. De analyse van maangesteenten bijvoorbeeld zou daarom even nuttig zijn als de analyse van gesteenten op aarde.

De maan werd in 1969 eindelijk door ruimtevaarders bereikt, en zij brachten maanstenen mee terug naar de aarde. De stenen die zij op de hooglanden van de maan hadden aangetroffen bleken 4,0 tot 4,2 eon oud te zijn, dus tot een halve eon ouder dan de oudste gesteenten op aarde die men had geanalyseerd.

Ook dat is echter nog steeds de minimale ouderdom.

Volgens de huidige inzichten in de oorsprong van het zonnestelsel, ging de planeetvorming gepaard met het verschijnsel dat het stof en het gas van de nebula zich tot brokstukken verzamelde, die zich op hun beurt tot weer grotere stukken verenigden: kiezelstenen, rotsblokken, bergen. Terwijl de kernen van de grote hemellichamen zich vormden, trokken ze dit puin aan. Aan het eind van de periode van planeetvorming waren de nog resterende puinbrokken groot genoeg om gaten in de korst van de planeten te slaan.

De laatste puinbrokken die op de hemellichamen insloegen lieten kraters achter die nog steeds zichtbaar zijn, niet alleen op de maan, maar ook op Mercurius, Mars en verscheidene satellieten van Mars, Jupiter en Satumus. (Op aarde zou dit eveneens zijn gebeurd, maar de sporen ervan zijn weggesleten door de werking van lucht en water zowel als ten gevolge van het leven op onze planeet; alleen zijn er hier en daar nog flauwe sporen van meteorieten die gedurende het jongste verleden zijn ingeslagen.)

De inslagen van grote voorwerpen op de maan moeten destijds alle zichtbare gedeelten van het maanoppervlak hebben verstoord, vergruisd en zelfs tijdelijk doen smelten. Wat wij nu nog van het maanoppervlak waarnemen is alleen maar sinds de beëindiging van het bombardement van de maan betrekkelijk rustig en onveranderd gebleven. Het is duidelijk dat die beschieting ruim vier eon geleden is opgehouden, maar hoe lang had ze voordien aangehouden?

Wij zouden dus de structuur van hemellichamen moeten analyseren die nog kleiner zijn dan de maan. Hoe kleiner zo’n lichaam is, des te geringer de waarschijnlijkheid dat het in de begindagen van het zonnestelsel puin heeft aangetrokken, zodat het gedurende langere perioden onaangeroerd is gebleven.

Het is geen eenvoudige taak de hand op zulke kleine hemellichamen te leggen om ze aan proefnemingen te onderwerpen ... met één uitzondering. Nu en dan dringen er meteoren in de dampkring van de aarde binnen, waarna ze naar beneden schieten. Sommige zijn groot genoeg om de invloeden waaraan ze daarbij worden onderworpen te doorstaan, zodat ze als meteorieten in de grond slaan. Sommige daarvan kunnen worden opgespoord en onderzocht.

De ouderdom van meteorieten wordt bepaald door waarneming van de langzame radioactieve desintegratie van een bepaalde isotoop van rubi- dium tot strontium, en die van een bepaalde isotoop van rhenium tot osmium, en wel door veranderingen die door beschietingen met kosmische stralen zijn teweeggebracht. De analyse kan ook nog op andere manieren worden uitgevoerd, maar de verschillende methoden leveren alle ongeveer hetzelfde resultaat op, namelijk dat de ouderdom van de meteorieten tussen de 4,4 en 4,6 eon ligt.

De conclusie is dus dat het gehele zonnestelsel, met inbegrip van de aarde, ongeveer 4,6 eon geleden is gevormd, dus 4,6 miljard jaar. In de loop van een half miljard jaar volgend op dit ontstaan trad er een geleidelijke vermindering op van het bombardement van de grotere hemellichamen door puin. Sinds iets minder dan vier miljard jaar is het op de werelden van het zonnestelsel, dus ook op aarde, redelijk rustig geweest. Men is tegenwoordig van mening dat er op aarde reeds drie en een half miljard jaar geleden elementair leven in de vorm van primitieve cellen tot ontwikkeling is gekomen; dat het leven op aarde sindsdien nooit helemaal ten einde is gekomen, ondanks de bijna catastrofale omwentelingen die nu en dan zijn opgetreden, zodat het leven nooit geheel van voren af aan heeft hoeven te beginnen.

De geleerden hebben dus in twee eeuwen de horizon van de tijd teruggedrongen van de bijbelse zesduizend jaar voor de ouderdom van de aarde tot 4,6 miljard jaar: een 760000-voudige verlenging.

15 – De alomvattende tijd

Het uitdijende heelal

Tot hier toe is er alleen sprake geweest van de ouderdom van het zonnestelsel, dat echter slechts een stipje is in de uitgestrektheid van het heelal. Zijn alle sterren in het heelal gelijktijdig met de zon ontstaan? Is het hele heelal 4,6 eon oud?

Dat is denkbaar. Maar het is even denkbaar dat het heelal reeds een onbepaald aantal eons bestaat en dat de zon en haar planetenfamilie slechts nieuwkomers zijn. Tenslotte bevinden zich in de Orion-nevel - de galactische nebula onder de gordel van het sterrenbeeld Orion - con- densaties, verdichtingen, die op dit ogenblik het aanzien aan nieuwe sterren geven, die eerlang zullen beginnen te fonkelen. Als de ene ster nu wordt geboren en een andere 4,6 eon oud is, waarom zou dan weer een andere ster niet al zesenveertig eon geleden zijn geboren?

Het bepalen van de ouderdom van de aarde is al moeilijk genoeg geweest; hoe kan het dan óók nog mogelijk zijn de ouderdom van het heelal te bepalen? Toch vormt de ouderdom van het heelal in zekere zin een eenvoudiger probleem dan die van de aarde of zelfs van het zonnestelsel.

De sleutel tot de oplossing van het probleem werd reeds in 1842 gevonden, toen de Oostenrijkse natuurkundige Christian Johann Doppler (1803-1853) aantoonde dat de toonhoogte van geluid daalde als de geluidsbron zich van de waarnemer af bewoog, maar steeg als deze de waarnemer naderde.

In het geval van geluidsgolven was dit gemakkelijk te verklaren. Als de bron zich verwijderde, werden de golven uitgerekt, en langere golven hebben een kleinere hoogte (trillingswijdte) dan korte. Als de bron in de richting van de waarnemer werd bewogen, werden de golven ineengedrukt, dus korter, dus hoger van toon. Dit noemen wij het dopplereffect, dat wegens zijn zeer algemene bekendheid van eigennaam tot soortnaam is geworden.

In 1848 bewees de Franse natuurkundige Hippolyte Fizeau (1819-1896) dat dit ook voor licht - eveneens een golfverschijnsel - opging. Als een lichtbron zich van de waarnemer af beweegt, verschuift het uitgestraalde licht naar het rood van langere golflengte; als het licht de waarnemer nadert, verschuift het naar het violet van kortere golflengte. Fizeau liet zien dat men deze verschuiving kon volgen door de positie van de lijnen in het spectrum van een bewegende bron met die in soortgelijk licht van een stilstaande bron te vergelijken.

Aangezien het dopplereffect op iedere willekeurige afstand optrad, zou het ook voor sterren kunnen worden toegepast. In 1868 toonde de Engelse astronoom William Huggins (1824-1910) aan dat er een kleine, maar duidelijke rode verschuiving in de spectrale lijnen van de ster Sirius plaatsvond, waarmee hij in staat was te laten zien met welke snelheid Sirius zich van ons af bewoog.

Vervolgens werden er vele sterren met dit speciale doel waargenomen, waarbij sommige zich van ons bleken te verwijderen, terwijl andere naderbij kwamen; de snelheden varieerden daarbij van zeer laag tot zo’n honderd kilometer per seconde.

In latere jaren, toen er betere telescopen en spectroscopen ter beschikking stonden, werden de spectra van andere melkwegstelsel opgenomen en hun lijnen geanalyseerd. De eerste die zich hiermee bezighield was de Amerikaanse astronoom Vesto Melvin Slipher (1875-1969) die in 1912 vaststelde dat het melkwegstelsel van Andromeda het zonnestelsel met een snelheid van ongeveer tweehonderd kilometer per seconde naderde. Hij zette zijn onderzoekingen voort met andere galactische spectra (en dat nog wel in een tijd dat men nog niet eens besefte dat het om melkwegstelsels ging) en constateerde tot zijn verbazing dat deze stelsels zich - op twee na - met veel hogere snelheden van ons af bewogen dan de snelheden van sterren.

Het werk werd voortgezet door de Amerikaanse astronomen Edwin Powell Hubble (1889-1953) en Milton La Salie Humason (1891-1972) die doorgingen met het bestuderen van de spectra van melkwegstelsels en vaststelden dat deze alle van ons terugweken, zonder dat ze verdere uitzonderingen aantroffen. Bovendien merkten zij op dat, hoe vager deze stelsels waren, hoe sneller ze zich van ons af bewogen.

Hubble deed alles wat in zijn vermogen stond om de afstanden van die melkwegstelsels te schatten, en in 1929 voelde hij zich voldoende zeker van zijn resultaten om aan te kondigen wat de ‘wet van Hubble’ werd genoemd: Dat de snelheid van verwijdering evenredig was met de afstand waarop een melkwegstelsel zich van ons af bevond. Anders gezegd: Als melkwegstelsel A vijf keer zover van ons was verwijderd als melkwegstelsel B, dan week A met een vijfvoudige snelheid van ons terug. Verder bleek dat, naarmate men verder naar buiten doordrong, de snelheden van verwijdering duizenden en tienduizenden kilometers per seconde gingen bedragen.

Het leek merkwaardig dat er iets aan onze eigen Melkweg zou zijn waardoor alle andere melkwegstelsel naar buiten werden gedreven, en wel met hogere snelheden naarmate ze zich verder van ons af bevonden. Er was geen touw aan vast te knopen. Maar wat het ook was, het kon niets met ons te maken hebben.

De onmiddellijk getrokken gevolgtrekking was dat het heelal zich uitdijde en dat alle melkwegstelsels zich van elkaar af bewogen. (In feite zijn melkwegstelsels in zwermen gerangschikt die worden bijeengehouden volgens de wetten van de aantrekkingskracht; het zijn dan ook deze zwermen die zich van elkaar verwijderen. De reden dat er twee nabije melkwegstelsel zijn die ons naderen is dat zij deel van onze eigen plaatselijke groep melkwegstelsels uitmaken.)

Als wij ons dan ook op een planeet in willekeurig welk melkwegstelsel zouden bevinden, zouden alle galactische zwermen buiten onze eigen zwerm lijken terug te wijken, en hoe groter de afstand waarop ze zich zouden bevinden, des te sneller zouden ze zich verwijderen. Er is dus niets bijzonders met ons aan de hand.

Het denkbeeld van het uitdijende heelal werd nog aantrekkelijker doordat Einstein in zijn in 1916 opgestelde algemene relativiteitstheorie reeds had voorspeld dat zo’n uitdijing moest plaatsvinden.

Een uitdijend heelal bood terstond een manier om de ouderdom van het heelal te bepalen.

Stel eens dat we in de tijd terugkeken en volgden wat er met het heelal gebeurde. Dat is vergelijkbaar met het omgekeerd afdraaien van een film. Als het heelal uitdijt en groter wordt naarmate we ons in de tijd naar voren begeven, zou het zich samentrekken en kleiner worden naarmate we in de tijd teruggaan.

Van een uitdijing kunnen we ons voorstellen dat die tot in het oneindige zou doorgaan, omdat er, voor zover we weten, in het heelal geen grens bestaat waar die uitdijing ten einde zou kunnen komen, hoe ver ze ook zou zijn gevorderd. Met samentrekking is het anders gesteld. Als het heelal zich ver genoeg samentrekt, zal het tot een volume gelijk aan nul slinken, en een nog verdere inkrimping is niet mogelijk. Dat punt zal dan de nul-tijd moeten zijn, het moment waarop het heelal is begonnen.

Zelfs nog vóór Hubble zijn wet aankondigde, koesterde de Belgische astronoom Georges Lemaitre al soortgelijke overwegingen. Lemaïtre opperde in 1927 dat de volledige massa - de hele verzameling van melkwegstelsels - van het heelal in het zeer verre verleden tot een klein volume was samengeperst; dat kleine volume noemde hij het ‘kosmische ei’. Dit ei was in een enorme uitbarsting van onvoorstelbare hevigheid geëxplodeerd, waardoor het heelal werd gevormd zoals wij het nu kennen. De in de ruimte geslingerde melkwegstelsels, die zich nog steeds met grote snelheid buitenwaarts begeven, leggen nog steeds getuigenis af van de kracht van die eerste ontploffing. De Russisch-Amerikaanse natuurkundige George Gamow (1904-1968), die het met deze gedachtengang eens was, noemde de explosie van het kosmische ei de ‘big bang’, de oerknal, welke uitdrukking meteen aansloeg en populair is gebleven.

Niet iedereen was het met deze voorstelling van zaken eens. In de jaren veertig wees Gamow er echter op dat het heelal aanvankelijk zeer klein en onvoorstelbaar heet moest zijn geweest, zodat de straling die het uitzond buitengewoon korte golven en een zeer hoge energie moest hebben gehad. Naarmate het heelal uitdijde en afkoelde, zou de golflengte van de straling regelmatig langer zijn geworden. In de tegenwoordige tijd moest het heelal dan zo groot en koel zijn, dat de straling de waarden van microgolfiengten zou hebben bereikt. Dit betekende dat de astronomen in staat zouden moeten zijn in alle richtingen van vage, uniforme achtergrond van microgolfstraling te ontdekken.

Ten tijde van deze theorieën van Gamow beschikten de astronomen nog niet over de instrumenten die dergelijke waarnemingen mogelijk maakten, maar de technieken van de radio-astronomie kwamen snel tot ontwikkeling. In 1965 ontdekten twee Amerikaanse natuurkundigen, Arno A. Penzias (1933) en Robert W. Wilson (1936), de achtergrondstraling van microgolven, die uit alle richtingen bleek te komen. Sindsdien wordt het idee van de oerknal algemeen door de astronomen aanvaard.

De vraag is nu: Wanneer heeft de oerknal plaatsgehad? Als we die met de oorsprong van het heelal gelijkstellen, zal het antwoord op deze vraag ons de ouderdom van het heelal verschaffen.

Laten we eens veronderstellen dat de terugwijkingssnelheid van een melkwegstelsel voor elke verdere 6500 lichtjaren van zijn afstand met één kilometer per seconde toeneemt. Dat betekent dat een melkwegstelsel dat zes en een half miljoen lichtjaren van ons is verwijderd met duizend kilometer per seconde van ons zou terugwijken. Hoe lang zou het dan geleden zijn - als we in de tijd terugkijken - dat het zich precies boven ons bevond?

Als dat melkwegstelsel zich van een punt in onze omgeving met een snelheid van duizend km/sec. naar een punt op een afstand van zes en een half miljoen lichtjaren bewoog, zou het voor het afleggen van die afstand twee miljard jaar nodig hebben.

Verder zou een tweemaal zover van ons verwijderd melkwegstelsel tweemaal zo snel terugwijken en het zou twee miljard jaar nodig hebben om de verdubbelde afstand met de verdubbelde snelheid af te leggen. Een tien keer zover verwijderd voorwerp zou tien keer zo snel terugwijken, en dit zou eveneens twee miljard jaar vergen.

Anders uitgedrukt: Als de melkwegstelsels allemaal van ons terugwijken met een snelheid die voor elke 6500 volgende lichtjaren met één kilometer per seconde toeneemt, dan zouden alle melkwegstelsels, als we in de tijd terugkijken, zich twee miljard jaar geleden tot het kosmische ei hebben samengetrokken. De oerknal zou dan twee eon geleden hebben plaatsgevonden, en het heelal zou twee eon oud zijn.

De eerste cijfers van Hubble gaven inderdaad dat resultaat, en wederom stonden de geologen tegenover een onmogelijkheid. Vijftig jaar tevoren hadden ze Kelvins cijfer van vijfentwintig miljoen jaar voor de ouderdom van de aarde niet kunnen aanvaarden, omdat ze wisten dat de aarde ouder moest zijn. Ditmaal, in de jaren dertig, konden ze Hubbles cijfer van twee miljard jaar niet aanvaarden, omdat ze dank zij de radioactieve klok wisten dat de aarde nog véél ouder was, terwijl het heelal niet jonger dan de aarde kon zijn.

Een der beste methoden waarover Hubble beschikte om de afstand van de meer nabije melkwegstelsels te bepalen berustte op het gebruik van bepaalde veranderlijke sterren die de Cepheïden worden genoemd.

Reeds in 1912 had de Amerikaanse sterrenkundige Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) aangetoond dat hoe langer de periode van variatie was, hoe helderder de ster scheen te zijn, voor welke variatie zij een bepaalde formule uitgewerkte. Als Hubble opmerkte dat een Cepheïde in een bepaald melkwegstelsel kon worden waargenomen, dan wist hij uit haar periode hoe helder ze was. Uit die helderheid kon hij berekenen hoe lichtend ze op iedere gegeven afstand zou lijken. Uit haar werkelijke helderheid, zoals die werd waargenomen, kon hij dan de afstand bepalen.

In 1942 echter ontdekte de Duits-Amerikaanse astronoom Walter Baade (1893-1960), die van de verduistering in de oorlogsjaren gebruik maakte door de Andromeda-nevel grondig te bestuderen, dat er verschillende variëteiten van Cepheïden bestonden. Leavitts formule was voor één variëteit bruikbaar, maar niet voor de andere, en Hubble had zich nu juist op die andere variëteiten gebaseerd toen hij zijn afstandsbepalingen verrichtte.

Er werden voor de andere variëteiten van Cepheïden nieuwe formules uitgewerkt, en de melkwegstelsels bleken nu ongeveer tienmaal zover weg te zijn als Hubble had gemeend. Hun terugwijkingssnelheden bleken echter met de oorspronkelijke schattingen overeen te komen. Die snelheid werd rechtstreeks met de spectroscoop gemeten en was niet afhankelijk van de Cepheïden of van hun variëteiten.

Bij dezelfde terugwijkingssnelheid bleek het de melkwegstelsels in iedere galactische zwerm tien keer zoveel tijd te kosten om tien keer de afstand af te leggen. Zo’n heelal zou dus niet twee miljard jaar nodig hebben om zich tot een punt samen te trekken, maar twintig miljard jaar. Dat zou betekenen dat de oerknal niet twee, maar twintig eon geleden heeft plaatsgevonden.

Dit zou echter alleen het geval zijn indien de terugwijkingssnelheid gelijk bleef, onverschillig hoe ver we in de tijd zouden terugkeren. Zoiets is echter heel onwaarschijnlijk.

Na de oerknal werden de verschillende brokstukken van het kosmische ei naar buiten toe geslingerd, tegen de aantrekkingskracht van al de onderdelen in. Tijdens die buitenwaartse beweging moest de terugwijkingssnelheid afnemen wegens de voortdurende aantrekking van het totale zwaartekrachtveld van het heelal. Op het ogenblik moet het heelal daarom wel met een snelheid uitdijen die lager is dan ooit tevoren.

De steeds langzamer wordende uitdijing van het heelal betekent dus dat, als we in de tijd terugkijken, we het heelal zich steeds sneller en sneller zouden zien samentrekken - wat logisch is, omdat zijn eigen aantrekkingskracht steeds toeneemt naarmate het kleiner wordt. Op grond van die steeds hogere versnelling moet het zich dus in minder dan twintig eon tot het ‘kosmische ei’ hebben samengetrokken.

Als we de werking van de zwaartekracht in aanmerking nemen, lijkt het een redelijke schatting dat de oerknal vijftien eon geleden heeft plaatsgevonden. Daarmee zou de ouderdom van het heelal vijftien miljard jaar bedragen. Hierover heersen nog wel meningsverschillen; in de laatste tijd hebben de astronomen aanwijzingen gevonden die op een ouderdom van negen eon zouden duiden, maar andere astronomen komen in hun berekeningen op méér dan vijftien eon uit. Voorlopig lijkt het verstandig het maar op vijftien eon te houden.

Uit dit alles blijkt dat het heelal ruim tien eon oud was toen het zonnestelsel werd gevormd, en dat het heelal gedurende twee-derde van zijn huidige bestaan geen aarde heeft gekend.

Als de aarde 760000-maal zo oud is als James Ussher op grond van de Bijbel had geraamd, bedraagt de ouderdom van het heelal als geheel twee en een half miljoen maal die raming.

De dood van de zon

Het lijkt er op dat we niet verder in de richting van de verleden tijd kunnen teruggaan, want er kan niets voorbij het begin van alles liggen. Maar hoe is het met de andere richting gesteld? Kunnen we iets over de horizon van de toekomstige tijd zeggen?

We zijn geneigd te menen dat alles wat in de toekomst ligt - zolang het inderdaad toekomst is - blijvend voor ons verborgen blijft. We kunnen ons het verleden herinneren, we kunnen de geschriften bestuderen van de mensen die vóór ons hebben geleefd, ook kunnen we het verleden afleiden uit hetgeen we in het heden kunnen zien en waarnemen ... maar hoe kunnen we ooit de toekomst benaderen?

Niettemin, ook al beschikken we niet over een glazen bol en kunnen we niet met zekerheid zeggen wie morgen de wedrennen zal winnen of wie door een auto zal worden aangereden of wie er binnen een bepaalde tijd zal trouwen, we kunnen ons toch aan globale voorspellingen wagen.

We kunnen bijvoorbeeld op grond van alle beschikbare statistieken over de geboorten, de sterfte en de levenduur van de bevolking voorspellen, dat er van iedere honderdduizend zestigjarigen een bepaald aantal binnen een jaar dood zal zijn en dat een bepaald aantal over vijf jaar nog zal leven, waarbij de tijd zal uitwijzen dat we tamelijk dicht bij de waarheid zijn geweest. We kunnen niet nauwkeurig zeggen wie er zal sterven en wie er zal leven, maar statistische voorspellingen hebben toch hun nut.

Kunnen we bij een beschouwing van de aarde schatten wanneer ze zal sterven of althans wanneer ze geen bewoonbare wereld meer zal vormen?

Natuurlijk bestaat de mogelijkheid van rampen die de normale voortgang van de gebeurtenissen zou verbreken en voorspellingen moeilijker maken, maar in zekere zin kan men toch met rampen rekening houden.

Zo zijn er bijvoorbeeld voorwerpen met de omvang van een berg, die om de zon wentelen in banen die ze tot binnen een paar miljoen kilometer van de aardbaan brengen. Van tijd tot tijd bevinden deze voorwerpen en de aarde zich op punten in hun respectieve banen waardoor ze betrekkelijk dicht bij elkaar komen. Zulke voorwerpen worden ‘aardschampers’ genoemd, en in 1937 passeerde een daarvan, die zowat een kilometer in doorsnee mat, de aarde op minder dan vierhonderdduizend kilometer.

Als de aardschampers permanente banen hadden, zouden ze nooit met ons in aanraking komen, maar ze zijn voortdurend enigszins onderhevig aan de aantrekkingskracht van de aarde en tevens aan die van andere planeten in de nabijheid waarvan ze komen, zodat hun banen steeds wijzigingen ondergaan en de baan van een of andere aardschamper op een dag die van de aarde zou kunnen snijden. Als de aardschamper en de aarde het snijpunt dan gelijktijdig bereikten, zouden de gevolgen niet te overzien zijn. Volgens berekeningen van astronomen kan zoiets zich gemiddeld ééns in de zoveel miljoen jaar voordoen.

Een dergelijke botsing schijnt ongeveer vijfenzestig miljoen jaar geleden te zijn voorgevallen, en in 1980 meende men te hebben aangetoond dat er bij die gelegenheid zo’n enorme wolk van stof en puin oprees dat de zon drie jaar lang grotendeels was verduisterd. Hierdoor werd een einde aan bijna al het plantaardige en dierlijke leven gemaakt. Alle dinosaurussen en een groot aantal andere diersoorten werden gedood; de aarde was nagenoeg onvruchtbaar geworden. (Deze gebeurtenis kwam wel het allermeest de soort ‘catastrofes’ nabij die Bonnet twee eeuwen tevoren had verondersteld.) Sommige levensvormen doorstonden de catestrofe en werden dan ook de voorouders van alle huidige levensvormen, met begrip van onszelf, maar het was op het kantje af - en het hoeft niet de laatste keer te zijn geweest.

Zulke rampen zijn in totaal onberekenbaar. Iets van dien aard zou volgend jaar kunnen gebeuren of misschien pas over een miljoen jaar, of misschien wel helemaal nooit meer. Maar zijn er ook onvermijdelijke gebeurtenissen, die het einde van de aarde zouden betekenen, precies zoals de gebeurtenissen van 4,6 eon geleden haar begin betekenden?

Als het alleen om de aarde ging, waarschijnlijk niet. Als de omgeving van de aarde precies zou blijven zoals ze nu is, voldoende gunstig om het leven op de hele planeet in stand te houden, zou de aarde in haar huidige vorm tot in het oneindige kunnen voortbestaan.

Maar zal die omgeving gunstig blijven ? Verreweg de belangrijkste invloed op de aarde wordt door de zon uitgeoefend. De zonnestraling verwarmt de aarde en verschaft de energie voor de verplaatsing van lucht en water, de energie die door het plantenleven in weefsel wordt omgevormd, dat als voedsel voor de dierenwereld dient, enzovoort. Het was ten gevolge van de botsing met een asteroïde vijfenzestig miljoen jaar geleden dat het zonlicht drie jaar lang grotendeels werd geblokkeerd, zodat de aarde haar vruchtbaarheid verloor.

Mogen we er op rekenen dat de zon eeuwigdurend is?

Bepaald niet!

De aarde zelf bevindt zich in een toestand van evenwicht. Er zijn verschuivingen in de aardkorst, vulkanische uitbarstingen, bergformatie, erosie, stromingen in de vloeibare kern en magnetische velden in de nabije ruimte, maar het gaat hier niet om processen die steeds doorgaan; het zijn veranderingen die zich niet in één bepaalde richting voltrekken, maar die zich rondom gemiddelde waarden afspelen.

Met de zon is het fundamenteel anders gesteld. Zij verliest energie met een enorme snelheid, energie die moment na moment, jaar na jaar, eon na eon in de ruimte wordt uitgestraald, zonder enige mogelijkheid die terug te winnen. Helmholtz besefte als een der eerste dat deze energie ergens vandaan moest komen, maar wat de bron dan ook mag zijn, het staat vast dat de voorraad ééns totaal verbruikt zal zijn.

Als de zon steenkool stookte en vandaag begon te branden, zou ze over vijftienhonderd jaar in dode as zijn veranderd, als ze tenminste de huidige hoeveelheid energie zou blijven leveren.

Als ze de energie aan haar samentrekkende bewegingen onttrok, zou het bij gelijkblijvende energievoorziening slechts 9,25 miljoen jaar duren voor ze van haar huidige omvang tot letterlijk niets zou zijn geslonken.

In elk van die twee gevallen zou de zon - als ze op het moment van haar ontstaan, 4,6 eon geleden, was begonnen te stralen - bij wijze van spreken haast onmiddellijk dood en verdwenen zijn geweest.

Natuurlijk houdt de kernenergie de zon aan de gang, en die kan veel, veel langer duren dan welke andere vorm van energie ook. Maar zelfs ‘veel, veel langer’ is nog lang niet voor eeuwig. Hoe lang zou de voorraad kernenergie van de zon mee kunnen gaan?

Dat hangt natuurlijk van de aard van de kernenergie af. De fundamentele bijzonderheden hiervan werden in 1938 door de Duits-Amerikaanse natuurkundige Hans Albrecht Bethe (1906) uitgewerkt.

In de zonnekem heerst zo’n hoge temperatuur - volgens de berekeningen van Eddington in het begin van de jaren twintig ongeveer vijftien miljoen graden Celsius - dat de atomen met enorme kracht op elkaar botsen. De zon bestaat hoofdzakelijk uit waterstof, en de op elkaar botsende waterstofatomen versmelten tot de iets grotere heliumatomen. Dit proces wordt ‘waterstoffusie’ genoemd.

Het bij de waterstoffusie ontstane helium heeft een massa die 0,71 procent lager is dan de waterstof waaruit het is gevormd. Deze massa wordt in energie omgezet. (Massa is een vorm van energie, zodat de omzetting niet in tegenspraak is met de wet van het behoud van energie of arbeidsvermogen, zoals Einstein in 1905 als eerste in zijn speciale relativiteitstheorie had laten zien.) De natuurkundigen weten hoeveel energie met dat verlies aan massa overeenkomt en hebben berekend dat er 588 miljard kilogram waterstof per seconde in helium moeten worden omgezet om de zon in staat te stellen energie in de huidige hoeveelheden te blijven uitstralen.

Dit klinkt misschien wat gruwelijk en men zou kunnen menen dat de voorraad waterstof van de zon dan wel gauw zou zijn uitgeput. Maar 588 miljard kilogram waterstof zijn inderdaad slechts 3 x 10-18 van de massa van de zon (dus het drie miljard miljardste gedeelte).

Als de zon als een bol zuivere waterstof was begonnen en gedurende de hele 4,6 eon van haar bestaan waterstof in de huidige hoeveelheden in helium had omgezet, zou er tot nog toe slechts een twintigste van haar voorraad zijn verbruikt, zodat de zon gedurende nog eens zevenentachtig eon op dezelfde voet zou kunnen doorgaan.

In werkelijkheid ligt het iets anders. De zon is niet als een bol zuivere waterstof begonnen, allereerst omdat er ten tijde van de oerknal een heelal werd gevormd dat meteen al een grote hoeveelheid helium bevatte. Bij het ontstaan van de zon, tien eon na de oerknal, was er nog minder waterstof en nog meer helium.

Bij de geboorte van de zon schijnt ze voor tachtig procent uit waterstof en voor twintig procent uit helium te hebben bestaan, en de tegenwoordige verhouding is vijfenzeventig procent waterstof en vijfentwintig procent helium. Als de nu aanwezige waterstof in het huidige tempo zou worden verbruikt tot de voorraad op is, zou de zon misschien nog achtenzestig eon blijven schijnen.

Ook die raming is echter te hoog, want het gaat er om wat er in de kern van de zon gebeurt, waar de temperatuur hoog genoeg voor fusie is, zodat wat er met de zon als geheel gebeurt in dit opzicht buiten beschouwing dient te blijven. Bij het voortschrijden van de fusie wordt de kern van de zon veel rijker aan helium dan de zon als geheel. De kern wordt dichter en dichter, trekt zich samen, en wordt heter en heter. Terwijl de rest van de zon hoofdzakelijk blijft zoals ze nu is, zal de kern uiteindelijk heet genoeg worden om het helium te dwingen tot nóg massievere vormen van materie te versmelten, en de daarbij ontstane hitte zal de zon dwingen tot een ontzaglijk veel grotere omvang uit te zetten.

Door deze uitzetting zal de oppervlakte van de zon afkoelen tot ze alleen nog maar roodgloeiend is, maar de door het sterk vergrote oppervlak (de zon zal namelijk tot een miljoen maal haar huidige volume uitzetten) afgegeven straling zal enorm zijn, zó enorm dat het de aarde zal vernietigen. In die uitgezette toestond zal de zon een ‘rode reus’ zijn.

Deze verandering is beslist geen theoretische kwestie. De hemel bevat een aantal rode reuzen: enorme sterren die over een uitgestrekt volume verspreid zijn en een roodachtige gloed afgeven. De drie bekendste voorbeelden zijn Betelgeuse, Antares en Mira.

Nadat de zon, of welke ster dan ook, tot een rode reus is uitgezet, doorloopt ze andere stadia, die alle betrekkelijk kort zijn in vergelijking met de lange periode van haar ‘hoofdfase’: de tijd waarin waterstoffusie de belangrijkste bron van energie is, zoals dat nu voor de zon geldt.

De vraag die we ons nu moeten stellen luidt dus: Hoe lang blijft een ster, en vooral de zon, in haar hoofdfase? Het is namelijk uitsluitend gedurende die fase dat de aarde een bewoonbare wereld kan blijven.

Het tijdsbestek waarin een ster in haar hoofdfase blijft blijkt van haar massa af te hangen. Hoe groter de massa van een ster, des te groter is de massa van haar waterstof. Hoe groter de massa van een ster echter is, des te groter is de mate waarin waterstof fusie moet ondergaan om de ster zodanig te verhitten dat ze haar omvang behoudt en niet onder de inwerking van haar eigen aantrekkingskracht instort of implodeert.

De mate waarin waterstof fusie moet ondergaan stijgt bij toenemende massa van de ster veel sneller dan de beschikbare hoeveelheid waterstof. Hoe massiever een ster is, des te sneller bereikt het waterstofverbruik dus het punt waarop het rode-reusstadium begint. Anders gezegd, hoe massiever een ster is, des te korter zal haar hoofdfase duren.

De massiefste sterren die we kennen zullen slechts één miljoen jaar of minder in hun hoofdfase verkeren. Sirius, de helderste ster aan onze hemel en van matige grootte - 2,5 maal zo massief als de zon - betaalt voor haar massa door in totaal slechts een half miljard jaar in haar hoofdfase te blijven: een half eon.

Als de zon even massief als Sirius was, zou ze ruim 4,1 eon geleden het rode-reusstadium zijn ingegaan, en het leven op aarde zou nauwelijks de kans hebben gehad zelfs maar de meest primitieve celvorm tot ontwikkeling te brengen vóór de aarde onbewoonbaar werd. (Natuurlijk zou de aarde dan verder van die massievere zon verwijderd moeten zijn geweest dan haar afstand van de echte zon bedraagt, omdat de planeet anders meteen al onbewoonbaar zou zijn geweest.)

Op grond van haar massa zal de zon volgens de berekeningen gedurende een totaal van ten hoogste twaalf eon in haar hoofdfase blijven. Aangezien ze al 4,6 eon bestaat, blijven er nu nog 7,4 over. Gedurende die periode zal ze geleidelijk heter worden, zodat het gedurende ongeveer het laatste eon ook op aarde zó heet zou kunnen zijn dat er geen leven meer mogelijk is.

We kunnen de zon dus als een ster van middelbare leeftijd beschouwen, en de tijd die haar nog rest als schenkster van leven zal slechts weinig langer zijn dan de periode die al is verstreken. Zelfs als het mensdom (en zijn opvolgers in de evolutie) er in zou slagen de aarde door alle crises heen te blijven bewonen, dan zou de aarde als bewoonbare wereld toch na zo’n zes miljard jaar ten einde moeten komen.

De dood van het heelal

De zon is echter slechts één ster van de misschien wel driehonderd miljard sterren in onze eigen Melkweg plus de enorme aantallen in de honderd miljard andere melkwegstelsel die het heelal omvat. Het is mogelijk dat de mensheid lang voor het einde van de aarde als bewoonbare planeet naar andere planeten zal zijn uitgezwermd die om sommige van die andere sterren wentelen. Ook als dat niet gebeurt, is het mogelijk dat andere vormen van intelligent leven, die misschien nu al bestaan of zich wellicht nog moeten ontwikkelen, nog zullen bloeien als wij al lang zijn uitgestorven.

In feite is het niet nodig zozeer de nadruk op intelligentie te leggen en hoeven we ons er geen zorg over te maken of er intelligent leven (of welke andere vorm van leven dan ook) bestaat of niet bestaat. De sterren zullen blijven schitteren, en misschien is dat op zichzelf al genoeg om het heelal als levend aan te merken. Hoe lang zullen de sterren blijven schitteren nadat onze zon haar vergankelijke leven zal hebben uitgeleefd en verdwenen zal zijn?

Tegen de tijd dat onze zon haar hoofdfase achter zich zal hebben gelaten, zullen alle nu bestaande sterren die massiever dan de zon zijn natuurlijk reeds lang voorbij hun eigen hoofdfase zijn, maar slechts vier procent van alle sterren in de Melkweg zijn massiever dan de zon. Nog eens negen procent zijn ongeveer even massief als de zon en zullen hun hoofdfase wat eerder of wat later verlaten, afhankelijk van het tijdstip waarop ze voor het eerst zijn gaan gloeien.

Er blijven dus ongeveer zevenentachtig procent van de sterren in onze Melkweg over (en vermoedelijk in alle melkwegstelsels) die veel minder massief zijn dan de zon en die aanzienlijk langer dan twaalf eon in hun hoofdfase zullen blijven. De hoofdfase van de meeste van die sterren is aanzienlijk langer dan de periode die sinds de oerknal is verstreken; het is heel goed mogelijk dat ze in de begindagen van het heelal als sterren zijn geboren en toch, betrekkelijk gesproken, hun jeugd nog niet achter zich hebben gelaten.

De minst massieve sterren die er bestaan, sterren zó klein dat ze in hun kernen maar net genoeg druk en temperatuur op bouwen om de nucleaire vuren te ontsteken, en die met een dofrode gloed schijnen (het gaat hier om de kleinere ‘rode dwergen’), verbruiken hun waterstof zó spaarzaam dat ze niettegenstaande hun betrekkelijk kleine voorraad smeltbaar materiaal misschien wel tweehonderd eon in hun hoofdfase kunnen blijven.

Maar dan hebben we het alleen nog maar over de sterren die nu bestaan. Nog steeds worden er voortdurend nieuwe sterren gevormd. De zon zelf is minder dan vijf eon geleden ontstaan, toen het heelal reeds tien eon oud was. Als we willen, kunnen we op dit moment gadeslaan dat zich sterren aan het vormen zijn. Zullen sterren zich dan niet gedurende onbeperkte perioden blijven vormen, zodat zelfs na verloop van tweehonderd eon, als de laatste nu bestaande ster de hoofdfase verlaat, de melkwegstelsels nog steeds zullen gloeien met andere sterren, waarvan er nu nog niet één bestaat?

Het is waar dat sterren zich gedurende het hele bestaan van het heelal in grote getalen hebben gevormd, zich nog steeds vormen en zich in de toekomst zullen blijven vormen. De mogelijkheden hiertoe nemen echter misschien gestadig af.

De belangrijkste bron voor de vorming van nieuwe sterren bestaat uit de uitgestrekte wolken van stof en gas die we hier en daar in het heelal aantreffen. Hoe groot de voorraad daarvan ook is, er zijn toch grenzen aan. Er bestaan ‘elliptische melkwegstelsels’, die geen noemenswaardige hoeveelheden stof en gas bevatten, maar ook in ‘spiraalvormige melkwegstelsels’ (zoals het onze), die een hoog gehalte aan stof en gas bezitten, is die rijkdom tot de spiraal vormige armen beperkt. Noch de kern noch de bolvormige zwermen, die gezamenlijk de massa van zo’n melkwegstelsel uitmaken, bevat veel stof en gas.

Het aantal sterren dat in de toekomst uit deze grondstoffen zal kunnen ontstaan zal daarom misschien maar een paar procent van de aantallen bedragen die in het verleden zijn gevormd.

Dat zou nog steeds zo’n tien miljard sterren kunnen betekenen, alleen al in ons eigen melkwegstelsel. Maar ook al lijkt dit misschien een groot aantal, het is klein in vergelijking met dat van de nu al bestaande sterren. Na het verstrijken van tweehonderd eon, als geen enkele nu bestaande ster nog in haar hoofdfase zal zijn, zal de helderheid van het melkwegstelsel (die bijna geheel van sterren in de hoofdfase afhankelijk is) nog maar een dertigste bedragen van wat ze nu is, en na vierhonderd eon niet meer dan een duizendste.

Er zijn echter manieren waarop sterren, althans gedeeltelijk tot gas en stof kunnen terugkeren.

Als een ster in een rode reus is veranderd, zetten de versmeltingsreacties in haar kern zich voort, waarbij meer en meer complexe elementen worden opgebouwd, terwijl de aanvankelijke voorraad waterstof blijft afnemen. Vroeg of laat wordt de kern zwaar van het ijzer. Als er zich in de kern eenmaal ijzer heeft gevormd, kunnen verdere kernreacties daar geen energie meer afleveren. Ijzer is om zo te zeggen de allerlaatste as van de activiteit van een ster.

Er wordt bijgevolg niet genoeg energie in de tot dan toe actief versmeltende kern voortgebracht om de ster, tegen haar eigen aantrekkingskracht in, in haar uitgezette toestand te handhaven. Zij trekt zich dan ook snel samen, wat er op neerkomt dat ze ineenploft, dus implodeert.

Na deze implosie gaat de kinetische energie van de ster in warmte over, zoals Helmholtz al had uiteengezet, en haar temperatuur stijgt snel tot enorme hoogten. Het merendeel van de waterstof, die zelfs in dit stadium buiten de kern nog overvloedig aanwezig is, ondergaat nu versmelting. De uitbarsting van fel schitterend licht sterft echter spoedig weg, waarna de ingezakte ster rustig afkoelt, want ze beschikt niet over een andere warmtebron.

Hoe massiever de ster, des te catastrofaler de implosie, des te feller de kortstondige schittering en des te kleiner de uiteindelijke omvang.

Sterren met de massa van de zon, of nog minder, zullen betrekkelijk rustig inzakken en daarbij weinig massa verliezen. Ze zullen een zogenaamde ‘witte dwerg’ vormen, ongeveer ter grootte van een kleine planeet, hoewel de massa van de ster volledig bewaard zal blijven, aangezien de atomen zullen bezwijken, waarbij hun fragmenten veel dichter op elkaar zullen worden gepakt en dan het geval zou zijn geweest als de atomen intact waren gebleven.

De witte dwerg is ‘wit’ omdat hij onmiddellijk na de instorting aan zijn oppervlakte witgloeiend wordt, waarbij hij per vierkante meter veel meer hitte afstraalt dan een gewone ster zou doen. De hoeveelheid straling neemt echter al meteen af, eerst in hoog tempo, daarna geleidelijk langzamer. Het duurt eons vóór een witte dwerg ophoudt zichtbaar licht uit te stralen en voldoende is afgekoeld om donker te zijn, hoewel dat uiteindelijk gebeurt.

Maar hoe hoog de hitte en de straling van een witte dwerg per eenheid van zijn oppervlakte ook mogen zijn, die oppervlakte is verhoudingsgewijs zó gering, dat hij veel minder lichtsterk is dan een gewone ster. Als de zon eenmaal tot een witte dwerg zal zijn ingezakt, welke toestand na haar rode-reusstadium zal intreden, zal haar totale helderheid nog maar een tienduizendste van haar huidige helderheid bedragen. Dat zou althans in het begin van de levensduur van de witte dwerg het geval zijn, maar daarna zou de helderheid gestadig verder afnemen.

Sterren van aanzienlijk grotere massa dan de zon imploderen zó catastrofaal dat de implosie onmiddellijk door een explosie wordt gevolgd, waarbij een deel van hun massa in de interstellaire ruimte wordt weggeschoten. Het verlies varieert daarbij van een paar procent voor sterren die weinig groter dan de zon zijn tot vijfennegentig procent voor de echte reuzen, die vijftig keer zoveel massa als de zon bezitten. Zulke explosies brengen ‘supernova’s voort, die nu en dan in het heelal opduiken; sommige daarvan stralen tijdelijk even helder als een heel melkwegstelsel vol gewone sterren.

Supernova’s gaan na de explosie in veel sterker verdichte voorwerpen over dan witte dwergen en zijn ook veel minder lichtsterk. Ze condenseren tot neutronensterren of zwarte gaten, die in het geheel niet aan de helderheid van een melkwegstelsel bijdragen.

Wel dragen supernova’s bij tot de hoeveelheid stof en gas in het heelal. Voor het ontstaan van sterren zijn ze in drieërlei opzicht belangrijk:

Ten eerste: Ze vormen een toevoeging tot de grondstoffen, hetgeen vanzelfsprekend is.

Ten tweede: De schokgolf van de explosie kan in een wolk van stof en gas die zich toevallig in de omgeving van de supernova zou bevinden een golf van samenpersingsbewegingen in gang zetten, hetgeen het ontstaan van een ster of zelfs van een hele sterrenzwerm kan teweegbrengen.

Ten derde: Het stof en het gas van de supernova zijn rijk aan zware atomen die in de kern van de ster zijn gevormd en die van essentieel belang zijn voor het uiteindelijke ontstaan van leven.

Alle atomen behalve waterstof en helium, de twee eenvoudigste, zijn niet ten tijde van de oerknal gevormd, maar in het inwendige van de sterren, waarna ze ten gevolge van het exploderen van sterren in de ruimte verspreid raakten. De massa van de zon bestaat voor ongeveer anderhalf procent uit andere atomen dan waterstof en helium. Dit materiaal was afkomstig van de explosie van sterren die nog vóór het ontstaan van de zon en haar planetenfamilie hadden bestaan en vervolgens waren geëxplodeerd. Afgezien van een kleine hoeveelheid waterstof en sporen van helium bestaat de gehele aarde uit materiaal dat zich eens in de kern van sterren heeft bevonden, en hetzelfde geldt voor alle atomen in levend weefsel (met inbegrip van het onze) behalve waterstof. Deze atomen maken gezamenlijk negentig procent van de totale massa uit.

Toch bieden supernova’s beslist geen waarborg voor het oneindige voortbestaan van een fonkelende sterrenhemel.

Allereerst is het aantal sterren dat voldoende massa bezit om te exploderen en aan het stof en gas in het heelal bij te dragen betrekkelijk klein. Minder dan één procent zijn massief genoeg voor een werkelijk spectaculaire explosie (hoewel dat alleen al in onze Melkweg nog steeds om drie miljard sterren gaat, terwijl er miljarden andere in het verleden hebben bestaan en er nog zeer vele in de toekomst zullen ontstaan).

In de tweede plaats zijn het stof en het gas dat ze bij hun explosie in de ruimte hebben verspreid betrekkelijk arm aan waterstof en rijk aan kernen met een grotere massa.

Deze meer massieve elementen mogen dan vereist zijn voor het vormen van op de aarde gelijkende planeten en zelfs essentieel voor het ontstaan van leven, maar ze zijn géén belangrijke brandstof voor de versmelting. De enige belangrijke fusiebrandstof is waterstof, en die wordt voortdurend verbruikt en niet aangevuld, zelfs niet door de explosie van een supernova.

Inderdaad wordt het waterstofgehalte van de stof- en gaswolken die tot sterren condenseren naarmate het heelal ouder wordt steeds lager, terwijl het gehalte aan andere elementen toeneemt, zodat de gevormde sterren in principe een kortere hoofdfase zullen hebben.

Ondanks de vorming van nieuwe sterren en de explosie van oude sterren worden onze Melkweg en alle andere melkwegstelsels geleidelijk donkerder, zodat ze na verloop van misschien vierhonderd eon wat hun helderheid betreft praktisch dood zullen zijn. De melkwegstelsels zullen dan bestaan uit afkoelende witte dwergen, neutronensterren, groeiende zwarte gaten en natuurlijk een onbeperkt aantal kleine, koude planeetlichamen.

Sterren in hun hoofdfase, die even helder als onze zon schijnen, zullen dan maar heel sporadisch voorkomen. Als we ons iemand zouden kunnen voorstellen die naar ons huidige heelal kijkt - naar al het geschitter van honderd miljard melkwegstelsels met hun totaal van 10^22 (tien miljard biljoen) sterren - en dan naar het heelal zoals het over vierhonderd eon zal zijn, met hier en daar een eenzaam vonkje licht, zou het hem niet kwalijk te nemen zijn als hij meende dat het heelal was gestorven.

De toestand zou zelfs nog erger zijn als het heelal, dat nu aan het uitdijen is, zijn uitdijing onbeperkt zou voortzetten. Iedere stervende galactische zwerm zou zich dan verder en verder van iedere andere stervende galactische zwerm blijven verwijderen, zodat de na vierhonderd eon nog overgebleven lichtsprankjes ongeveer vijfentwintig maal zover verspreid zouden zijn als wanneer het heelal in zijn huidige vorm en omvang was gebleven. De duisternis zou dan in dezelfde mate nog dieper zijn.

Het samentrekkende heelal

Staat het echter wel vast dat de uitdijing van het heelal tot in alle eeuwigheid zal doorgaan?

Het heelal zet uit tegen de totale aantrekkingskracht van de materie in het heelal in, zodat de mate van uitzetting aan het vertragen is. Eveneens echter wordt de aantrekkingskracht zwakker naarmate het heelal naar buiten toe uitzet.

Dit proces is analoog met wat er gebeurt als een raket tegen de zwaartekracht in van de aarde opstijgt. Als de beginsnelheid van de raket hoog genoeg is, dus hoger dan de ontsnappingsnelheid van de aarde, zal het haar gelukken de zwaartekracht, bij wijze van spreken, vóór te blijven. De snelheid wordt minder, maar de afnemende zwaartekracht kan die snelheid nooit tot volledige stilstand terugbrengen.

Als het heelal door de oerknal buitenwaarts is geslingerd met een snelheid boven de ontsnappingssnelheid van het heelal, zal het voorgoed blijven uitdijen. Als die snelheid echter beneden de ontsnappingssnelheid lag, zal er op den duur een einde aan de uitdijing komen, waarna het heelal zich zal gaan samentrekken.

Bij deze samentrekking zal de inkrimpingssnelheid steeds hoger worden, totdat alles wat zich in het heelal bevindt met een enorme samen- persingskracht wordt samengevoegd. Woorden schieten hier volledig te kort, maar naar analogie van het begrip ‘oerknal’ zullen we voor de tegenhanger daarvan over een grote ‘knauw’ spreken. Het heelal is dus vermoedelijk als een onvoorstelbaar klein en onvoorstelbaar heet voorwerp begonnen en zal vermoedelijk tot diezelfde toestand terugkeren. Ook zal er gedurende dat proces niets verloren gaan. Niet slechts alle materie van het heelal zal weer worden bijeengebracht, maar eveneens alle stoffelijke straling.

Wellicht zal de grote knauw een nieuwe oerknal ontketenen, die wederom een uitdijend heelal van waterstof en helium zal vormen, zodat het hele proces opnieuw begint. In dat geval mogen we van een oneindig aantal opeenvolgende heelals spreken, waarvan elk door een knauw- en -oerknal van het voorafgaande en van het daaraanvolgende zal zijn gescheiden.

Hoever zouden de knauw- en -oerknallen in dat geval in de tijd uit elkaar liggen? Dat is moeilijk te beantwoorden. Het hangt er van af hoever de universele uitzetting beneden de ontsnappingssnelheid ligt. Hoe groter het verschil tussen die twee waarden, des te korter het tijdsverloop tussen knauw- en -oerknallen.

Dat tijdsverloop moet natuurlijk meer dan dertig eon bedragen, omdat de laatste knauw- en -oerknal nu vijftien eon achter ons ligt en het heelal nog steeds bezig is uit te dijen.

Laten we veronderstellen dat de tussentijd duizend eon is, dus een biljoen jaar. In dat geval zou het heelal na vierhonderd eon dood lijken, maar dat zou slechts schijnbaar zo zijn. De uitzettingssnelheid zou dan tot een slakkegang zijn vertraagd; na vijfhonderd eon zou er gedurende een moment volledige stilstand heersen, hoewel iedere beweging gedurende eons vóór en na die stilstand (eerst buitenwaarts, dan binnenwaarts) zó gering zou zijn dat ze aan iedere waarneming zou ontsnappen.

In de loop van de na die centrale stilstand verstrijkende eons zou het heelal zich geleidelijk sneller en sneller gaan samentrekken, tot aan het moment van een grote knauw, gevolgd door een nieuwe oerknal waarbij de materie weer in de ruimte zou worden uitgestoten.

Maar zal alles zich nu werkelijk zo afspelen? Zou het niet zó kunnen zijn dat het heelal ‘open’ is; dat de uitdijingssnelheid ten tijde van de oerknal boven de ontsnappingssnelheid van het heelal lag, zodat het heelal tot in het oneindige zal uitdijen en dus niet alleen zal sterven, maar eveneens dood blijven?

Het is een open vraag. Volgens schattingen van de astronomen zal de uitdijingssnelheid van het heelal beneden de ontsnappingssnelheid liggen als de gemiddelde dichtheid van het heelal (gebaseerd op een gelijkmatige verdeling van alle materie van alle sterren en andere voorwerpen over de hele ruimte) met ongeveer drie atomen waterstof per kubieke meter overeenkomt. Dan zou er een zwaartekrachtveld van voldoende intensiteit zijn om de uitdijing uiteindelijk tot stilstand te brengen en het heelal ‘af te sluiten’.

Als de gemiddelde dichtheid groter was, zou de uitdijing eerder ophouden. Hoe hoger de gemiddelde dichtheid, des te korter het tijdsverloop tussen knauw- en oerknallen.

Bij het maken van de best mogelijke schattingen van de gemiddelde dichtheid van het heelal hebben de astronomen in werkelijkheid echter vastgesteld dat dit gemiddelde slechts ongeveer één procent bedraagt van de waarde die nodig is om het heelal af te sluiten. In dat geval is er gewoonweg niet genoeg aantrekkingskracht om de uitdijing tegen te houden. Het heelal is dus open; het zal oneindig blijven uitzetten, het zal sterven en het zal dood blijven.

We zullen het hier echter niet bij laten en gaan nu de werkelijke samenstelling en gesteldheid van het heelal onderzoeken. De atomen waaruit het heelal bestaat, bestaan op hun beurt uit deeltjes die ‘protonen’, ‘neutronen’ en ‘elektronen’ worden genoemd (we zullen daar later in dit boek op terugkomen). Verder zijn er ‘fotonen’, de fundamentele eenheden van licht en andere soortgelijke straling. Ten slotte zijn er de zeer kleine deeltjes die ‘neutrino’s’ heten.

Als alle zich in het heelal bevindende materie gelijkmatig werd verdeeld en we zouden dan een volume van dertig kubieke meter nemen, zou dat volume volgens de beste schattingen die thans mogelijk zijn één proton, één elektron, één miljard fotonen en drie miljard neutrino’s bevatten.

We zullen deze soorten nu een voor een beschouwen. In het geval van het proton is er een kans van één op tien dat zich in plaats daarvan een neutron bevindt. Een neutron heeft echter ongeveer dezelfde massa als een proton, zodat dit de gemiddelde dichtheid niet zou beïnvloeden; we kunnen ons hier dus eenvoudigheidshalve tot protonen beperken.

Het elektron heeft slechts 1/1836 van de massa van het proton, zodat de aan- en afwezigheid ervan de gemiddelde dichtheid van het heelal met slechts één twintigste procent beïnvloedt, hetgeen we hier mogen verwaarlozen.

Het foton heeft geen ‘rustmassa’, hetgeen betekent dat het een massa van nul zou hebben als het ten opzichte van het omringende heelal in rust verkeerde. Het beweegt echter zeer snel en heeft een energie-inhoud. Deze komt overeen met een bepaalde, kleine hoeveelheid massa. De massa die overeenkomt met de energie-inhoud van een deeltje ligt ver beneden de rustmassa van een deeltje als het proton. Inderdaad is het massa-equivalent van de energie van het hele miljard fotonen in onze dertig kubieke meter veel geringer dan de rustmassa van het éne proton. De fotonen mogen dus worden genegeerd voor zover het om het bepalen van de intensiteit van het zwaartekracht van het heelal gaat.

Voor de neutrino’s geldt hetzelfde als voor het foton, en ook deze mogen worden verwaarloosd.

Dit brengt ons tot de conclusie dat het éne proton in de dertig kubieke meter alles is waar we rekening mee moeten houden, en dat is niet genoeg. We zouden ten minste honderd protonen in dat volume nodig hebben om een einde aan de uitdijing te laten komen en het heelal als afgesloten te beschouwen.

In 1980 kondigde de Amerikaanse natuurkundige Frederick Reines (1918) echter de resultaten van bepaalde experimenten aan waaruit zou blijken dat het neutrino in feite toch een zeer kleine hoeveelheid rustmassa bezit. Volgens sommige schattingen zou het een massa hebben gelijk aan 7,692 X 10”5 die van een elektron, of ongeveer 4,348 X 10“8 van die van een proton.

Als dit juist is (de experimenten waaruit dit zou blijken zijn tot op heden nog voor tweeërlei uitleg vatbaar), dan zouden de drie miljard neutrino’s in de dertig kubieke meter een totale massa bezitten gelijk aan die van 125 protonen. Dit zou voldoende, en zelfs meer dan voldoende, zijn om het heelal af te sluiten en om de zekerheid te verschaffen dat het ééns zal gaan slinken, zodat er uiteindelijk een nieuw, jong heelal zou kunnen ontstaan.

Zo zien we dat de horizon van de tijd vijftien eon in het verleden is teruggeduwd, tot aan de geboorte van het heelal, en tien tot honderd maal verder in de toekomst naar voren is geschoven, tot aan de dood van het heelal - of tot aan zijn wedergeboorte.

16 – Momenten van de tijd

Tot binnen de seconde

Bij onze peilingen naar de horizon van de tijd, de verleden zowel als de toekomstige, hebben we getracht ons op perioden van onvoorstelbare lengte te concentreren. Er is echter nog een andere horizon, die op onvoorstelbaar korte onderdelen van de tijd betrekking heeft. In sommige opzichten was het vóór de moderne geschiedenis veel gemakkelijker met jaren en eeuwen om te gaan dan met uren en seconden.

In de Oudheid ontstond het probleem van het werken met onderdelen van een dag uit het feit dat er geen natuurlijke cyclische veranderingen met een periode van minder dan een dag schenen te bestaan. Aanvankelijk bestond de beste oplossing uit het beoordelen van de stand van de zon aan de hemel, en dan over de dageraad, de zonsopgang, de ochtend, de middag, de avond, de schemering en de nacht te spreken.

Naar de zon kijken om haar stand gewaar te worden is onprettig en bovendien niet veilig. Het is veel gemakkelijker een paal in de grond te slaan en naar de schaduw daarvan te kijken. In de noordelijke gematigde luchtstreek, waar de vroege beschavingen zijn ontstaan, komt de zon in het oosten op, doorloopt de hemel (waarbij ze altijd zuidelijk van het toppunt blijft) en gaat in het westen onder. De schaduw is ’s morgens naar het westen gericht en wordt met het voortschrijden van de dag korter, ’s Middags (‘mid-dag’) is ze het kortst en wijst ze naar het noorden, waarna ze in oostelijke richting langer wordt naarmate de dag ten einde loopt.

Zulke ‘zonnewijzers’ werden reeds omstreeks 3500 v. Chr. in Egypte gebruikt. In de loop van de eeuwen werden die toestellen steeds vernuftiger en kon men de dag ook in delen van ongeveer gelijke duur verdelen. Het werd gebruikelijk de dag in twaalf ‘uren’ (naar een Grieks woord met de betekenis ‘tijd van de dag’) op te splitsen.

Men koos het getal twaalf omdat het door twee, drie, vier en zes deelbaar was. In navolging van de dagindeling werd ook de nacht in twaalf uur verdeeld (ook al is een zonnewijzer onbruikbaar als de zon niet aan de hemel staat), zodat een etmaal nu uit vierentwintig uren bestond.

Op een afstand van de evenaar worden de dagen in een jaarlijkse cyclus langer en korter, en de nachten eveneens, maar in omgekeerde richting, zodat de twaalfdeling van de zonnewijzer op grond van de periode die van zonsopgang tot zonsondergang verliep tot gevolg had dat de dag-uren ’s zomers langer dan in de winter waren, en de nachturen ’s winters langer dan in de zomer. Dit was onpraktisch, omdat het innerlijke besef van tijd niet met de jaargetijden veranderde. Zomer en winter, de mensen ondergingen het gevoel van honger met gelijke tussenpozen. Gelukkig bestonden er andere manieren om de tijd te schatten, zoals het veroorzaken van een heel langzame beweging en het volgen van de loop daarvan.

Een onbekende uitvinder bedacht een toestel dat uit twee glazen kegels bestond die door een nauw buisje, eigenlijk een insnoering, waren verbonden. Een der kegels vulde hij met precies genoeg zand om hem in precies een uur in de andere te doen leegstromen, waarbij hij de lengte van het uur nauwkeurig afstemde op een uur zoals dat door een zonnewijzer tijdens de dag-en-nachtevening werd aangegeven, dus de equinox, wanneer dag en nacht van gelijke duur zijn. Zo’n zandloper of ‘uurglas’ gaf steeds dezelfde lengte van het uur aan, onafhankelijk van de tijd van het jaar. Als zo’n uurglas telkens na een uur werd omgedraaid, was men dag en nacht in staat de uren af te tellen, met het voordeel dat men dit bij bewolkte of bij heldere hemel kon doen, ’s zomers en ’s winters.

Ook beoordeelde men het verstrijken van de tijd wel met behulp van lampen of kaarsen, waarbij men het niveau van de olie of het opgebrande en het resterende deel van de kaars als maatstaf nam.

Het meeste succes van de verschillende inrichtingen van dit soort had de ‘waterklok’ of klepsydra (naar Griekse woorden die ‘verborgen water’ betekenen). Bij zulke klokken liet men water uit de ene bak in de andere druppelen. Op grond van de daling van het niveau in de eerste en de stijging in de tweede beoordeelde men dan de verlopen tijd. Men paste vernuftige methoden toe om de druppels werkelijk constant en regelmatig te laten vallen, en men maakte gebruik van wijzers op drijvertjes om de uren aan te geven.

De Egyptenaren begonnen al omstreeks 1400 v. Chr. klepsydra’s toe te passen, en de Grieken namen het idee omstreeks 150 v. Chr. van hen over.

In de veertiende eeuw kwamen de eerste mechanische klokken in gebruik. Door middel van een raderwerk liet men een wijzer langs een schijf, dus een wijzerplaat, draaien. De raderen hadden inkepingen en met behulp van gewichten werden de raderen gedwongen zich met regelmatige tussenpozen van de ene inkeping naar de andere te verplaatsen. Aangezien de klok zó was ingericht dat de raderen achtereenvolgens stilstonden, dan uit hun opsluiting ontsnapten, een korte beweging uitvoerden en dan opnieuw stilstonden, en zo vervolgens, gaf men de naam echappement (naar het Franse woord voor ‘ontsnappen’) aan dit soort toestellen.

In de loop van de Middeleeuwen werden de mechanische klokken voortdurend verbeterd, en voor het eerst werd het nu mogelijk ook onderdelen van een uur te meten. (Het uur werd - volgens een gebruik dat de Sumeriërs reeds vóór 2000 v. Chr. in het dal van Tigris en Eufraat hadden aangenomen - in zestig minuten verdeeld. Ook zestig is een praktisch getal, omdat het op vele wijzen deelbaar is. ‘Minuut’ komt van een Latijns woord voor ‘een klein gedeelte’.)

De beste mechanische klokken van de middeleeuwse soort hadden een afwijking van niet meer dan vijf minuten per dag.

Er kwam een keerpunt in 1581, toen een Italiaanse jongen, Galileo Galileï (1564-1642), tijdens de diensten in de kathedraal van Pisa de zwaaiende kroonluchter zat gade te slaan. Hij nam de tijd van de slingeringen op door zijn polsslag te tellen en merkte op dat de luchter steeds dezelfde tijd scheen nodig te hebben om van de ene kant naar de andere te zwaaien, of hij dat nu in een lange of in een korte boog deed. Hij controleerde dit thuis door gewichten op te hangen, die hij dan over verschillende booglengten liet slingeren.

Voor het eerst was er een cyclische beweging van constante periode voor korte tussenpozen geconstateerd.

De slingertijd bleek echter niet absoluut constant te zijn. Een lange slinger heeft iets meer tijd nodig dan een korte. Omstreeks 1657 echter ontwierp de Nederlandse astronoom Christiaan Huygens (1629-1695) een methode om de slinger de boog van een cycloïde, een soort afgeplatte halve cirkel, te laten volgen, in plaats van een cirkelboog. Nu was de slingerbeweging inderdaad constant. Vervolgens bedacht hij een klok waarbij langzaam dalende gewichten een slinger in beweging hielden die de regelmatige verplaatsing van het echappement in een cirkelbaan teweegbracht.

Huygens is dus de uitvinder van de staande of Friese klok, tegenwoordig ook wel grootvadersklok genoemd, waarbij een lange slinger de seconden aftikt. (Elke seconde is een zestigste minuut. Het woord ‘seconde’ betekent ‘tweede’ en duidt de twee onderverdeling van het uur aan, namelijk een zestigste van een zestigste van een uur.)

Het eerste slingeruurwerk van Huygens liep niet meer dan tien seconden per dag voor of achter, zodat het dertig keer zo nauwkeurig was als de allerbeste mechanische klok. Omstreeks 1730 waren zulke klokken al zodanig verbeterd dat ze niet meer dan een seconde per dag afweken; in 1830 waren ze tot op een tiende seconde per dag nauwkeurig, in 1885 tot op een honderdste seconde, en in 1925 tot op een vijfduizendste seconde.

In 1675 ontdekte de Engelse natuurkundige Robert Hooke (1635-1703) dat fijne spiraalveren (‘haarveren’) zich in constante tijden om een evenwichtsstand konden verwijden en samentrekken. Door gebruik te maken van een sterke, zich ontspannende hoofdveer of‘grote veer’ in plaats van gewichten, en van een haarveer in plaats van een slinger, kon er een draagbaar uurwerk worden geconstrueerd, het eerste bruikbare ‘zakhorloge’.

De Engelse instrumentmaker John Harrison (1693-1776) verbeterde deze draagbare toestellen zodanig dat iemand die er vijf maanden lang op een stampend schip gebruik van had gemaakt, aan het eind van de reis kon constateren dat het na alle wederwaardigheden op zee minder dan één minuut afweek.

Met de uitvinding van andere toestellen, zoals elektrische klokken en uurwerken waarvan de werking op oscillerende kristallen of atomen berust, is de nauwkeurigheid geleidelijk steeds groter geworden. Er bestaan tegenwoordig ‘atoomklokken’ die in duizend jaar niet meer dan één seconde voor- of achterlopen.

Men zou zich kunnen afvragen waarom men bij het meten van de tijd zo’n tot het uiterste opgedreven nauwkeurigheid nodig heeft. Wat maakt een afwijking van een paar seconden per uur nu uit, om van duizend jaar maar helemaal niet te spreken?

In het gewone leven kreeg men bij de voortschrijdende industrialisering behoefte aan hogere nauwkeurigheid. De komst van de spoorwegen had het noodzakelijk gemaakt dienstregelingen in te voeren, waarin de tijden tot op de minuut moesten worden vermeld. Later kwam de radio, waarbij het gewenst was dat de luisteraars de tijd tot bijna op de seconde konden vernemen.

In het begin van de vorige eeuw beschikten de welgestelde mannen in de industrielanden als regel over een zakhorloge. Na de Eerste Wereldoorlog bezat een groot gedeelte van de bevolking van beiderlei kunne polshorloges. Tegenwoordig is bijna iedereen in de ontwikkelde landen zich, op welke manier dan ook, voortdurend bewust van de tijd van de dag, een noodzaak die voortvloeit uit het werk, sociale verplichtingen, sport en ieder ander levensgebied.

De geleerden en technici echter zijn degenen voor wie ultraprecieze tijdmeting en het onderverdelen van de tijd in buitengewoon korte tussenruimten onontbeerlijk zijn geworden.

Halveringstijden

Laten we bijvoorbeeld de radioactieve halveringstijden beschouwen. Uranium-238 heeft een halveringstijd van 4,5 miljard jaar. Dit is niet rechtstreeks te meten. Je kunt niet vier en een halve eon wachten om te constateren dat de helft van het uranium is afgebroken. Je kunt echter wel gedurende een bepaalde tijd het aantal ontledingen in een bepaald aantal atomen uranium-238 vaststellen, en op grond daarvan de halveringstijd berekenen. Hoe nauwkeuriger de meting ervan geschied is, des te betrouwbaarder wordt uiteraard de uitkomst van de halveringstijd.

De eerste halveringstijden waarmee men te maken kreeg waren zeer lang, aangezien de eerste radioactieve atomen die men had ontdekt, precies degene waren die nog op aarde bestonden, ook al was hun spontane kernsplijting reeds aan de gang sedert de planeet 4,6 eon geleden werd gevormd. In dat tijdsverloop was de helft van het oorspronkelijke uranium-238 gesplitst; thans is er nog voldoende uranium overgebleven om het tot een betrekkelijk zeldzaam metaal te maken, dat dus zeker niet buitengewoon zeldzaam is.

Toch zijn niet alle halveringstijden lang. Het uiteindelijke afbraakprodukt van uranium-238 is lood-206, maar dit geschiedt via een hele keten van radioactieve overgangsvormen. In elk erts dat uranium-238 bevat zijn tevens alle radioactieve overgangsatomen aanwezig.

Al die negatieve overgangsatomen hebben een kortere levensduur dan uranium-238, zodat ze zich sneller splitsen dan dat ze ontstaan. Dit betekent dat die overgangsvormen in zeer lage concentraties aanwezig zijn. Men kan aantonen dat, hoe korter de halveringstijd is, des te lager de concentratie van de overgangsvorm wordt ten opzichte van die van uranium-238.

Zo komt er in gesteenten die uranium-238 bevatten, ook een isotoop voor die radium-226 wordt genoemd. Het radium-226 is aanwezig in concentraties die slechts 3,521 X 10-7 van die van uranium-238 bedragen. De halveringstijd van radium-226 bedraagt dus maar 3,521 X 10-7 van die van uranium-238, ofwel ongeveer zestienhonderdtwintig jaar. (In feite is het eenvoudiger de halveringstijd van radium-226 te bepalen en daaruit de halveringstijd van uranium-238 te berekenen.)

Er komen nog kortere halveringstijden voor dan die van radium-226, en deze kunnen op verschillende manieren worden berekend. Men heeft kunnen aantonen dat, hoe korter de halveringstijd van een atoom was dat zich splitste door bepaalde stralingen uit te zenden die ‘alfa-deeltjes’ worden genoemd, des te hoger de energie-inhoud van die alfa-deeltjes moest zijn. De energie van de alfa-deeltjes kon worden bepaald door na te gaan hoe diep ze in bepaalde stoffen doordrongen, op grond waarvan dan hun halveringstijden konden worden berekend.

Van de overgangsatomen die bij de splitsing van uranium-238 ontstaan heeft polonium-210 een halveringstijd van 138,4 dagen; die van bismut-214 bedraagt 19,7 minuten, die van astatine-218 in twee seconden, terwijl die van polonium-214 slechts 16 x 10-5 seconde bedraagt.

Uiteraard zouden deze kortstondig bestaande atomen tegenwoordig niet op aarde voorkomen als ze niet voortdurend door de splijting van uranium-238 werden gevormd.

Bij de splitsing van thorium-232 wordt een zelfs nog onstabielere overgangsvorm voortgebracht: polonium-212, dat een halveringstijd van 3 X 10~7 seconde heeft. Dat is slechts een derde van een miljoenste seconde, en toch blijkt het bestaan van een stof, die zó vergankelijk is dat ze niet in zichtbare hoeveelheden kan worden geïsoleerd, uit de aard van de alfa-deeltjes die ze uitzendt, terwijl het zelfs mogelijk is haar eigenschappen te bepalen.

De menselijke horizon van zeer korte tussentijden ligt zelfs nog ver beneden de miljoenste seconde. In de jaren dertig en daarna heeft men enorme ‘deeltjesversnellers’ gebouwd, die de natuurkundigen in staat stellen met deeltjes te werken die veel kleiner dan atomen zijn (‘sub-atomaire’ deeltjes) en die van ontzaglijke hoeveelheden energie te voorzien. Door deze sub-atomaire deeltjes in atomen en in elkaar te schieten, brachten zij nieuwe soorten sub-atomaire deeltjes met buitengewoon korte halveringstijden voort.

Deze vergankelijke deeltjes ontstaan met zoveel energie, dat ze zich bijna met de snelheid van het licht verplaatsen. Ze blijven echter maar zó kort bestaan, dat ze zelfs met die snelheid slechts heel korte banen afleggen in de instrumenten waarmee ze kunnen worden waargenomen door het spoor van waterdruppeltjes of gasbelletjes dat ze achterlaten.

Zo bestaan de theta-mesonen na hun vorming slechts 10-10 seconde, en er zijn ‘resonantiedeeltjes’ waarvan men heeft berekend dat de halveringstijden in de orde van 10-23 seconde liggen.

En zelfs daarmee is de grens nog niet bereikt. Gedurende de laatste paar jaar hebben de natuurkundigen de ‘Grand Unified Theory’ (de theorie van de grote eenheid, die gewoonlijk de gut wordt genoemd) uitgewerkt, waarvan men hoopt dat ze al de verschillende ons bekende typen van krachten zal omvatten, die dan onder slechts één stel wiskundige betrekkingen zouden vallen. (Er zijn in feite slechts vier typen van krachten, en wel, in de volgorde van hun ontdekking, de wisselwerking van de aantrekkingskrachten, de elektromagnetische wisselwerking, en twee verschillende nucleaire wisselwerkingen: de sterke en de zwakke.)

Met behulp van de gut hebben de natuurkundigen het mogelijke verloop van de gebeurtenissen onmiddellijk na de oerknal uitgewerkt. Het is denkbaar dat de gut zinvolle resultaten zal opleveren voor gebeurtenissen die reeds 10-43 seconde na de oerknal plaatsgrepen. Dit is 0,000000000000000000000000000000000000000000100 seconde, ofwel tien septiljoenste van een seconde.

Reizen in de tijd

Bestaat er een manier om door de tijd te reizen?

In zekere zin doen we dat eigenlijk zonder onderbreking. Ieder van ons reist voorwaarts in de tijd met een snelheid van één seconde per seconde.

De vraag is echter: Kunnen we die snelheid veranderen?

Dat kunnen we inderdaad als we ons ten opzichte van het heelal in het algemeen bewegen. Bij normale snelheden is de verandering in snelheid gering. Iemand die gedurende tien jaar met een snelheid van 1 km/sec. in een supersonisch straalvliegtuig om de wereld reist zal volgens zijn eigen strikt nauwkeurige klok aan het eind van de reis vaststellen dat er voor de thuisgeblevenen op aarde tien jaar en negen en een halve dag zijn verstreken, zodat hij in die tussentijd negen en een halve dag de toekomst is ingegaan.

Naarmate hij sneller en sneller reist zal het verschil natuurlijk groter worden. Als hij zich in een ruimteschip bevindt dat een snelheid van 260000 km/sec. heeft (zeven-achtste van de lichtsnelheid), zou de tijd voor hem precies half zo snel voorbijgaan als voor de thuisblijvers. Volgens zijn klok zouden er dan tien jaar zijn verstreken (die hij ook als tien jaar zou ervaren), terwijl de klokken op aarde het verloop van twintig jaar zouden aangeven (en iedereen op aarde die als twintig jaar zou ervaren).

Naarmate de snelheid van beweging toeneemt, zal het verschil groter worden. Als hij met een snelheid van 295 000 km/sec. reist (98,3 procent van de lichtsnelheid), en er volgens zijn tijdmeting tien jaar voorbij zijn gegaan, zullen er op aarde 54,4 jaar zijn verstreken, en zo verder.

Op die manier zou hij (theoretisch) zo ver in de toekomst kunnen reizen als hij wilde, mits hij over de energiebron beschikte om hem tot die snelheid te versnellen en hem toe te staan rechtsomkeert te maken en dan met een geleidelijk vertragende snelheid naar de aarde terug te keren, en mits er natuurlijk een manier bestond om een dergelijke reis uitvoerbaar te maken.

Iets heel anders zou het zijn, achterwaarts te reizen, dus in de tijd terug te keren.

We kunnen in de tijd terug kijken, ja, we kunnen zelfs niet anders. Het licht heeft altijd een zekere tijd nodig om ons te bereiken, hoe kort de afstand ook is, en we zien een voorwerp dan ook slechts in de toestand waarin het verkeerde toen het licht het verliet. Als we 3,3 meter van iets af staan, dan zien we dat ‘iets’ zoals het 10~8 seconde tevoren was. (Dit tijdsverschil is natuurlijk totaal onbetekenend, en in onze dagelijkse omstandigheden zien we de dingen ‘zoals ze nü zijn’.)

Aan de andere kant heeft het licht acht minuten nodig om ons van de zon af te bereiken, zodat we de zon waarnemen zoals ze acht minuten tevoren was (en als ze drie minuten geleden was verdwenen, zou het nog vijf minuten duren vóór we dat zouden weten). We zien de ster Alpha Centauri zoals die 4.3 jaar geleden was, en de ster Arcturus zoals die veertig jaar geleden was.

Als we naar de Andromeda-nevel kijken, zien we die in zijn toestand van 2.3 miljoen jaar geleden, en als we naar de verste quasar kijken, doet dit zich in zijn toestand van tien miljard jaar geleden aan ons voor. Het licht dat we van die verre quasar zien uitgaan begon zijn lange reis eons vóór het ontstaan van het zonnestelsel.

Naarmate we verder in het verleden turen, zien we uiteraard minder, aangezien we door steeds grotere afstanden héén moeten kijken.

Als we ons met een grotere snelheid dan die van het licht van de aarde konden verwijderen en de aarde daarbij zouden blijven waarnemen, zouden we de lichtstralen die de aarde hadden verlaten achter ons laten, zodat we, in theorie althans, zouden kunnen gadeslaan hoe de geschiedenis van de aarde zich achterwaarts ontvouwde. Hoe verder we echter zouden reizen en hoe verder terug in het verleden we daarbij zouden kijken, des te minder zouden we kunnen zien, want ons beeld van dat steeds verdere en verdere verleden zou steeds meer aan scherpte verliezen door de steeds toenemende afstanden in de ruimte.

Zouden we in de praktijk kunnen brengen wat er in de SF-verhalen gebeurt: In een of ander voertuig zitten, hier en daar aan wat knoppen draaien en dan op de aarde landen en uitstappen zoals ze in 3000 na Chr. zal zijn of in 3000 v. Chr. was?

Het lijkt wel bijzonder onwaarschijnlijk dat deze droom ooit waarheid zal worden. De aarde beweegt zich met een snelheid van dertig kilometer per seconde om de zon. In drie uur verplaatst ze zich 324000 kilometer. Als we in een tijdmachine konden stappen, op een knop drukken en drie uur terug in het verleden uitstappen, zouden we ons in de buitenste ruimte bevinden, met de aarde op een afstand van 324000 kilometer.

Als we ons voorstellen dat de tijdmachine met de aarde mee bewoog en dat we op een knop konden drukken en dan drie uur het verleden in uitstappen, waarbij we ons nog steeds op aarde zouden bevinden, dan zouden we 324000 kilometer in precies de tijd hebben moeten afleggen die nodig was om de knop in te drukken, en we zouden ons dan met een hogere snelheid dan die van het licht hebben verplaatst.

Bovendien is de hele kwestie nog veel gecompliceerder, want niet alleen draait de aarde om de zon, maar ook nog eens mét de zon rondom het middelpunt van de Melkweg, en mét de Melkweg in een baan binnen in de plaatselijke groep van melkwegstelsel én nog in en om de verdere melkwegstelsels in het algemeen.

Als het ons lukte op een of andere manier met al die bewegingen rekening te houden, zou zo’n reis bovendien nog energie kosten, en wel zodanig dat het reizen door de tijd evenveel energie zou vergen als het reizen door de ruimte ... en tevens evenveel tijd, waardoor het hele idee al meteen teniet wordt gedaan.

En verder stuiten we natuurlijk op paradoxen. Het oude wetenschappelijke grapje van de man die in het verleden terugkeert en zijn eigen grootvader doodt, zodat hijzelf nooit kan zijn geboren en de daad dus niet kon hebben begaan, is slechts een vaak aangehaald argument om te laten zien hoe een tijdreis naar het verleden zou indruisen tegen het beginsel van de causaliteit, de wet van oorzaak en gevolg.

Ten slotte: Zelfs als het beginsel van de causaliteit zou kunnen worden geschonden, en zelfs als we ons zouden kunnen voorstellen dat het reizen in de tijd door toekomstige technologische ontwikkelingen mogelijk zou worden, dan blijft nóg het feit dat, voor zover we weten, niemand uit de toekomst ons ooit is komen bezoeken.

Dat zou kunnen betekenen dat de tijdreizigers zich ervoor hoeden zich aan ons te vertonen, maar het kan óók betekenen dat niemand in de toekomst ooit in staat zal zijn het probleem op te lossen. (Ik heb zo het vermoeden dat het laatste het geval is.)

17 – Snelheid

Levende wezens

Alvorens verder te gaan, is het gewenst de twee terreinen te combineren waarmee we ons tot nu toe hebben beziggehouden: die van de ruimte en van de tijd. Het is mogelijk in een gegeven tijd een beweging door de ruimte uit te voeren, zoals we in dit hele boek als vanzelfsprekend hebben aangenomen.

De mate van verplaatsing - dus de afstand die iemand in een gegeven tijd door de ruimte aflegt - is de ‘snelheid’. De richting van de verplaatsing doet daarbij niet ter zake.

De mens heeft zich in hoofdzaak altijd op twee manieren kunnen verplaatsen: door te lopen en door te rennen. Bij het gewone lopen of wandelen bevindt zich steeds ten minste één voet op de grond, terwijl bij het hardlopen of rennen zich beide voeten soms tegelijk van de grond af bevinden. (‘Joggen’ is een soort langzaam-hardlopen, dat dient om te trimmen of het uithoudingsvermogen te verbeteren. Men kan zich ook voortbewegen door te hinken, te huppelen, rad te slaan en dergelijke, maar dan gaat het om spelletjes of atletische vertoningen, die niets met de normale manieren van voortbewegen te maken hebben.)

Een stevige wandeling voert men met een snelheid van ongeveer vijf kilometer per uur uit, maar die snelheid kan zo nodig worden opgevoerd. Als de mens zich sneller wil voortbewegen, zal hij in het algemeen gaan rennen, maar snelwandelen is over aanzienlijke afstanden vol te houden, gewoonlijk bij wijze van oefening of als sport.

Voor hen die zich nooit om lange of snelle wandelingen hebben bekommerd, is het steeds een verrassing te ontdekken wat de menselijke machine door oefening en training kan presteren. Het wereldrecord voor twintig kilometer wandelen staat op 1 uur, 25 minuten en 19,4 seconden, hetgeen met een snelheid van 14 km/u. overeenkomt.

Naarmate de afstand toeneemt daalt de gemiddelde snelheid natuurlijk. Het record op de vijftig kilometer bedraagt 4 uur en 27,2 seconden, een snelheid van 12,5 km/u.

Men kan onder dezelfde omstandigheden sneller rennen dan gewoon lopen. De beroemdste prestatie in dit opzicht is de ‘marathonloop’, zo genoemd omdat het hierbij om de afstand zou gaan die de Atheense hardloper Pheidippides als bode aflegde om het bericht van de overwinning van Miltiades in de veldslag van Marathon in 490 v. Chr. naar Athene over te brengen. De lengte van de marathon is 42,2 kilometer, en de recordtijd is 2 uur, 8 minuten en 13 seconden. Dit komt overeen met een gemiddelde snelheid van 19,7 km/u., hetgeen ongeveer 1,6 maal zo snel is als de snelheid waarmee een geroutineerde snelwandelaar dezelfde afstand zou kunnen afleggen.

Over kortere afstanden gaat de gemiddelde snelheid natuurlijk naar boven. Het record voor de tien-kilometerwedloop is 27 minuten en 30,8 seconden, bij een gemiddelde snelheid van 21,8 km/u. De één mijlswedloop (1,6 kilometer) is in 3 minuten en 51,1 seconden uitgevoerd, bij een gemiddelde snelheid van 25 km/u. Het record voor de sprint van honderd yards (91,4 meter) is 9,0 seconden, bij een gemiddelde snelheid van 36,56 km/u.

Natuurlijk wordt de gemiddelde snelheid van een atleet die de sprint van honderd yards loopt, verminderd doordat hij zich vanuit de ruststand moet versnellen. In 1963 werd de snelheid van een hardloper tussen de merktekens voor zestig en vijfenzeventig yards opgenomen en bleek hij over die afstand van vijftien yards een snelheid van 44,9 km/u. te hebben gehaald, wat misschien wel de hoogste snelheid is waarmee een menselijk lichaam zich zonder mechanische hulp ooit over een aanzienlijke afstand door de ruimte heeft voortbewogen.

Gedurende bijna zijn hele geschiedenis heeft de mens van zijn eigen spierkracht gebruik moeten maken om zich te verplaatsen. Omstreeks 2000 v. Chr. werden er door Aziatische nomaden paarden getemd, en vervolgens heeft de mens in steeds toenemende mate op deze dieren gerekend als hij sneller moest reizen dan hij zelf kon lopen, of zich alleen maar geriefelijker wilde verplaatsen.

Gewone paarden kunnen sneller lopen dan gewone mensen, maar paarden die speciaal voor snelheid zijn gefokt en getraind kunnen onder gunstige omstandigheden menselijke hardlopers verre achter zich laten.

Het wereldrecord van een renpaard in een wedloop van drie mijl (4,83 kilometer) is vijf minuten en vijftien seconden, hetgeen overeenkomt met een gemiddelde snelheid van 55,2 km/u. Over kortere afstanden kunnen paarden snelheden tot 64 km/u. halen, wat ongeveer anderhalf keer zo snel is als de hoogste snelheid die een mens kan bereiken, en zij kunnen dit over afstanden van anderhalve kilometer volhouden.

Er zijn maar weinig landdieren die een renpaard in dit opzicht kunnen overtreffen. De grote prairiehaas is wellicht in staat een snel renpaard bij te houden omdat hij zulke grote sprongen kan maken. Een angstige kangeroe die voor zijn leven rent, maakt zelfs nog grotere sprongen (tot wel 12,8 meter) en kan een renpaard inhalen en voorbijstreven.

Merkwaardig genoeg bestaat er ook een tweebenig dier dat hiertoe in staat is. Een struisvogel in levensgevaar schijnt een snelheid van 70 km/u. te kunnen bereiken. Dit is ongetwijfeld het snelste levende wezen dat met twee benen op de grond loopt.

Vele soorten herten, antilopen en gazellen zijn nog sneller dan paarden.

Van het rode hert is bekend dat het een snelheid van 67 km/u. heeft gehaald. De gaffelantilope kan blijkbaar bij een algehele inspanning snelheden van bijna 100 km/u. bereiken.

Al de genoemde dieren zijn planteneters. Ze leven op min of meer vlak terrein, en hun enige afweer tegen vleesetende roofdieren bestaat uit hun snelheid. De snelste dieren hebben de grootste kans om in leven te blijven, en in de loop van de evolutie zijn er dan ook dieren ontstaan die zich verbazend snel over de grond kunnen verplaatsen.

Vleeseters lopen over het algemeen minder snel dan hun prooi. Veelal komen ze aan hun voedsel door op de loer te liggen of door hun slachtoffers te besluipen of vanuit een hinderlaag te bespringen. Ook stellen ze zich vaak tevreden met jonge, oude, zieke of gewonde dieren, die om welke reden dan ook niet in staat zijn de zich snel verplaatsende kudde bij te houden.

Toch zijn er ook vleeseters die hard kunnen lopen. De prairiewolf haalt als het nodig is 55 km/u., niet helemaal zo snel als een prairiehaas, maar snel genoeg.

En toch is het snelste van alle landdieren een vleeseter: de cheetah of jachtluipaard. Deze kan over een afstand van een halve kilometer een topsnelheid van 102 km/u. volhouden. Hij kan zelfs gazellen najagen en grijpen, maar alleen als dat in heel weinig tijd mogelijk is, want als een jachtluipaard zijn prooi niet binnen een minuut te pakken heeft, is hij gedwongen vaart te minderen, terwijl de iets minder snelle gazelle meer uithoudingsvermogen bezit en kan blijven voortrennen.

De mens kan zich door het water voortbewegen, maar lang niet zo snel als te land. Water is ‘taaier’ dan lucht, zodat er - onder overigens gelijke omstandigheden - meer energie nodig is om zich door het water dan door de lucht te verplaatsen. Men hoeft maar over het strand het water in te rennen om hier onmiddellijk van overtuigd te zijn.

De hoogste snelheid die een mens ooit in het water heeft bereikt bedraagt slechts ongeveer 8,1 km/u. De mens is echter nauwelijks toegerust om zich in zee te bewegen. Andere warmbloedige dieren die naar de zee zijn teruggekeerd en daar hun leven geheel of gedeeltelijk doorbrengen zijn beter aan de daar heersende omstandigheden aangepast. Ze zijn min of meer gestroomlijnd om de waterweerstand tot een minimum terug te brengen, terwijl ze voor hun voortbeweging over vinnen, zwemvliezen en geschikte staartvormen beschikken.

Toch bereiken de snelste dolfijnen, zeehonden en pinguïns geen hogere snelheden dan zo’n 40 km/u.

Verreweg de wendbaarste en best aangepaste zeedieren zijn de vissen. Het is dus niet verrassend dat de snelste reizigers door het water in die groep worden aangetroffen, vooral onder de grote en gespierde soorten.

De grote blauwe haai schijnt zich met snelheden van 65 km/u. te verplaatsen, zodat hij even snel als het snelste renpaard zou zijn, en toch zijn er nog snellere vissen. Er is een bepaalde speervis die 80 km/u. kan halen, waardoor hij even snel als een snelle antiloop is. De zeilvis, die met de zwaardvis verwant is maar tanden heeft, is echter de recordhouder: in één geval heeft men er een snelheid van 110 km/u. van waargenomen, zodat hij nog sneller dan een jachtluipaard is.

Maar terwijl het moeilijker is de weerstand van het water dan die van de lucht te overwinnen, biedt het rechtstreekse reizen door de lucht, zonder de grond aan te raken, grotere mogelijkheden om een hoge snelheid te bereiken dan de voortbeweging over de grond. Anders gezegd, onder overigens gelijke omstandigheden gaat vliegen sneller dan lopen.

Daarin ligt gedeeltelijk de verklaring voor de snelheid van dieren die lange passen kunnen doen, zoals paarden of struisvogels, of die grote sprongen kunnen maken, zoals prairiehazen en kangoeroes. Eigenlijk gaat het hier om quasi-vliegende dieren.

De lijst van echte vliegende dieren omvat echter vier verschillende diersoorten.

Van deze zijn de pterosauriërs al vijfenzestig miljoen jaar uitgestorven, en we weten niet hoe snel ze misschien hebben kunnen vliegen. De paleontologen zijn over het algemeen van mening dat hun vliegsnelheid niet hoog kan zijn geweest.

Wat de insekten betreft, het is heel moeilijk na te gaan hoe snel ze in werkelijkheid vliegen en welk aandeel van die snelheid aan luchtstromingen is toe te schrijven. Het lijkt buitengewoon twijfelachtig dat insekten onder normale omstandigheden sneller dan 55 km/u. zouden kunnen vliegen, en dan nog maar heel kort of op hoogten waar de lucht ijl is en minder weerstand biedt.

(In het verleden zijn er wel eens berichten gepubliceerd volgens welke bepaalde insekten met snelheden van tot 1000 km.u zouden vliegen, maar van zulke beweringen is de onhoudbaarheid volledig aangetoond. Bij het berichten van allerlei soorten uitersten of records, vooral waar het levende wezens betreft, bestaat steeds de neiging om te overdrijven, met het doel een dramatisch effect te bereiken. In dit boek heb ik ernaar gestreefd steeds aan de lage kant te blijven, maar het is niettemin mogelijk dat ik me hier en daar door schone schijn heb laten bedriegen.)

Waterjuffers behoren tot de snelste insekten, en een uitgestorven soort, die driehonderd miljoen jaar geleden heeft geleefd, schijnt de voor een insekt enorme vlucht van zeventig centimeter te hebben gehad. Daarmee zou ze wellicht kortstondig een snelheid van tot 70 km/u. hebben kunnen bereiken.

Vleermuizen, de enige vliegende zoogdieren, zijn blijkbaar meer in de richting van manoeuvreerbaarheid dan van snelheid geëvolueerd. De hoogste snelheid die men ooit voor een vleermuis heeft waargenomen is 51 km/u., zodat een vleermuis niet sneller dan een snel insekt is.

Voor vliegsnelheden boven de snelheid van renpaarden moeten we bij de vogels zijn, de snelste van alle vliegende schepsels die de evolutie heeft voortgebracht.

Bij het opnemen van de snelheid van zwanen heeft men vastgesteld dat deze bijna 90 km/u. kunnen vliegen, terwijl de Canadese gans het tot bijna 100 km/u. brengt en dus bijna even snel als een jachtluipaard is, echter met het verschil dat ze die snelheid veel langer kan volhouden.

Toch zijn er vogels die nog sneller zijn dan de Canadese gans. Er is een bepaalde soort gierzwaluwen waarvoor men snelheden tot 170 km/u. heeft geregistreerd, dus meer dan 2,8 kilometer per minuut! Als dit juist is, is deze gierzwaluw het snelste bekende levende wezen dat voor zijn snelheid uitsluitend van zijn spierkracht afhankelijk is.

Onbezielde voorwerpen

Tot hier toe hebben we de snelheden besproken die levende wezens zonder hulpmiddelen kunnen bereiken. De mens echter is niet tot het gebruik van zijn spieren beperkt.

Bij zijn reizen op het water bijvoorbeeld heeft de mens bijna sinds de begindagen van de beschaving van allerlei soorten schepen gebruik gemaakt. De eerste schepen of vlotten dreven stroomafwaarts, zodat ze in het beste geval op passieve wijze onbezielde energie toepasten. Geleidelijk leerde de mens zijn schepen tegen de stroom voort te bomen of voort te roeien, waarbij de aandrijving dus nog steeds op menselijke spierkracht berustte.

Roeien is nooit een snelle manier van reizen geweest. Zelfs in zeer lichte boten met een bemanning van wedstrijdroeiers heeft men nooit een hogere snelheid dan ongeveer 21,6 km/u. kunnen behalen.

Door een schip met zeilen uit te rusten kan men de wind voor de voortbeweging gebruiken, hetgeen wederom een passieve toepassing is. In de loop van de eeuwen ging men van meer en ook van meer doeltreffende zeilen gebruik maken, terwijl de scheepsontwerpen ook in andere opzichten werden verbeterd. In 1890 haalde een zeilschip tijdens een wedstrijd van een halve dag een gemiddelde snelheid van 40 km/u.

Op den duur ging men voor het vervoer zowel als voor snelheid over op de toepassing van onbezielde energie die door de mens werd voortgebracht, geleverd en ‘getemd’. Dit werd natuurlijk pas mogelijk na de invoering van bruikbare en krachtige stoommachines, hetgeen in 1774 hoofdzakelijk door de inspanningen van de Schotse ingenieur James Watt (1736-1819) gebeurde; een gebeurtenis die de zogenaamde ‘industriële revolutie’ inluidde.

Daarna duurde het niet lang meer voor er een stoommachine aan boord van een schip werd geïnstalleerd om een scheprad voor de voortbeweging aan te drijven. In 1790 bouwde de Amerikaanse uitvinder John Fitch (1743-1798) het eerste geslaagde stoomschip, maar hij wist er geen commercieel succes van te maken. In 1807 bouwde Robert Fulton (die in verband met onderzeeboten al eerder ter sprake is gekomen) de Clermont, het eerste stoomschip dat een commercieel succes werd.

De eerste stoomschepen waren lompe vaartuigen, die in de eerste tien jaar van hun bestaan niet meer dan misschien 12 km/u. haalden. Het hoofdvoordeel bestond uit hun vermogen de reis bij volslagen windstilte en zelfs tegen de wind in voort te zetten.

De zeilschepen wisten zich tot omstreeks 1860 te handhaven, maar de komst van de ijzeren romp, van steeds krachtigere stoommachines en van schroefaandrijving ter vervanging van de schepraderen gaf de stoom na de jaren zeventig van de vorige eeuw een steeds grotere voorsprong. Bij het aanbreken van de twintigste eeuw werd het gebruik van zeilen steeds meer tot pleziervaartuigen beperkt.

Op den duur werden stoomschepen tevens veel sneller dan zeilschepen. In 1952 stak de lijnboot United States de Atlantische Oceaan van New York naar Le Havre in minder dan drie en een halve dag over, bij een gemiddelde snelheid van 66 km/u. Later in dat jaar behaalde hij gedurende een hele dag een gemiddelde snelheid van 77 km/u.

Deze records worden nog overtroffen door oorlogsschepen. De snelste onderzeeboten bereiken 83 km/u., de snelste torpedojagers 113 km/u., en speciaal ontworpen experimentele schepen tot 130 km/u. Het is dus niet verbazend dat de door de technologie geholpen mens nu het snelste van alle levende wezens op zee is geworden.

Te land bleef het gebruik van onbezielde energie voor vervoersdoeleinden verre achter bij de situatie te water. Tot diep in de negentiende eeuw bleef de mens om de kilometers achter zich te laten gebruik van spierkracht maken - hetzij die van hemzelf of die van paarden. (Andere dieren, zoals kamelen en ezels, speelden daarbij maar een ondergeschikte rol.)

In 1801 bouwde de Engelse uitvinder Richard Trevithick (1771-1833) als eerste een stoommachine op een voertuig om met de kracht daarvan de wielen aan het draaien te brengen. Dit was op oneffen terrein niet in de praktijk te brengen omdat er te veel energie zou worden verspild aan het overwinnen van wrijving en het rijden over oneffenheden. Trevithick toonde aan dat het wenselijk en voordelig was de wielen over lange metalen spoorstaven te laten rijden; staven dus, die een spoor volgden. Hij is dus degene die niet alleen de locomotief, maar ook de spoorweg heeft bedacht.

Helaas verging het Trevithick net zo als Fitch ruim tien jaar tevoren; hij slaagde er niet in zijn onderneming tot een commercieel succes te maken. Dat bleef voorbehouden aan de Engelse uitvinder George Stephenson (1781-1848), naar wiens aanwijzingen in 1825 de eerste spoorweg tussen Stockton en Darlington werd aangelegd. Daarna wonnen de spoorwegen snel aan populariteit, en van 1850 tot 1950 waren ze het voornaamste transportmiddel voor reizen over land.

De eerste locomotieven in de jaren 1820 bereikten geen hogere snelheid dan 47 km/u., maar naarmate er technische verbeteringen werden aangebracht namen de snelheden spoedig sterk toe. Reeds in 1840 werden er snelheden van 91 km/u. gemeten en voor het eerst in de geschiedenis kon de mens, dank zij de technologie, over land met veel hogere snelheden dan die van een renpaard reizen, en wel voor onbepaalde tijd (mits er natuurlijk voldoende brandstof en water werden meegevoerd). Gewone treinreizigers zaten natuurlijk in treinen die veel langzamer reden dan deze speciaal ontworpen machines die hun records op speciaal aangelegde trajecten boekten, maar evenzo haalden gewone ruiters lang niet de snelheid van jockey’s op hun volbloed-renpaarden die hun records eveneens op speciaal aangelegde banen haalden.

In 1843 - minder dan twintig jaar na de proefnemingen van Stephenson met de eerste bruikbare locomotief - bereikte een locomotief in Ierland een snelheid van 137 km/u. zodat de mens nu sneller dan de snelste jachtluipaard was geworden.

In 1903 haalden elektrische locomotieven in Duitsland snelheden van 210 km/u. waarmee de mens het van het snelste levende wezen had gewonnen, met inbegrip van de snelste gierzwaluw. Tegenwoordig zijn er locomotieven waarvan het vermogen door middel van raketten wordt opgevoerd en die snelheden van om en nabij de 380 kilometer kunnen bereiken.

In 1860 ontwierp de Belgisch-Franse uitvinder Étienne Lenoir (1822-1900) de eerste bruikbare explosie- of verbrandingsmotor, die uiteindelijk veel lichter en krachtiger dan de stoommachine zou blijken. Deze motor met inwendige verbranding was in het bijzonder geschikt om in kleine voertuigen te worden geplaatst, en Lenoir installeerde er dan ook reeds in 1860 een op een wagen, zodat hij het eerste ‘paardloze rijtuig’ had geconstrueerd, waarvoor later de naam ‘automobiel’ ingang vond.

Pas in de jaren tachtig van de vorige eeuw werden er praktisch bruikbare auto’s gebouwd. Tot de eerste ‘echte’ auto’s behoort die van de Duitse uitvinder Gottlieb W. Daimler (1834-1900) uit 1887.

In de loop van deze eeuw is de auto het voornaamste vervoermiddel te land voor gezinsgebruik geworden, terwijl grotere uitvoeringen in de vorm van bussen en vrachtauto’s van toenemend belang zijn geworden voor het vervoer van grote aantallen personen en zware ladingen goederen.

De maximum snelheid op de Amerikaanse hoofdverkeerswegen is nu 55 mijl (88,5 kilometer) per uur, en hoewel dit de snelheid van een gazelle is, hebben de bestuurders de grootste moeite om er niet overheen te gaan. (Eens, toen ik in 1973 wegens een noodsituatie in de familie snel van Boston naar New York moest, reed ik gemiddeld 110 met uitschieters van 130 km/u. Niet alleen was deze snelheid veel hoger dan die van een jachtluipaard, maar ik hield het drie uur achter elkaar vol.)

Autocoureurs hebben gedurende verscheidene ronden snelheden tot 320 km/u. bereikt, en in 1970 heeft een van een straalmotor voorziene auto 1046 km/u. gehaald, hetgeen met 17,4 kilometer per minuut overeenkomt. Dit benadert de snelheid van het geluid, dat zich in normale omstandigheden door de lucht met een snelheid van 1192 km/u. uur of 19,9 kilometer per minuut voortplant.

Vliegtuigen bewegen zich natuurlijk sneller dan ieder voertuig te land, precies zoals vogels zich sneller dan landdieren kunnen verplaatsen. De snelheid van het geluid werd voor het eerst door de mens (en trouwens door welk levend wezen dan ook) overtroffen toen de piloot Charles E. Yeager daar op 14 oktober 1947 in slaagde.

Sindsdien zijn ‘supersonische vluchten’ normaal geworden en vliegtuigen met raketmotoren hebben snelheden van boven de 7300 km/u. gehaald, hetgeen overeenkomt met 2 km/sec. en 6,1 maal de snelheid van het geluid.

Raketten kunnen op hun beurt weer sneller zijn dan vliegtuigen. Sondes die op de buitenste planeten zijn gericht verlaten de aarde met snelheden van ongeveer 14,5 km/sec. De ruimtesonde Helios-B vloog in 1976 op een afstand van 43,5 miljoen kilometer van de zon in een baan rondom de zon en bereikte daarbij een snelheid van 68,4 km/sec. Dit zijn tot nog toe de snelste door mensen vervaardigde voorwerpen.

Met de raket naderen we de snelheden van hemellichamen, terwijl we die van sommige daarvan overschrijden.

De aarde bijvoorbeeld draait in een dag om haar as. Elk punt aan haar oppervlakte vliegt dus in een cirkel rondom die as, en naarmate die cirkels een grotere straal hebben, bereiken deze punten hogere snelheden ten opzichte van de as. De grootste cirkel is die van de evenaar, en een punt op de evenaar van de aarde beweegt zich ten opzichte van de aardas met een snelheid van 1670 km/u. ofwel 0,46 km/sec., hetgeen minder dan een dertigste van de snelheid van onze snelste raketten is.

In ons zonnestelsel is de aarde echter niet de recordhoudster draaisnelheid. De zon, waarvan de omtrek honderdnegen maal zo groot is als die van de aarde, wentelt in 25,1 dagen om haar as. Een punt op de evenaar van de zon heeft ten opzichte van deze as een snelheid van 7260 km/u. of 2 km/sec.

Ook dat is nog niet het record. De planeet Jupiter, met een omtrek van 11,16 maal die van de aarde, voltooit haar aswenteling in niet veel meer dan twee-vijfde van de tijd die de aarde daarvoor nodig heeft. De punt op de evenaar van Jupiter (of althans op de wolkenlaag die er het zichtbare oppervlak van vormt) zou zich ten opzichte van het middelpunt van Jupiter met een snelheid van 45 000 km/u. voortbewegen, dus 12,6 km/sec., en zelfs dat is langzamer dan onze snelste raketten.

Planeten wentelen niet alleen om hun as, maar vliegen op hun reis rondom de zon eveneens door de ruimte. Deze draaisnelheden zijn hoger naarmate een planeet zich dichter bij de zon bevindt en dus naarmate het aantrek- kingsveld van de zon ten opzichte van de positie van de planeet krachtiger is.

Jupiter bijvoorbeeld draait met een gemiddelde snelheid (ten opzichte van de zon) van 13,1 km/sec. om de zon, een snelheid die net beneden die van onze snelste raketten blijft.

Mars, die zich aanzienlijk dichter bij de zon bevindt dan Jupiter, draait met een snelheid van gemiddeld 24,1 km/sec. en is dus sneller dan onze raketten.

De gemiddelde snelheid waarmee de aarde om de zon wentelt is 29,8 km/sec., terwijl Mercurius - de planeet die zich het dichtst bij de zon bevindt en daarom de snelste - gemiddeld 47,9 km/sec. aflegt. Mercurius heeft een excentrische baan en bevindt zich dus aan het ene einde van die baan veel dichter bij de zon dan aan het andere. In zijn stand het dichtst bij de zon (het ‘perihelium’) beweegt Mercurius zich met een snelheid van 56 km/sec.

Er zijn kometen die veel dichter bij de zon komen dan Mercurius, en degene die de zon het dichtst naderen moeten met snelheden van zo’n 600 km/sec. langs de oppervlakte van de zon strijken.

Zoals planeten om de zon wentelen, wentelt de zon zelf om het middelpunt van de Melkweg, waarbij ze ten opzichte van dat middelpunt een snelheid van ongeveer 300 km/sec. heeft. Sterren die zich dichter bij dat middelpunt bevinden dan de zon zullen natuurlijk hun wenteling met nog hogere snelheden uitvoeren. (Voor een ster die té dicht bij het middelpunt komt zullen steeds meer sterren zich verder van het middelpunt af bevinden dan zijzelf, terwijl de aantrekkingskracht van de sterren die zich nog tussen haarzelf en het middelpunt bevinden zal afnemen, waardoor de omwentelingssnelheden wederom lager zullen worden.)

Het heelal is, zoals we hebben gezien, aan het uitdijen, en de melkwegstelsels trekken zich van elkaar terug met snelheden die evenredig aan hun afstand tot elkaar zijn. In de jaren twintig en daarna, toen men steeds donkerdere melkwegstelsels aan spectrografische onderzoekingen onderwierp, werden er terugwijkingssnelheden vastgesteld die zich in de orde van duizenden kilometers per seconde bevonden, vervolgens tienduizend en uiteindelijk honderdduizend. In het begin van de jaren zestig bestudeerde men zeer verre melkwegstelsels die met een snelheid van 240000 km/sec. van ons terugweken.

Nu naderen we eindelijk de snelheid van het licht.

Het snelste levende wezen beweegt zich met minder dan 1,562 X 10-7 van de lichtsnelheid. Het snelste door mensen vervaardigde voorwerp heeft een snelheid van minder dan 5 X 10-5 van die van het licht. Een langs de zon schietende komeet heeft een snelheid van slechts een vijfhonderdste van de snelheid van het licht.

Een melkwegstelsel dat zich met 285 000 km/sec. van ons verwijdert doet dat echter met een snelheid die tachtig procent van die van het licht bedraagt.

In 1963 werden de ‘quasars’ ontdekt. Zelfs de meest nabije daarvan bleken zich meer dan een miljard lichtjaar van ons af te bevinden, verder dan het verste ‘gewone’ melkwegstelsel dat men ooit heeft ontdekt. Natuurlijk weken de quasars van ons terug met snelheden die hoger zijn dan die van gewone melkwegstelsels. Het verste melkwegstelsel dat we ooit hebben ontdekt schijnt zich van ons te verwijderen met een snelheid van 285 000 km/sec., ofwel vijfennegentig procent van de snelheid van het licht.

De enige nóg snellere voorwerpen zijn bepaalde sub-atomaire deeltjes in bijzonder energierijke kosmische stralen, die zich met meer dan 99,9 procent van de snelheid van het licht verplaatsen, maar die kritieke snelheid net niet helemaal bereiken.

De snelheid van licht in een luchtledig is dus de absolute maximumsnelheid in het heelal: 299 792,5 km/sec.

Weliswaar hebben de astronomen in de laatste jaren een aantal verre quasars ontdekt waarvan onderdelen zich met hogere snelheden dan die van het licht van elkaar lijken te verwijderen, maar men schijnt er volledig van uit te gaan dat er verklaringen zullen worden gevonden waarin deze waarnemingen passen zonder dat men aan hogere snelheden dan die van het licht hoeft te denken. Wat de hypothetische tachyons aangaat, die zich sneller dan het licht zouden voortbewegen; deze zijn nog niet ontdekt, en wellicht bestaan ze in het geheel niet.

Deel III – De grenzen van de stof

18 – Massa, groot en klein

Levende reuzen

In dit boek hebben we tot nog toe door de ruimte en de tijd gereisd, waarbij we de grenzen hebben bereikt die we kunnen waarnemen of ons voorstellen. In ons normale leven vormen ruimte en tijd echter alleen het raam of de omlijsting waarbinnen zich stoffelijke voorwerpen bevinden. We zouden de grenzen van de stof dus eveneens moeten onderzoeken.

Dat is in zekere zin gecompliceerder dan een bestudering van ruimte en tijd. De ruimte heeft één allesoverheersende eigenschap: uitgebreidheid. Ook de tijd heeft één allesoverheersende eigenschap: de duur. Als we in deze beide op zoek naar uiterste waarden gaan, maken we voor elk daarvan gebruik van één enkele meetinrichting: de meterstok voor de ruimte en de klok voor de tijd (uiteraard maakt men in de moderne technologie gebruik van ongelofelijk verfijnde versies van elk daarvan).

In het geval van de stof zijn er verscheidene van elkaar verschillende eigenschappen, die elk onze aandacht verdienen. De belangrijkste hiervan is de ‘massa’.

Massa is een begrip dat door Isaac Newton werd geformuleerd. Hij wees er in de jaren tachtig van de zeventiende eeuw op dat verschillende voorwerpen krachten van verschillende grootte nodig hebben om een versnelling te verkrijgen die in een gegeven tijd tot dezelfde eindsnelheid leiden. De vereiste kracht is evenredig met de massa van het voorwerp. Het is veel gemakkelijker een tennisbal in een gegeven tijd tot een gegeven snelheid te versnellen dan een ijzeren bal van dezelfde grootte (hetgeen u onmiddellijk zult beamen als u het probeert). We zeggen daarom dat de ijzeren bal ‘massiever’ is dan de tennisbal, waarmee wordt bedoeld: ‘een grotere massa heeft’.

Zoals we al eerder hebben gezien, vormt ieder materieel voorwerp de oorsprong van een aantrekkingsveld. Zulke velden variëren in kracht; sommige trekken voorwerpen op een bepaalde afstand sterker aan dan andere velden. De intensiteit van het aantrekkingsveld is evenredig met de massa die de oorsprong van het veld vormt.

Einstein wees er in zijn relativiteitstheorie op dat de massa met de snelheid toeneemt en bij de snelheid van het licht een oneindige waarde bereikt. Dat is één der redenen waarom massieve voorwerpen (dus voorwerpen die massa bezitten) de snelheid van het licht niet kunnen bereiken (en dus zeker niet overschrijden).

We zullen ons nu echter alleen met ‘rust-massa’ bezighouden, de massa die een voorwerp heeft als het zich in rust bevindt ten opzichte van de waarnemer die er de massa van meet.

In het geval van rust-massa mogen we redelijkerwijs zeggen dat de massa van een voorwerp gelijkstaat met de hoeveelheid materie die het bevat. Dat betekent dat twee identieke voorwerpen, die zich ten opzichte van elkaar in rust bevinden, in totaal tweemaal de massa bezitten die elk afzonderlijk heeft.

Massa meten we gewoonlijk door een voorwerp met een ander voorwerp te vergelijken, waarbij we die twee voorwerpen elk op één schaal van een weegschaal plaatsen. De aantrekking van de aarde op de twee voorwerpen is evenredig met de massa van elk. Als de twee voorwerpen gelijkelijk worden aangetrokken, zodat de twee schalen in evenwicht zijn en de ene niet lager zakt of hoger stijgt dan de andere, weten we dat de tot nog toe onbekende massa van het voorwerp op de ene schaal gelijk is aan de som van de ‘standaardgewichten’ die we op de andere hebben geplaatst.

Mensen die niet natuurwetenschappelijk zijn geschoold spreken meestal over het ‘gewicht’ van een voorwerp in plaats van over zijn ‘massa’ en zeggen dat het ene voorwerp ‘zwaarder’ of ‘lichter’ dan het andere is, in plaats van ‘massiever’ of ‘minder massief. Strikt genomen is dat onjuist. Gewicht en massa zijn ter hoogte van de zeespiegel aan het oppervlak van de aarde verwisselbaar, maar het gewicht neemt af naarmate een voorwerp zich verder van het middelpunt van de aarde af bevindt, terwijl zijn massa gelijk blijft. Ik zal er in mijn betoog dan ook aan proberen te denken het alleen over massa te hebben, en niet over gewicht.

De gebruikelijke eenheid van massa is de ‘gram’. Meestal wordt het duizendvoud daarvan gebruikt, de ‘kilogram’, vaak kortweg ‘kilo’ genoemd, waarvan er volgens het metrieke stelsel duizend in een ‘ton’ gaan. Zo is de gemiddelde massa van een volwassen Amerikaanse of Europese man ongeveer drieënzeventig kilogram, terwijl die van een volwassen vrouw ongeveer zestig kilogram bedraagt.

Mensen zijn geneigd voorwerpen ten opzichte van henzelf als groot of als klein te beschouwen, waarbij een groot voorwerp dikwijls meer indruk maakt dan een klein. Grote dieren beschikken over meer kracht en zijn daarom gevaarlijker dan kleine, hoewel dit maar heel betrekkelijk is en er natuurlijk talrijke uitzonderingen zijn; zo weet iedereen dat een ratelslang gevaarlijker is dan een koe. De mens heeft echter bijna gedurende zijn hele geschiedenis in doodsangst voor grote roofdieren geleefd.

Hoewel deze angst in de meeste gebieden van de beschaafde wereld al lang niet meer gerechtvaardigd is - aangezien we roofdieren uitsluitend nog in de dierentuin of in het circus kunnen zien - voelen we nog steeds een verband tussen grote afmetingen en verschrikking, zodat films waarin grote dieren als bedreigingen optreden bijna onveranderlijk populariteit genieten. Om effectief te zijn, moeten die bedreigingen natuurlijk tegen iedere redelijkheid in worden vergroot. We behoeven daarbij slechts aan de klassieke film King Kong met zijn onmogelijke vergrote gorilla te denken. Bijna iedere onmogelijke vergroting voldoet aan het doel, of het nu om kreeften, om spinnen of om dinosaurussen gaat.

Ook in legenden komen menselijke reuzen voor. We vinden ze in oude volksverhalen en zelfs in de Bijbel, maar in werkelijkheid hebben ze nooit bestaan.

Natuurlijk bestonden en bestaan er mensen met een aanzienlijk langer en massiever lichaam dan het gemiddelde, maar zulke extremen berusten in het algemeen op een verstoring in het hormonale evenwicht, en de slachtoffers daarvan kan geen lang leven zijn beschoren. Terwijl de gemiddelde lengte van de Amerikaanse man 1,72 meter is, had een in 1940 gestorven tweeëntwintigjarige jongeman en lengte van niet minder dan 2,72 meter. Een andere man, die op de leeftijd van tweeëndertig jaar stierf, had een massa van vierhonderdtachtig kilogram, zes en een half maal de gemiddelde waarde. Uiteraard bestond de extra-massa hoofdzakelijk uit vet.

Als we het over mensen binnen de normale grenzen van lengte en massa hebben, kunnen we zeggen dat de moderne mens zelf de reus van zijn type is; de hominiden of mensachtigen die de voorouders van Homo sapiens waren bezaten allen geringere lichaamsafmetingen dan de onze.

Er bestaat één primaat die beslist groter is dan de mens, namelijk de gorilla, en zelfs de gorilla is - ondanks King Kong - niet langer dan de mens. De mannelijke gorilla van de laaglanden heeft echter een gemiddelde massa van 165 tot 180 kilogram, dus tot twee en een half maal de massa van een mens.

De grootste primaat die ooit heeft geleefd behoorde tot het geslacht Gigantopithecus (‘reuzenaap’), dat al ten minste twee miljoen jaar uitgestorven is. Het waren gorilla-achtige wezens, die als ze rechtop stonden zo’n 2,75 meter lang kunnen zijn geweest, terwijl hun massa misschien wel 275 kilogram was, dus anderhalf maal die van moderne gorilla’s en bijna vier keer die van een gemiddelde mens (en toch nog steeds geen King Kong).

De mens is altijd vertrouwd geweest met grotere en meer massieve dieren dan zelfs de grootste primaat: paarden, stieren, kamelen. In de Bijbel wordt de ‘behemoth’ vermeld, waarvan sommige geleerden denken dat het om een nijlpaard ging, dat groter is dan alle reeds genoemde dieren. Het grootste van alle levende landdieren is echter de Afrikaanse olifant.

De gemiddelde volwassen Afrikaanse mannetjesolifant heeft bij de schouder een hoogte van 3,2 meter en bezit een massa van 5100 kilogram (5,1 ton). De grootste Afrikaanse olifant die men ooit heeft gemeten had een hoogte van 3,8 meter en een massa van 11 ton. Zo’n olifant heeft de massa van honderdvijftig mensen. (Bepaalde uitgestorven olifanten zijn nog groter geweest; men heeft er hoogten van 4,8 meter voor vastgesteld, twee en een half maal die van de mens.)

Hoewel geen enkel levend landdier wat massa betreft de Afrikaanse olifant nabijkomt, is er één (en inderdaad niet meer dan één) dat een grotere hoogte bereikt, en wel de giraffe. De hoogste giraffe die men ooit heeft gemeten kwam 5,8 meter boven de grond en was dus 3,33 maal zo lang als de gemiddelde mens, hoewel het dier waarschijnlijk slechts ongeveer een vijfde van de massa van een grote olifant had.

Wat afmetingen aangaat zijn de moderne olifanten in het verre verleden nog sterk overtroffen. Het grootste zoogdier dat ooit heeft geleefd was een neushoomachtig dier, Baluchi-therium (‘beest van Baloetsjistan’), dat al twintig miljoen jaar is uitgestorven. Het was hoger dan een giraffe en massiever dan een olifant. De bovenkant van zijn kop bevond zich 8,2 meter boven de grond, dus anderhalf maal zo hoog als die van een giraffe, en het had een massa van zo’n twintig ton, waardoor het tweemaal zo massief als een olifant zou zijn geweest.

Nóg massiever waren sommige uitgestorven reuzenreptielen, die al vijfenzestig miljoen jaar geleden van de aardbodem zijn verdwenen. De meest massieve hiervan was de Brachiosaurus (‘arm-hagedis’), zo genoemd wegens zijn lange voorvoeten, en die inderdaad het meest massieve landdier van welke soort ook was, dat ooit heeft geleefd. Zijn schouder bevond zich op een hoogte van 6,4 meter en hij kon de kop op zijn lange hals tot een hoogte van 11,9 meter in de lucht steken, tweemaal zo hoog als de langste giraffe. Zijn totale lengte was ongeveer drieëntwintig meter en zijn massa ongeveer veertig ton, dus twee keer zo massief als een Baluchi-therium en bijna viermaal zo massief als de grootste levende olifant.

Zeedieren verkeren in het voordeel boven landdieren. De opwaartse druk van het water vermindert het effect van de zwaartekracht, zodat zij hun volledige massa niet onophoudelijk tegen die kracht in omhoog hoeven te houden of op te tillen. Zeedieren kunnen dus wat dat betreft groter dan het grootste landdier zijn.

De grootste nu nog levende dieren zijn de verschillende soorten walvissen. De grootste van allemaal, levend of uitgestorven, is de blauwe vinvis. Het vrouwtje van de blauwe vinvis bereikt soms een lengte van meer dan dertig meter. De grootste die men ooit nauwkeurig heeft kunnen meten, was 33,3 meter lang en moet een massa van ruim 135 ton hebben gehad. Zo’n blauwe vinvis is anderhalf keer zo lang als de Baluchi-therium en 3,33 maal zo massief. Het is een massa die met die van negentienhonderd mensen overeenkomt.

Toch is zelfs de blauwe vinvis niet het grootste levende schepsel, want ook de grootste dieren worden overtroffen door bomen, die de langste en meest massieve levensvormen zijn.

De hoogste bomen zijn de reuzenpijnbomen die in noordelijk Califomië groeien, en de hoogste daarvan die nauwkeurig is gemeten had een lengte van honderdtwaalf meter. Zo’n boom is 3,33 maal zo hoog als de blauwe walvis lang is, en daarbij is nog niet eens het ondergrondse wortelstelsel van de boom meegeteld.

De meest massieve levende schepsels zijn de sequoia’s. Deze zijn korter dan de reuzenpijnbomen, maar breder. De sequoia die ‘Generaal Sherman’ wordt genoemd en in het Sequoia National Park staat is maar drieëntachtig meter hoog, maar weegt naar schatting tweeduizend ton, dus bijna vijftienmaal de massa van de grootste walvis en evenveel als 28 000 mensen. (Van zulke bomen is er in werkelijkheid maar een klein gedeelte in leven; ze bestaan grotendeels uit dood hout.)

Van de aarde naar het heelal

Natuurlijk zijn er op aarde onbezielde voorwerpen die de grootste levende schepsels in massa overtreffen. Sommige zijn door de mens gemaakt, zoals bijvoorbeeld de Egyptische piramiden; andere niet, zoals bijvoorbeeld de Mount Everest. En het meest massieve voorwerp op aarde is natuurlijk de aarde zelf.

Toen Isaac Newton in 1687 de theorie van de aantrekkingskracht had uitgewerkt, bestond er althans in theorie een methode om de massa van de aarde te berekenen.

De aarde oefende een aantrekkracht op een voorwerp uit. Als men de massa van dat voorwerp kon bepalen, zijn afstand tot het middelpunt der aarde, de erop uitgeoefende kracht en de gravitatie- of aantrekkingsconstante, dan kon de massa van de aarde worden berekend. Van die vier waarden waren er drie bekend, of ze konden gemakkelijk worden gemeten. Alleen de vierde, de gravitatieconstante, was onbekend. Als men deze op een of andere manier wist te berekenen, kon de massa van de aarde terstond worden afgeleid.

Veronderstel eens dat de aantrekkingskracht tussen twee voorwerpen van bekende massa kon worden gemeten. Uit die kracht zou het - bij gegeven massa’s van beide voorwerpen en bij een gegeven tussenliggende afstand - mogelijk zijn onmiddellijk de gravitatieconstante te berekenen, waarna de massa van de aarde bekend zou zijn. De moeilijkheid is hier echter, dat de aantrekkingskracht tussen twee voorwerpen die klein genoeg zijn om er de massa van te kunnen bepalen en in het laboratorium te worden gehanteerd buitengewoon klein is.

Toch is de Engelse geleerde Henry Cavendish (1731-1810) er in 1798 in geslaagd deze meting te verrichten, en nog zeer nauwkeurig ook. Hij verkreeg een waarde voor de gravitatieconstante en gebruikte die om de massa van de aarde vast te stellen.

Sindsdien heeft men slechts kleine correcties op de door Cavendish bepaalde waarde behoeven aan te brengen, en de massa van de aarde, zoals die thans algemeen is aanvaard, bedraagt 5,976 X 10^21 ton, dus 5976000000000000000000 ton. Anders gezegd, de aarde heeft ongeveer de massa van drie miljard miljard van de allergrootste sequoia’s.

Toch is de aarde - hoewel eenentachtig maal zo massief als de maan en tienmaal zo massief als de planeet Mars - slechts klein in vergelijking met vele andere hemellichamen. Reeds in de tijd dat Cavendish zijn bepaling uitvoerde wist men dat er drie planeten (Jupiter, Saturnus, Uranus) veel groter dan de aarde waren; een vierde (Neptunus) werd in 1846 ontdekt.

Al deze vier planeten bezaten satellieten. Als de afstand tussen een bepaalde satelliet en zijn planeet kan worden vastgesteld, evenals zijn omwentelingsperiode om die planeet, en als deze waarden worden vergeleken met de afstand van de maan naar de aarde en de omwentelingsperiode van de maan om de aarde, dan is het mogelijk de massa van een planeet ten opzichte van die van de aarde te berekenen.

Op die manier werd berekend dat Jupiter verreweg de meest massieve planeet was: 317,9 maal zo massief als de aarde, en dus met een massa van 1,9 X 10^24 ton. Jupiter is meer dan tweemaal zo massief als alle andere hemellichamen in het zonnestelsel tezamen (als we de zon zelf buiten beschouwing laten).

We mógen de zon echter niet buiten beschouwing laten, want ze is veel massiever dan zelfs Jupiter. Uit de afstand van de zon tot de aarde en uit de omwentelingsperiode van de aarde kunnen we de massa van de zon ten opzichte van die van Jupiter berekenen.

De zon blijkt 1019 maal zo massief als Jupiter te zijn en bezit bijgevolg een massa die 324000 maal zo groot is als die van de aarde. De massa van de zon bedraagt 1,99 X 10^27 ton, en dit komt overeen met 99,9 procent van de massa van het zonnestelsel. Jupiter, de aarde, alle andere planeten, manen, asteroïden, kometen en wat dies meer zij dragen gezamenlijk het resterende tiende deel van één procent bij.

Hoe staat het met de sterren? Hebben sommige daarvan wellicht een nog grotere massa dan de zon?

In 1793 ontdekte de Duits-Engelse astronoom William Herschel (1738-1822) het bestaan van zogenaamde ‘binaire sterren’: systemen van twee sterren die om elkaar heen cirkelen. Als hun afstand tot de aarde bekend was, zou men de werkelijke afstand tussen de twee sterren kunnen berekenen, waarna hun totale massa uit die afstanden en uit hun omwentelingsperioden zou kunnen worden bepaald.

Het zou echter nog tot de jaren dertig van de vorige eeuw duren voor men er in slaagde voor het eerst de afstand van een ster te bepalen, waarmee de mogelijkheid groter werd om de massa van althans sommige sterren te berekenen.

In 1844 bijvoorbeeld ontdekte Bessel dat Sirius een begeleidende ster had, die echter te zwak was om te kunnen worden waargenomen. Hij wist echter dat die ster er moest zijn, omdat Sirius in een kleine baan rondom iets onbekends wentelde. In 1862 kon de Amerikaanse instrumentmaker Alvan Graham Clark deze lichtzwakke begeleidende ster eindelijk opsporen.

Uit de afstand van Sirius, uit de afstand tussen Sirius en de begeleidende ster en uit de relatieve omvang van de banen van de twee sterren wist men vervolgens de massa van beide sterren te berekenen. De zwakke begeleidende ster van Sirius heeft ongeveer 1,05 maal de massa van de zon; Sirius zelf heeft 2,14 maal de massa van de zon.

De zon is dus niet het meest massieve voorwerp in het heelal. Toch schijnen sterren met een grotere massa dan de zon aanzienlijk minder voor te komen dan die met een kleinere massa.

In 1924 toonde de Engelse astronoom Arthur Stanley Eddington (1881-1944) een betrekking aan tussen de massa en de lichtsterkte van een ster. Hoe massiever een ster is, hoe helderder, waarbij de helderheid veel sneller toeneemt dan de massa. Als een ster buitengewoon massief was, zou ze energie in dermate grote hoeveelheden voortbrengen dat ze zichzelf uiteen zou scheuren.

De grootste massa die een ster kan hebben, waarbij ze - afgezien van zeer uitzonderlijke omstandigheden - nog intact blijft, is ongeveer zeventig maal de massa van de zon. Een bijzonder massieve ster werd in 1920 door de Canadese astronoom John Stanley Plaskett (1865-1941) ontdekt. Deze heeft ongeveer vijfenvijftig maal de massa van de zon, dus 1,1 X 10^29 ton.

William Herschel kwam als eerste tot het inzicht dat de aan de hemel zichtbare sterren een systeem in de vorm van een sterk afgeplatte schijf vormen, maar er was meer dan een eeuw voor nodig om de juiste afmetingen van dit ‘melkwegstelsel’ uit te werken. Uit de afstand van het middelpunt van de Melkweg tot de zon en uit de periode van omwenteling van de zon om dat middelpunt kunnen we de totale massa van de Melkweg bepalen. Tegenwoordig meent men dat de Melkweg een massa heeft die honderdveertig miljard maal zo groot is als die van de zon ofwel 2,8 X 10^38 ton. De Melkweg zou ongeveer driehonderd miljard sterren bevatten, waarvan de meeste natuurlijk minder massief dan de zon zijn.

Omstreeks 1920 was komen vast te staan, hoofdzakelijk dankzij het werk van de Amerikaanse astronoom Heber Doust Curtis (1872-1942), dat onze Melkweg niet het enige bestaande sterrenstelsel was. Er waren er nog meer, die zich buitenwaarts uitstrekten tot ver voorbij het reikvermogen van de telescopen. De meeste van die melkwegstelsels waren kleiner dan het onze, sommige met een massa van maar een paar honderd miljoen maal die van de zon; er waren echter ook grotere, waarvan sommige tien biljoen maal de massa van de zon bleken te bezitten.

Volgens bepaalde schattingen zijn er in totaal ongeveer honderd miljard melkwegstelsels en zou de totale massa van het heelal omstreeks 2 X 10^49 ton kunnen bedragen, dus 20 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 ton.

Het is verbazingwekkend dat we, van onze plaats op een kleine planeet, van een middelgrote ster aan de rand van een der talloze melkwegstelsels, minder dan twee eeuwen na de bepaling van de massa van de aarde in staat zijn geweest de massa van het hele heelal vast te stellen. Nog verbazingwekkender echter is misschien het menselijke vermogen in de andere richting door te dringen: naar het uiterste en allerkleinste.

Tot aan de cellen

De mens is altijd in aanraking geweest met levende wezens die minder massa hebben dan hijzelf: honden, katten, kippen en talloze wilde dieren.

Het gebruikelijke voorbeeld van een heel klein schepsel is echter de muis. ‘Zo klein als een muisje’, wordt vaak gezegd.

De gewone huismuis is inderdaad een klein dier, maar er zijn vele soorten muizen, en de huismuis is niet de kleinste. Die eer is voorbehouden aan de Europese dwergmuis, die slechts half zo groot is als de huismuis. Een volwassen dwergmuis weegt maar ongeveer vijf gram. De massa van de gemiddelde man bedraagt dus ongeveer 14600 maal die van een dwergmuis.

Toch is ook de dwergmuis niet het kleinste zoogdier. Kleiner nog is een op muizen lijkende insekteneter, de dwergspitsmuis, die ongeveer twee gram weegt. Een dwergspitsmuis verhoudt zich tot een mens als een mens tot een reuzensequoia.

De kleinste vogel is de bijen-kolibrie, die in de volwassen toestand eveneens twee gram weegt.

Een warmbloedig wezen, zoals een zoogdier of een vogel, kan geen kleinere massa dan twee gram hebben.

Bij elk voorwerp dat in grootte afneemt daalt het volume veel sneller dan het oppervlak. Dat houdt in dat een klein dier ten opzichte van zijn volume een groter oppervlak heeft dan een groot dier van vergelijkbare vorm. De produktie van lichaamswarmte bij een dier staat in een bepaalde verhouding tot zijn volume; zijn verlies van warmte staat in verband met zijn oppervlak. Naarmate een dier kleiner is, verliest het dus steeds meer warmte in vergelijking met de hoeveelheid warmte die het produceert.

Een dier ter grootte van een spitsmuis of een kolibrie kan zijn lichaamswarmte nog net even snel voortbrengen als het die weer afstaat, mits het bijna onophoudelijk eet. Spitsmuizen en kolibries eten dus constant door, voor zover ze niet slapen, en toch hebben ze altijd honger.

Koudbloedige dieren worden niet door warmteverlies belemmerd en kunnen dus kleiner zijn dan het kleinste warmbloedige dier. Terwijl een dwergmuis ongeveer zeventig millimeter lang is, met inbegrip van de staart, heeft de kleinste hagedis een lengte van slechts ongeveer veertig millimeter, eveneens met inbegrip van de staart, en er bestaat een kikker die niet langer dan ongeveer tien millimeter is.

Het kleinste gewervelde dier is een visje dat dwerggrondel heet. Het is maar ongeveer acht millimeter lang en heeft een massa van slechts ongeveer vier of vijf milligram. Een dwergspitsmuis heeft een massa die gelijk is aan die van vierhonderdvijftig dwerggrondels.

Insekten zijn over het algemeen kleiner dan gewervelde dieren, hoewel er uitzonderingen bestaan. Het grootste insekt, de goliath-kever, kan een lengte van bijna vijftien centimeter bereiken en een massa van zeker honderd gram. Hij is vijftig keer zo massief als een dwergspitsmuis. Dat is natuurlijk een grote uitzondering. Vliegen en muggen zijn, wat de afmetingen van insekten aangaat, meer karakteristiek. De kleinste insekten zijn zogenaamde ‘feeënvliegjes’, die een lengte van maar 0,4 millimeter hebben. Ze zijn zó klein, dat ze in sterk licht op z’n best als minimale stofjes kunnen worden waargenomen.

Nu we bij zulke kleine organismen zijn aangeland, zou het misschien redelijk lijken de vraag te stellen of die werkelijk als levende wezens kunnen worden behandeld. En als we met nóg kleinere afmetingen te maken krijgen, zou het wel eens uitgesloten kunnen lijken dat we hier nog steeds aan iets levends zouden mogen denken.

Vóór de moderne tijden kwam het bij niemand op zich af te vragen of er vormen van leven zouden kunnen bestaan die zó klein waren dat men ze met het blote oog niet kon waarnemen. Verhalen over onzichtbaarheid deden in grote verscheidenheid de ronde, maar de onzichtbare voorwerpen hadden altijd volkomen waarneembare afmetingen; de onzichtbaarheid werd alleen maar door toverspreuken en dergelijke veroorzaakt.

Men moet wel haast sinds vroege tijden al hebben opgemerkt dat sommige glazen voorwerpen de dingen die eronder of erachter lagen, schijnbaar groter maakten, ook al was het vergrote beeld ten gevolge van de vervorming en verwringing van geen enkel praktisch nut. Pas in het begin van de vijftiende eeuw kwamen er lenzen in gebruik waarmee men kleine voorwerpen, zoals insekten, gemakkelijker kon bestuderen dan met het blote oog.

Het ging hierbij om een dubbel probleem; allereerst moest men zeer doorzichtig glas zonder onzuiverheden vervaardigen, en vervolgens moest men de vlakken met gladde, zuivere rondingen slijpen om beeldvervorming te vermijden en in de praktijk bruikbare vergrotingen te verkrijgen.

De Nederlandse microscopist Antoni van Leeuwenhoek (1632-1723) vervaardigde als eerste een kleine lens die sterk genoeg vergrootte om een ‘microscoop’ te mogen worden genoemd. Hij gebruikte zijn lenzen voor de meest uiteenlopende onderzoekingen en in 1677 trof hij in slootwater ‘kleijne diertgens’ aan, die met hun gekrioel een springlevende indruk maakten, ook al konden ze alleen bij sterke vergroting worden waargenomen. Het waren er zó veel, dat ‘het in een droppel water niet op acht- a tienduijsent aenkomt’. Zo had hij de ‘micro-organismen’ ontdekt.

De Engelse natuurkundige Robert Hooke (1635-1703), die een ‘samengestelde’ (uit meer dan één lens bestaande) microscoop gebruikte, had al eerder ontdekt, in 1665, dat kurk uit rechthoekige gaatjes was opgebouwd die te klein waren om zonder microscoop te kunnen worden gezien. Hij gaf daar de naam ‘cellen’ aan.

Later werd vastgesteld dat sommige weefsels in kleine segmenten waren verdeeld die in het geval van planten door duidelijk zichtbare houtachtige tussenschotten waren gescheiden. Kurk, een dood weefsel, bestond uit de houtachtige tussenschotten in een ruimte die overigens leeg was. De segmenten werden nog steeds cellen genoemd, ook als ze niet leeg waren, en de tussenschotten kregen de naam ‘celwanden’.

De Duitse plantkundige Matthias Jakob Schleiden (1804-1881) opperde in 1838 dat alle planten uit cellen waren samengesteld en dat die cellen de eenheden waren waaruit plantenweefsel is opgebouwd. De Duitse fysioloog Theodor Schwann (1810-1882) kwam het jaar daarop al tot de overtuiging dat dit ook voor dieren gold, behalve dat de dierlijke cellen door dunne vliezen waren gescheiden in plaats van door betrekkelijk dikke wanden, zodat het verschijnsel bij dieren minder in het oog valt. Daarmee hadden zij gezamenlijk de ‘celtheorie’ uitgewerkt.

Alle organismen die met het blote oog kunnen worden gezien, van de hoogste sequoia tot het nietigste feeënvliegje, zijn uit een aantal cellen opgebouwd, welk aantal dikwijls zeer hoog is. Hier spreken wij van ‘veelcellige’ of ‘multicellulaire’ organismen. Eencellige organismen zijn natuurlijk veel kleiner dan veelcellige, maar ze zijn precies zo levend.

Toch kunnen sommige eencellige voorwerpen verbazend groot zijn. Eieren bijvoorbeeld zijn eencellige voorwerpen. De eigenlijke cel is de eidooier; het wit en de schaal zijn ‘buitencellig’ of‘extracellulair’. De dooier bestaat bijna geheel uit voedsel voor het zich ontwikkelende embryo. De eigenlijke levende substantie is niet meer dan een microscopisch vlekje aan de oppervlakte van de dooier.

Eieren die buiten het lichaam worden gelegd om zich onafhankelijk te ontwikkelen zijn bijzonder groot, omdat de daarin aanwezige voedselvoorraad alles is waarover het groeiende embryo kan beschikken tot het groot genoeg is om buiten het ei te leven. De bekendste eieren zijn die van vogels, en over het algemeen zal het ei groter zijn naarmate de vogel groter is.

Het ei van een kolibrie is ongeveer 1,25 centimeter lang en heeft een volume van ongeveer 0,4 kubieke centimeter. Een kippeëi is ongeveer 6,25 centimeter lang en heeft een volume van vijftig kubieke centimeter. Het volume van het ei van een kip is dus 125 maal groter dan dat van een kolibrie.

De grootste levende vogel is de struisvogel. De hoogte van de rug van een mannelijke struis is wel 1,4 meter, en met zijn lange hals kan hij zijn kop tot 2,7 meter boven de grond houden, zodat hij dan anderhalf keer zo hoog boven de grond komt als zelfs een lange man. Er zijn struisvogels bekend met een massa van tot 156 kilogram, tweemaal zoveel als die van de gemiddelde man. Natuurlijk zijn de eieren van struisvogels groter dan die van welke andere vogel ook.

Het struisvogelei is ongeveer twintig centimeter lang en vijftien centimeter breed, met een massa die acht en een halve kilogram kan bereiken. Het volume is dan twaalfhonderd kubieke centimeter, ongeveer vierentwintig maal dat van een kippeëi.

Het ei van de struisvogel is echter niet het grootste dat we kennen. Ook vissen leggen eieren, en de grootste levende vis is de reuzenhaai, die tot achttien meter lang wordt en een massa van veertig ton kan hebben, dus nog een derde meer dan de grootste walvissen.

De eieren van de reuzenhaai hebben niet de vorm van vogeleieren, maar zijn onregelmatig als een huls of tas gevormd. Men heeft er een aangetroffen dat dertig centimeter lang was, bij een breedte van 13,75 centimeter en een dikte van 8,75 centimeter. Het volume was ongeveer 3600 kubieke centimeter, driemaal dat van een struisvogelei. (Daar moeten we echter bij bedenken dat een reuzenhaai ongeveer tweehonderdvijftig maal zo massief als een struisvogel is.)

Als we ook de uitgestorven dieren in aanmerking nemen, zien we dat de eieren van de dinosaurus nog groter waren. Het grootste ei van een dinosaurus dat ooit is gevonden was dertig centimeter lang en vijfentwintig centimeter breed. Het volume van zo’n ei zou ongeveer vijfduizend kubieke centimeter zijn, ruim vier keer zo groot als dat van een struisvogel.

Van de uitgestorven vogels is de grootste die ooit heeft bestaan de reuzen-moa van Nieuw-Zeeland, die een hoogte tot vier meter bereikte (tweemaal zoveel als een heel lange man) en een massa van 225 kilogram had, anderhalf maal zoveel als een struisvogel.

Iets minder hoog, maar nog massiever, was de aepyornis (‘hoge vogel’), ook bekend als de ‘olifantsvogel’, waarvan de fossiele overblijfselen alleen op Madagascar zijn aangetroffen. Zijn hoogte was niet meer dan ongeveer drie meter, maar zijn massa kon tot 450 kilogram bedragen, bijna driemaal zoveel als die van een struisvogel.

Het ei van de aepyomis was tot 37,5 centimeter lang en had een volume van 8 900 kubieke centimeter (bijna negen liter), acht keer groter dan dat van een struisvogel-ei, honderdtachtig maal dat van een kippeëi en 22 5000 maal dat van een kolibrie-ei. Toch was zelfs het ei van de aepyornis één enkele cel, de grootste cel die ooit op aarde heeft bestaan.

De eieren van zoogdieren zijn veel kleiner. Ze ontwikkelen zich in het moederlichaam, waarbij de groeiende kiem, het embryo, hoofdzakelijk via een placenta wordt gevoed, waar doorheen voedingsstoffen uit de bloedstroom van de moeder in die van het embryo doordringen, terwijl afvalstoffen in de omgekeerde richting diffunderen. De eicel van zoogdieren (‘ovum’) heeft daarom geen behoefte aan de enorme voedselvoorraad die opgeslagen is in de eieren van vogels, reptielen en vissen.

Het menselijke ovum bijvoorbeeld is nog niet eens met een speldekop te vergelijken. Het is 280000 maal zo klein als het ei van een kolibrie en ruim zes miljard maal kleiner dan het ei van de aepyomis.

Het heeft geen zin het volume van het menselijke ovum in kubieke centimeters uit te drukken, omdat we dan onmogelijk kleine breuken zouden moeten toepassen. Hiervoor, zoals ook voor andere cellen, kunnen we beter van micrometers gebruik maken. Het menselijke ovum heeft een volume van ongeveer 1,4 miljoen micrometer. (Een micrometer is 10-6 meter of 10-4 centimeter, zodat een kubieke micrometer 10~12 cm^3 is.)

Het menselijke ovum is iets minder groot dan sommige micro-orga- nismen. De amoebe bijvoorbeeld heeft vele eigenschappen met andere dieren gemeen en behoort tot een groep die protozoa (‘eerste dieren’) wordt genoemd. De amoebe bestaat uit één enkele cel, maar aangezien ze onafhankelijk leeft, moet die éne cel alle essentiële functies van een dier verrichten. Ze moet daarom een bepaalde minimale grootte hebben. Het volume van een amoebe is ongeveer 4,2 miljoen kubieke micrometer, ongeveer driemaal zo groot als dat van een menselijk ovum.

Sommige protozoa zijn wat groter, zodat ze inderdaad zichtbaar voor het blote oog zijn en dus groter dan verscheidene kleine veelcellige dieren. Het grootste levende protozoön kan tot anderhalve centimeter in doorsnede zijn. Er zijn uitgestorven protozoa, Nummulites genaamd, die een doorsnede van 2,4 centimeter hadden. Een dergelijk enorm eencellig organisme zou een dwergspitsmuis of een bijen-kolibrie heel goed in massa hebben kunnen evenaren.

De meeste cellen zijn veel kleiner. Het ovum van een zoogdier moet enig voedsel bevatten om de groeiende kiem gedurende de allereerste stadia, vóór de placenta goed en wel is gevormd, in stand te houden. Hoe klein het menselijke ovum in vergelijking met de amoebe dan ook mag zijn, het is niettemin de grootste cel in het menselijke lichaam.

De kleine afmetingen van cellen van een veelcellig organisme ten opzichte van de afmetingen van vele eencellige organismen behoeven geen verbazing te wekken. De functies van een veelcellig organisme worden verdeeld over de verschillende typen van cellen waaruit het bestaat. Ieder celtype is in een of andere verrichting gespecialiseerd en hoeft niet over alle functies te beschikken, zoals het geval is bij de éne cel waaruit een eencellig organisme bestaat. Een lichaamscel kan dus veel kleiner zijn dan een amoebe en toch uitstekend de functie uitvoeren waarvoor ze bestemd is.

Een cel van de menselijke lever bijvoorbeeld is een naarstig werkende chemische fabriek, maar heeft een volume van slechts 1750 kubieke micrometer, wat overeenkomt met niet meer dan een achthonderdste deel van het volume van een menselijk ovum en met het 1/2400 van dat van een amoebe.

Tot aan de bacteriën

De cel vormt op zichzelf nog niet de grens van kleinheid voor levende wezens. Cellen zijn beslist méér dan homogene klontjes levende materie. Als ze onder de microscoop worden bestudeerd, blijken ze uit een aanzienlijke verscheidenheid van nog kleinere voorwerpen te bestaan, waarvan elk wederom zijn eigen functie heeft.

Het belangrijkste van deze subcellulaire voorwerpen werd in 1831 voor het eerst beschreven door de Schotse plantkundige Robert Brown (1773-1858). Omdat het nabij het middelpunt van de door hem onderzochte cellen was gelegen, noemde hij het de ‘nucleus’ (‘nootje’); inderdaad leek het op een noot in de dop die door de cel werd gevormd.

Uiteindelijk werd ontdekt dat de nucleus of kern van een cel bijzonder belangrijk is voor de voortplanting en voor de manier waarop een cel zich zodanig in tweeën deelt dat iedere dochtercel de volledige eigenschappen en vermogens van de moedercel ontvangt.

In het bloed komen grote aantallen celachtige voorwerpen voor die geen cellen in de eigenlijke zin zijn, omdat ze zich niet delen en bijgevolg geen kernen nodig hebben. Ze worden op verschillende plaatsen in het lichaam aangemaakt, hoofdzakelijk in beendermerg, en wel uit cellen die oorspronkelijk kernen bezitten. Het eindprodukt heeft één specifieke functie: zich in de longen met zuurstof te verbinden en vervolgens die zuurstof aan andere lichaamscellen af te geven. Deze voorwerpen zijn ‘rode bloedlichaampjes’.

Rode bloedlichaampjes hebben niet veel volume nodig om hun functie uit te voeren. Het volume van een menselijk rood bloedlichaampjes is ongeveer negentig kubieke micrometer, nog iets minder dan een-twintigste deel van het volume van een levercel.

Het bloed bevat ook nog kleinere voorwerpen, ‘plaatjes’, die een volume van misschien slechts zeven kubieke micrometer hebben. Deze hebben een functie bij de bloedstolling. Evenmin als de rode bloedlichaampjes, hebben deze bloedplaatjes kernen, zodat het geen echte cellen zijn. Ze vormen de kleinste celachtige voorwerpen in het lichaam.

De grootte van een celkern varieert met het type cel. Het gemiddelde volume van een celkern zou ongeveer vijfendertig kubieke micrometer bedragen, zodat een kern kleiner is dan een rood bloedlichaampje, maar groter dan een bloedplaatje.

Ook de kern zelf is echter geen homogene levende materie. In 1882 beschreef de Duitse anatoom Walther Flemming (1843-1905) tot in bijzonderheden wat er gedurende de celdeling binnen in een kern gebeurde. Hij maakte die gebeurtenissen nog duidelijker door een rode kleurstof te gebruiken die sommige voorwerpen in het inwendige van de kern kleurde en andere niet.

De voorwerpen die de kleurstof opnamen noemde hij ‘chromosomen’ (‘gekleurde lichamen’), en het was duidelijk dat het de chromosomen waren - ook wel kemlissen of kernlichaampjes genoemd - die het meest bij de celdeling betrokken waren. Elk chromosoom splitste zich vóór de deling in tweeën, waarna alle chromosomen uiteenweken, zodat elke dochtercel een volledig stel chromosomen ontving.

De chromosomen komen in elke cel in paren voor. Als het vrouwelijke organisme eicellen vormt, ontvangt elk ei slechts een half stel chromosomen, één van elk paar. Als een mannelijk organisme spermatozoa vormt (of spermacellen, het mannelijke analogon van eicellen), ontvangt elk daarvan eveneens slechts een half stel chromosomen.

Als organismen zich geslachtelijk voortplanten, verenigt een mannelijke spermacel zich met een vrouwelijke eicel. Het daar uit voortvloeiende ‘bevruchte ovum’ bezit nu een half stel chromosomen van de moeder en een half stel chromosomen van de vader. Deze vormen gezamenlijk een volledig stel, en het bevruchte ovum ontwikkelt zich tot een organisme dat zijn eigenschappen gelijkelijk van zijn vader en zijn moeder erft.

Het verschil tussen de eicel en de spermacel is dat de eerstgenoemde een half stel chromosomen plus een hoeveelheid voedsel bevat die toereikend moet zijn totdat de placenta zich heeft gevormd; de spermacel heeft een half stel chromosomen en weinig meer. Het is zijn enige taak, er door het gebruik van zijn staart (want de spermacel lijkt sterk op een kikkervisje) voor te zorgen dat dit halve stel, waarvan hij de drager is, tot aan het ovum te brengen. Zodra het sperma het ovum is binnengedrongen, is zijn taak ten einde gekomen.

De spermacel is dus een heel kleine cel, want hij bestaat uit weinig meer dan een halve kern, hoewel dat voldoende is om hem tot een ware cel te maken. De menselijke spermacel heeft een volume van slechts ongeveer zeventien kubieke micrometer, wat minder dan een vijfde is van dat van het rode bloedlichaampje. Ze is groter dan een bloedplaatje, maar de spermacel is de kleinste echte cel in het menselijke lichaam, zoals de eicel de grootste is.

De menselijke eicel is ongeveer 82000 maal zo groot als de menselijke spermacel. Voor een spermacel zou een eicel ongeveer veertig keer zo groot lijken als een blauwe vinvis zich aan ons zou voordoen.

Zijn spermacellen en bloedplaatjes dan de uiterste grens van kleinheid voor levende dingen? Zeer beslist niet!

Toen Van Leeuwenhoek in 1683 door een van zijn éénlenzige micros- coopjes keek, ontdekte hij voorwerpen die net aan de grens van zijn gezichtsvermogen lagen. Hij beschreef ze en maakte er tekeningen van. Hij wist niet wat het waren, maar latere microbiologen, die te zien kregen wat hij had getekend, beseften dat hij de organismen had waargenomen die later ‘bacteriën’ zouden worden genoemd. Een eeuw lang zag niemand anders ze, tot de Deense bioloog Otto Frederik Müller (1730-1784) er in een enigszins betere microscoop een iets meer gedetailleerd beeld van kreeg.

De moeilijkheid bij het bekijken van bacteriën was dat de microscooplenzen de kleine voorwerpen weliswaar vergrootten, maar tevens regenboogachtige spectra vormden. Zo werd ieder object door een gekleurde halo geringd. Hoe kleiner het object was, des te meer hinder had men van deze lichtkringen, en de bacteriën werden er nagenoeg onherkenbaar door.

In 1830 slaagde de Engelse opticien Joseph Jackson Lister (1786-1869) er eindelijk in lenzen te ontwerpen die geen spectra vormden zodat men er kleine voorwerpen zonder gekleurde ringen door kon waarnemen. Van die tijd af werd het mogelijk de bacteriën serieus te bestuderen.

Er bestond echter weinig animo voor zulke onderzoekingen, omdat men meende dat deze kleinste stukjes leven nauwelijks van belang konden zijn ... althans tot de Franse scheikundige Louis Pasteur (1822-1895) aan het werk toog. In 1865 onderzocht hij een ziekte van zijdewormen, waarvan men vreesde dat ze de nekslag voor de Franse zijde-industrie kon betekenen. Hij spoorde kleine bacteriën in de zieke zijdewormen op die hij niet in de gezonde aantrof. Hij kreeg de ingeving dat dit soort kleine parasieten voor infectieziekten verantwoordelijk zou kunnen zijn en dat, als men zo’n ziekte wilde voorkomen of genezen, men de parasieten moest verhinderen zich te nestelen, of ze doden als ze dat eenmaal hadden gedaan.

Deze theorie, die de oorzaak van ziekten in ‘kiemen’ zocht (waarbij een kiem ieder micro-organisme kan zijn, zoals een bacterie), was waarschijnlijk de belangrijkste afzonderlijke stap voorwaarts in de geschiedenis van de geneeskunde en leidde binnen de sindsdien verlopen eeuw tot een verdubbeling van de levensverwachting van de mens, als gevolg van het feit dat de bacteriën in het middelpunt van de wetenschappelijke belangstelling kwamen te staan.

De Duitse plantkundige Ferdinand Julius Cohn (1828-1898) wierp zich met hart en ziel op dit werk en behandelde als eerste de ‘bacteriologie’ als een afzonderlijke en zelfstandige tak van wetenschap. In 1872 publiceerde hij een verhandeling in drie delen over bacteriën, een standaardwerk dat hem tot de vader van de bacteriologie maakte.

Het onderzoek van de bacteriën deed de horizon van het leven naar nieuwe grenzen van kleinheid terugwijken. De grootste ons bekende bacterie heeft een volume van niet meer dan zeven kubieke micrometer, zodat ze niet groter is dan een bloedplaatje, en minder dan half zo groot als een menselijke spermacel.

De kleinste bekende bacteriën (het woord is afgeleid van het Griekse baktèrion, ‘staafje’) zijn inderdaad maar buitengewoon kleine levende staafjes. In 1936 ontdekte men in rioolslijk bacteriën die bekend zijn geworden als pleuro-pneumonia-like organisms (organismen verantwoordelijk voor longontsteking met pleuritis of borstvliesontsteking), kortweg pplo genoemd. Elke ppLo-cel is een bolletje met een doorsnede van slechts 0,1 micrometer, zodat het volume 0,005 kubieke micrometer bedraagt. Bijgevolg heeft de kleinste bacterie slechts een viertienhonderdste deel van het volume van de grootste, en is ze 3500 maal zo klein als een menselijke spermacel.

De ppLo-cel is het kleinste onafhankelijk levende organisme dat er bestaat, althans voor zover we weten; het meest minuscule stukje leven dat zich zelfstandig kan handhaven en voortplanten (natuurlijk mits de cel zich in een geschikte omgeving bevindt en over voedsel beschikt). ppLO-cellen zijn de kleinste cellen die het volledige chemische apparaat bevatten dat voor het leven noodzakelijk is.

Naar schatting hebben deze kleinste stukjes vrij leven een massa in de orde van 10-15 gram (een duizend-miljardste gram), en er zouden er 73 000000000000000000 van nodig zijn om het gewicht van een gemiddeld mens te evenaren.

Tot aan de virussen

En toch, hoe onwaarschijnlijk het ook mag lijken, vertegenwoordigen zelfs de ppLO-cellen niet de kleinste vorm van leven.

Er zijn bepaalde besmettelijke ziekten waarvoor de geleerden geen bijbehorende microscopische parasiet konden vinden. Het ging er dus om dat óf de theorie van de ziektekiemen in gebreke bleef, óf de parasieten wel aanwezig waren, maar niet konden worden waargenomen. Een verklaring voor die onzichtbaarheid zou kunnen zijn dat de parasieten te klein waren om zelfs met de beste microscopen van die dagen te kunnen worden aangetoond; dit was de hypothese van Pasteur zelf.

In 1892 onderzocht een Russische plantkundige, Dmitri I. Ivanovski (1864-1920), de ‘tabaksmozaïekziekte’, een ziekte van bepaalde tabaksvariëteiten (en plantesoorten van dezelfde familie, waaronder de tomaat) waarvan een der symptomen uit vlekken en spikkels op de bladeren bestaat. Als een aangetast blad wordt gemalen en het sap met een gezonde plant in aanraking wordt gebracht, vindt er besmetting plaats.

Ivanovski dwong het sap van een geïnfecteerd blad door een filter van een zodanige fijnheid dat zelfs de kleinste bacteriën werden uitgefilterd, en toch was het sap nog steeds besmettelijk. In 1895 werden deze proeven onafhankelijk herhaald door de Nederlandse plantkundige Martinus Willem Beijerinck (1851-1931), die voor de ziekteverwekker de naam ‘virus’ bedacht, een Latijns woord dat ‘vergif betekent, omdat hij niet wist welke naam hij er anders aan zou moeten geven.

De Britse bacterioloog William Joseph Elford (1900-1952) gebruikte in 1931 een nog fijner filter, waarmee het hem gelukte de overbrenger van de ziekte tegen te houden. Daarbij bleek het virus een (vermoedelijk levend) deeltje te zijn, dat iets kleiner was dan de kleinste bacteriën.

De Amerikaanse biochemicus Wendell Meredith Stanley (1904-1971) verzamelde een grote hoeveelheid sap uit zieke tabaksbladeren en slaagde er in het virus daaruit te isoleren, waarna hij het in 1935 wist te kristalliseren. Hij verkreeg een massa fijne, naaldachtige kristallen, waarvan hij vaststelde dat ze alle besmettelijke eigenschappen van het virus in hoge concentratie bezaten.

Intussen was er een nieuw type microscoop tot ontwikkeling gekomen. Gewone microscopen vergroten voorwerpen door het licht dat deze terugkaatsen af te buigen. Dat is alleen mogelijk als de voorwerpen die moeten worden vergroot althans iets groter zijn dan de lichtgolven zelf, omdat de lichtgolven er anders bij wijze van spreken overheen springen. Lichtgolven zijn erg klein, maar als het om de grootte van de kleinste bacteriën gaat, wordt de grens bereikt waarbij lichtgolven te groot zijn om ermee te kunnen werken.

Elektronen zijn zeer kleine deeltjes die we later zullen bespreken. In 1927 toonde de Amerikaanse natuurkundige Clinton Joseph Davisson (1881-1958) aan dat de elektronen, die zich gewoonlijk gedroegen alsof ze deeltjes waren, in sommige opzichten eveneens het gedrag van golven vertoonden. Deze golven waren veel korter dan lichtgolven en konden daarom worden gebruikt om voorwerpen te bekijken die veel kleiner waren dan degene die met het gebruik van licht zichtbaar werden gemaakt.

Elektronengolven maken geen deel van het elektromagnetische spectrum uit en kunnen niet op dezelfde manier worden behandeld. Lichtgolven kunnen door middel van lenzen worden afgebogen, terwijl elektronengolven, die in verband staan met een elektrisch geladen deeltje, kunnen worden afgebogen door gebruik van elektromagnetische velden te maken. Van dit principe uitgaande, bouwde de Russisch-Amerikaanse natuurkundige Vladimir Kosma Zworykin (1889) een ‘elektronenmicroscoop’, die hij in 1939 reeds zodanig had verfijnd dat het instrument vijftig keer verder in de diepten van de kleinheid kon doordringen dan het beste optische instrument.

De elektronenmicroscoop maakte het voor de eerste maal mogelijk virussen als zichtbare voorwerpen te bestuderen, waarbij er aanzienlijke meningsverschillen heersten over de vraag of ze als levende wezens konden worden beschouwd.

Het was duidelijk dat virussen niet over het volledige chemische apparaat beschikten dat voor onafhankelijk leven noodzakelijk is. Wel konden ze echter in een cel binnendringen, en in die cel maakten ze gebruik van het apparaat van de cel, dat ze aan hun eigen doeleinden ondergeschikt maakten. Ze konden zich ten koste van de cel in het inwendige van de cel vermenigvuldigen, waarbij de cel in een aantal gevallen afstierf. Het ging dus om een diepere vorm van parasitisme dan de biologen ooit waren tegengekomen, maar kon een virus daarom als levend worden beschouwd?

Het feit dat Stanley virussen had doen kristalliseren leek een bewijs van het tegendeel te zijn; kristallen waren immers een bepaalde vorm van chemische stoffen en niet van levende organismen. Aan de andere kant waren virussen zó klein, dat men ze als levende organismen zou kunnen beschouwen die in bepaalde opzichten als scheikundige stoffen optraden.

Het kritieke ogenblik brak aan toen de geleerden inzicht kregen in de sleutelrol die in alle levende organismen wordt gespeeld door nucleïnezuren, waaronder een variëteit die internationaal bekend staat als desoxyribonu- cleic acid (desoxyribonucleïnezuur), met de alom gebruikelijke afkorting dna. Dit werd voor het eerst duidelijk uit het in 1944 gepubliceerde werk van de Canadese arts Oswald Theodore Avery (1877-1955) en vervolgens uit de resultaten van de samenwerking tussen de Engelse biochemicus Francis H.C. Crick (1916) en de Amerikaanse biochemicus James Dewey Watson (1928), die in 1953 gepubliceerd werden.

Crick en Watson toonden aan dat dna de essentiële molecuulklasse in chromosomen is en dat het de vervaardiging van eiwit in cellen en weefsels beheerst. Ook beheerst het de manier waarop dochtercellen bij de celdeling kenmerken van de moedercellen erven, evenals de manier waarop bij de voortplanting van organismen kinderen de eigenschappen van ouders overerven. De eenheid of factor van het chromosoom die de vervaardiging van een enkele variëteit eiwit beheerst wordt ‘gen’ genoemd (naar het Griekse woord voor ‘ontstaan’ of ‘doen ontstaan’).

Alle virussen blijken uit nucleïnezuren te bestaan, die zich in een omhulsel van eiwit bevinden. Bij de grotere en meer complexe virussen is dna dat nucleïnezuur. De kleinere en eenvoudiger opgebouwde virussen bestaan uit een iets afwijkende variëteit, die gewoonlijk wordt aangeduid met de afkorting rna (voor ribonucleïnezuur). Het tabaksmozaïekvirus (meestal afgekort tot tmv) bijvoorbeeld bevat rna.

Men zou een virus kunnen beschouwen als een gen, of een groep van genen, met het vermogen afzonderlijk te bestaan en in staat een cel binnen te dringen, met het doel na die invasie de regelingsmacht over te nemen en de functies uit te schakelen die normaal door de eigen genen van de cel worden uitgeoefend.

Als we over het volume van een virusdeeltje spreken, zou het beter zijn een nieuwe eenheid te gebruiken, de ‘kubieke nanometer’, die gelijk is aan een miljardste kubieke micrometer. De ppLO-cel bijvoorbeeld, die een volume van 0,005 kubieke micrometer heeft, kan dan worden omschreven als een cel met een volume van vijf miljoen kubieke nanometer.

Sommige virussen zijn (relatief) zó groot, dat hun afmetingen overeenkomen met die van bacteriën. Zo bestaat er een groep virussen van uitzonderlijke grootte die ‘rickettsiae’ worden genoemd, naar de Amerikaanse arts Howard Taylor Ricketts (1871-1910), die ze in 1906 voor het eerst identificeerde. Men kan ze zelfs onder een lichtmicroscoop waarnemen en hun volume kan wel tienmaal zo groot zijn als dat van de kleinste onafhankelijk levende bacteriën. De rickettsiae missen echter ten minste één kardinaal chemisch bestanddeel en kunnen zich uitsluitend in cellen vermenigvuldigen, hetgeen kenmerkend voor virussen is.

De rickettsiae veroorzaken ziekten als bosluiskoorts, tekebeetkoorts en vlektyfus. De rickettsia die verantwoordelijk is voor laatstgenoemde ziekte heeft een volume van vierenvijftig miljoen kubieke nanometer.

Het influenza- of griepvirus is kleiner; het heeft een volume van achthonderdduizend kubieke nanometer en is slechts iets meer dan één zesde maal zo groot als de kleinste bacterie. Het tabaksmozaïekvirus is met zijn volume van vijftigduizend kubieke nanometer slechts een honderdste maal zo groot als de kleinste bacterie (geen wonder dus dat de filters van Ivanovski het doorlieten), en het gemiddelde gen heeft een volume van veertigduizend kubieke nanometer.

Het kleinste bekende virus is de veroorzaker van stengelbont, een aardappelziekte. Het heeft een volume van misschien slechts tweehonderd kubieke nanometer. Daarmee zou het 2500 maal zo klein zijn als de kleinste bacterie en een massa van 8 X 10-19 gram hebben.

Er is een verbazingwekkende veelsoortigheid van levensvormen op aarde. Er zouden 2,5 X 10^27 (twee en een half miljard miljard) stengelbont-virussen moeten worden opeengepakt om dezelfde massa als die van een sequoia te bereiken. En toch leeft het nietige virus evenzeer als de machtige sequoia- boom.

Toch zijn zelfs de kleinste virussen niet het uiterste; ze bestaan uit onderdelen die nóg kleiner zijn. Toen het de mens echter mogelijk was geworden virussen te bestuderen en er de afmetingen van te bepalen, was de horizon van de kleinheid reeds veel verder teruggeweken.

19 – Atomen en kleiner

De deelbaarheid van de stof

De oude Grieken bediscussieerden tot hoe ver men zou kunnen doorgaan met een voorwerp in steeds kleinere stukken te verdelen. Aardewerk was gemakkelijk te breken, en de scherven konden weer tot kleinere scherven worden gebroken, net zolang tot er niets dan fijn stof meer over was. Kon dat stof onbeperkt tot steeds kleinere deeltjes worden gestampt of gewreven? Of kon een stukje aardewerk (of welk ander voorwerp dan ook) zó klein zijn dat het op geen enkele manier in iets nog kleiners kon worden verdeeld?

Geen van beide groepen wijsgeren - zij die dachten dat er een allerkleinste voorwerp bestond en degenen die van mening waren dat men tot in het oneindige kon doorgaan - was in staat haar inzicht of overtuiging met experimentele waarnemingen te staven. Beide redeneerden logisch verder op grond van hun uitgangsstellingen.

Als men echter van verschillende stellingen uitgaat, komt men uiteraard tot verschillende gevolgtrekkingen. Als men die conclusies dan niet controleert door ze met de omstandigheden in het heelal te vergelijken, bestaat er geen duidelijke keuzemogelijkheid. Men kiest dan het alternatief dat het best in een bepaalde redeneertrant lijkt te passen en dus alleen maar een bevredigend eind van een discussie betekent.

De meest invloedrijke Griekse filosofen waren over het algemeen geneigd in onbeperkte deelbaarheid en in de onbestaanbaarheid van deeltjes van eindige kleinheid te geloven.

De eerste ons met name bekende Griekse wijsgeer die het minderheidsstandpunt van een uiterste einddeeltje verdedigde was Leukippos, die zijn standpunt omstreeks 450 v. Chr. naar voren bracht. Ook schijnt hij als eerste de ‘causaliteitsregel’ te hebben geformuleerd, volgens welke alles wat er gebeurt een natuurlijke oorzaak heeft, waarbij dus iedere gedachte aan bovennatuurlijke invloeden of tovenarij terzijde wordt gesteld.

Bekender dan Leukippos is zijn leerling Demokritos (470-380 v. Chr.). Demokritos betoogde dat alle materie uit zulke oneindig kleine deeltjes bestond dat de stoffelijke wereld alleen maar samenhangend scheen. Die deeltjes waren naar zijn mening dermate klein dat er niets kleiners denkbaar was. Aangezien hij de deeltjes voor ondeelbaar hield, gaf hij er de naam atomos aan, het Griekse woord voor ‘ondeelbaar’, dat in onze taal in ‘atoom’ is overgegaan.

Volgens Demokritos waren de atomen eeuwig, onveranderlijk en onvernietigbaar, en behalve de atomen was er niets. Ze bestonden in verschillende soorten, en alle bestaande verschillende voorwerpen bestonden uit combinaties van atomen. Als de ons bekende voorwerpen van elkaar verschilden, dan was dat alleen maar omdat de atoomcombinaties waaruit ze waren opgebouwd verschillend waren.

Deze opvattingen van Demokritos waren in hoofdzaak juist en zijn in overeenstemming met het moderne denken, maar hij had geen middel om zijn gelijk te bewijzen, zodat zijn ideeën werden verworpen.

Demokritos zou in totaal tweeënzeventig boeken hebben geschreven, maar zijn ideeën waren niet zo populair dat de klerken werden aan- gemoedigd ze in vele exemplaren te kopiëren. Waarschijnlijk is dat de hoofdreden dat wij vandaag over geen enkele authentieke kopie van zijn werk beschikken. We kennen de ideeën van Demokritos alleen doordat andere filosofen er in hun werken, die ons wél zijn overgeleverd, althans gedeeltelijk, naar verwijzen, en dan nog meestal in ongunstige of vijandige zin.

Toch is het ‘atomisme’ van Leukippos en Demokritos nooit geheel uit het gezichtsveld verdwenen; er zijn hier en daar steeds filosofen geweest die het minderheidsstandpunt aanvaardden.

De Romeinse schrijver Titus Lucretius Carus (95-55 v. Chr.) was een epicurist, een aanhanger van de Atheense wijsgeer Epikoeros (‘De enige bron van kennis is waarneming’). In 56 v. Chr. publiceerde hij De rerum natura (‘Het wezen der dingen’), waarin hij het heelal van een radicaal atomistisch standpunt beschreef. Hij meende dat zelfs de geest en de ziel uit atomen waren opgebouwd en dat goden, voor zover ze bestonden, eveneens een atoomstructuur bezaten.

Ook dit ene boek dat Lucretius heeft geschreven, is verloren gegaan; er waren althans gedurende de Middeleeuwen geen exemplaren van bekend, en alle gegevens uit en over het boek berustten op verwijzingen in andere bronnen. In 1417 echter werd er volkomen onverwacht een handschrift van ontdekt en gekopieerd. Het vond verspreiding en werd populair.

In 1454 hield de Duitse uitvinder Johann Gutenberg zich met de drukkunst bezig. Hij zou een dergenen zijn geweest die met losse lettertekens werkten, zodat misschien aan hem de methode moet worden toegeschreven waarmee het zó gemakkelijk werd identieke exemplaren van ieder gewenst boek in grote aantallen te produceren, dat er sindsdien geen enkel boek van enig belang volledig verloren is gegaan.

Een der eerste gedrukte boeken was dat van Lucretius, zodat de Griekse denkbeelden over het atomisme toch nog bewaard zijn gebleven.

Een der modernen die de invloed van Lucretius’ boek onderging en diens atomistische ideeën overnam was de Franse filosoof Pierre Gassendi (1592-1655), wiens geschriften op hun beurt de Ierse schei- en natuurkundige Robert Boyle (1627-1691) beïnvloedden. Het was Boyle, die er eindelijk toe kwam - eenentwintig eeuwen nadat Leukippos als eerste tot dit inzicht was gekomen - het atomisme proefondervindelijk aan de werkelijkheid te toetsen.

Boyle experimenteerde met lucht. Lucht is veel minder dicht dan een vloeistof als water of een vaste stof als steen. Een bepaald volume lucht heeft een massa die ruwweg een zevenhonderdvijftigste van die van hetzelfde volume water bedraagt en minder dan een tweeduizendste is van die van hetzelfde volume steen.

Dit dichtheidsverschil kon volgens het atomistische standpunt op één van twee verschillende mogelijkheden berusten: óf de atomen van lucht zijn veel minder dicht dan die van water of steen, óf de atomen van lucht zijn precies even dicht als die van water of steen, maar dunner verspreid (terwijl het tot op zekere hoogte denkbaar was dat die mogelijkheden in combinatie optraden).

Laten we er eens van uitgaan, dat de atomen van vloeistoffen en vaste stoffen tegen elkaar aan liggen, terwijl de atomen van lucht verder van elkaar verwijderd zijn en zich daar niets tussenin bevindt, en dat dit de reden is dat lucht zoveel minder dichtheid bezit dan andere stoffen. In dat geval zou het moeilijk zijn de atomen van water of de atomen van steen - die immers met elkaar in aanraking of bijna in aanraking zijn - verder tegen elkaar aan te drukken (‘samen te drukken’ of ‘comprimeren’) en ze te dwingen minder volume in beslag te nemen. Lucht zou echter gemakkelijk samen te persen (te ‘verdichten’) zijn, omdat de van elkaar gescheiden atomen dan dichter naar elkaar toe worden gedwongen. Zo zou men lucht op dezelfde manier als een spons kunnen samenknijpen, en om dezelfde reden. (Dit vermoeden had de knappe Griekse ingenieur Hero omstreeks het jaar 60 na Chr. al geuit.)

In 1662 nam Boyle de proef op de som. Hij gebruikte daarvoor een J-vormige buis, waarvan het korte einde was afgesloten. Hij goot kwikzilver in de lange, open arm, dat zich op de bodem van de J ophoopte en de lucht in de korte arm afsloot. Naarmate hij meer kwikzilver toevoegde, drukte het extra-gewicht van het kwikzilver de lucht in de korte arm samen. Dit gebeurde niet met vloeistoffen en vaste stoffen, zodat hij een krachtig argument ten gunste van het atomisme had verschaft.

Men zou natuurlijk kunnen redeneren dat dit alleen maar de atomistische gesteldheid van lucht en andere gassen bewees. Vloeistoffen en vaste stoffen zouden nog steeds samenhangend en ononderbroken kunnen zijn. Water is echter door verwarming gemakkelijk aan de kook te brengen, of het kan bij gewone temperaturen tot verdampen worden gebracht. In beide gevallen gaat het in waterdamp over, een gas, en dus gemakkelijk samendrukbaar. Vele vaste of vloeibare stoffen kunnen in dampvorm overgaan, en bijgevolg betekent het aanvaarden van het feit dat gassen uit atomen bestaan eveneens aanvaarding van het feit dat alle stoffen waarschijnlijk uit atomen bestaan.

Het zou natuurlijk kunnen zijn dat stoffen weliswaar in kleine deeltjes uiteenvallen, maar dat dit een willekeurig proces is, zodat de deeltjes sterk in grootte kunnen variëren en geen fundamentele betekenis hebben. Door verdampen en koken zou een stof dan alleen maar uiteenvallen, evenals een steen door hameren in brokjes uiteenvalt, en de ontstane deeltjes zouden dan nog steeds tot nog kleinere stukjes kunnen uiteenvallen.

Deze opvatting werd tenietgedaan door het werk van de Franse scheikundige Joseph-Louis Proust (1754-1826). In 1799 bewees Proust dat kopercarbonaat - de stof waarop hij zijn onderzoek richtte - uit koper, koolstof en zuurstof bestond, en dat die bestanddelen er altijd in dezelfde gewichtsverhouding in voorkwamen. Op welke manier kopercarbonaat ook werd bereid in het laboratorium of uit gesteenten geïsoleerd, tien gram kopercarbonaat bevatte altijd vijf gram koper, vier gram zuurstof en één gram koolstof.

Vervolgens toonde hij het bestaan van een vergelijkbare situatie voor een aantal andere stoffen aan op grond waarvan hij tot het formuleren van de algemene stelregel kwam dat alle verbindingen (stoffen die uit verschillende soorten atomen bestaan) altijd elementen (door één enkele atoomsoort gevormde stoffen) in bepaalde, onveranderlijke verhoudingen bevatten, en niet in andere. Dit wordt ‘de wet van de vaste verhoudingen’ genoemd.

Als de materie continu was en in stukken en stukjes van iedere mogelijke grootte kon worden verdeeld, leek het zeer waarschijnlijk dat verschillende elementen in alle mogelijke verhoudingen konden worden samengevoegd, precies zoals suiker en cacaopoeder in iedere gewenste verhouding kunnen worden vermengd. De wet van de vaste verhoudingen leek echter te betekenen dat elk element was opgebouwd uit bepaalde basisdeeltjes van een vaste grootte, die alleen in bepaalde verhoudingsgetallen konden worden samengevoegd. En deze fundamentele deeltjes moesten de atomen zijn waarover Leukippos en Demokritos hadden gesproken.

Atoomgewichten

De Engelse scheikundige John Dalton (1766-1844) borduurde verder op de resultaten van Proust en andere chemische waarnemingen die geloofwaardigheid aan de idee van het atomisme verleenden. In 1803 stelde hij zijn ‘atoomtheorie van de stof op. Zijn besef van wat de wetenschap aan de oude Griekse wijsgeren verschuldigd was, liet hij blijken door het woord ‘atoom’ voor de uiterste deeltjes te aanvaarden.

Hij betoogde dat alle atomen van een bepaald element identiek waren, en dat de atomen van één element verschilden van die van alle andere elementen. Tot zover ging hij akkoord met Demokritos. Dalton ging echter verder en stelde dat atomen in massa verschilden en dat hun relatieve massa’s meetbaar waren. Hij gaf zelfs aan hoe de massa’s van bepaalde atomen zich precies tot elkaar verhielden.

De cijfers van Dalton voor de ‘atoomgewichten’, zoals deze relatieve massa’s werden genoemd (ten onrechte trouwens, want ‘atoommassa’s’ zou beter zijn geweest), waren niet erg nauwkeurig. De eerste redelijk nauwkeurige atoomgewichten werden van 1828 af door de Zweedse scheikundige Jöns Jakob Berzelius (1779-1848) bepaald, die zorgvuldige analyses van een aantal verbindingen uitvoerde.

Berzelius gebruikte de massa van het zuurstofatoom als standaard en stelde die op 16. Volgens deze norm bedraagt het atoomgewicht van zwavel 32; met andere woorden, het zwavelatoom is tweemaal zo massief als het zuurstofatoom.

Er bestaan atomen van nog grotere massa. Het meest massieve atoom dat in redelijke hoeveelheden in de natuur voorkomt is dat van uranium. Het atoomgewicht daarvan is 238, zodat het uraniumatoom bijna vijftien keer zo massief is als het zuurstofatoom. Gedurende de afgelopen decennia zijn er in het laboratorium zelfs nog massievere atomen vervaardigd, waarvan de atoomgewichten de waarde 260 nabijkomen.

In de andere richting zijn er atoomgewichten die kleiner zijn dan dat van zuurstof. Het atoomgewicht van stikstof is 14, dat van koolstof 12. Waterstof heeft het laagste atoomgewicht van allemaal, namelijk 1.

Maar hoe groot zijn de afzonderlijke atomen, als we ze in de gebruikelijke eenheden van massa of volume uitdrukken?

Daarbij helpt het ons niet, de relatieve massa te kennen. De wetenschap dat het zwavelatoom tweemaal zo massief is als het zuurstofatoom zegt ons op zichzelf niet hoeveel massa elk van die atomen in grammen bezit, of hoe lang of breed zo’n atoom bijvoorbeeld in millimeters is.

Een mogelijke sleutel tot de oplossing werd in 1811 aangereikt, toen de Italiaanse natuurkundige Amedeo Avogadro (1776-1856) verscheidene bewijsgronden aanvoerde die tot de conclusie leidden dat gelijke volumes van verschillende gassen en dampen bij gelijke druk en temperatuur evenveel deeltjes bevatten. Dit zou betekenen dat, als een gas driemaal zo dicht was dan een ander gas, de verklaring moest zijn dat de afzonderlijke deeltjes van het eerste gas driemaal zo massief waren als die van het andere. Deze zogenaamde ‘hypothese van Avogadro’ kon dus worden gebruikt om atoomgewichten uit verhoudingsgetallen voor dichtheden te bepalen.

De hypothese werd aanvankelijk genegeerd omdat men haar verkeerd uitlegde. Het was nog niet tot de scheikundigen doorgedrongen dat de deeltjes waaruit gassen waren samengesteld niet noodzakelijk afzonderlijke atomen hoefden te zijn. Ze zouden uit groepen van twee of meer atomen kunnen bestaan, die min of meer permanent aan elkaar waren gebonden, welke groepen ‘moleculen’ worden genoemd. Zo bestaat zuurstofgas uit zuurstofmoleculen, waarvan elk door twee zuurstofatomen wordt gevormd, terwijl waterdamp uit watermoleculen bestaat die elk uit drie atomen bestaan: twee waterstofatomen en één zuurstofatoom.

Dit betekent dat, hoewel gelijke volumes zuurstof en waterstof gelijke aantallen deeltjes (moleculen!) bevatten, het totale aantal atomen in het zuurstofvolume slechts twee-derde van dat in het waterdampvolume bedraagt.

Het zou nog tot 1860 duren voor hierin volkomen duidelijkheid werd gschapen. In dat jaar vond een internationaal congres van scheikundigen plaats (de eerste conferentie van die aard die ooit was gehouden), waarop de Italiaanse chemicus Stanislao Cannizzaro (1826-1910) in een overtuigende voordracht duidelijk het verschil tussen atomen en moleculen uiteenzette, waarbij hij aangaf hoe men de hypothese - of wet - van Avogadro met succes kon toepassen.

Uitgaande van het atoomgewicht 16 voor zuurstof, begonnen de chemici over het ‘molecuulgewicht’ van zuurstof als 32 te spreken, aangezien elke zuurstofmolecuul uit twee atomen zuurstof bestaat. Het molecuulgewicht van water is 18, omdat elk watermolecuul uit een zuurstofatoom (met atoomgewicht 16) en twee waterstofatomen (elk met atoomgewicht 1) bestaat.

Ook al is de massa van een afzonderlijk zuurstofmolecuul onbekend, we weten toch dat een bepaald aantal (laten we het n noemen) zuurstof- moleculen tweeëndertig gram weegt. Hetzelfde aantal watermoleculen zou achttien gram wegen, omdat de massa van een watermolecuul zich tot die van een zuurstofmolecuul als 18:32 verhoudt. In feite zou hetzelfde aantal van élk molecuul een massa van x gram hebben, als dat molecuul een molecuulgewicht van x bezat.

Aangezien dit uit de wet van Avogadro voortvloeit, wordt n het ‘Avogadrogetal’ of de ‘constante van Avogadro’ genoemd.

De vraag luidt nu: Wat is de waarde van de constante van Avogadro? Als die maar eenmaal was bepaald, zouden we de massa van een afzonderlijk molecuul kennen, en evenzo de massa van de afzonderlijke atomen waaruit dat molecuul is opgebouwd.

Deze vraag was voorlopig niet te beantwoorden. Het enige dat in het begin voor de scheikundigen vaststond, was dat de constante van Avogadro een zeer groot getal moest zijn.

De grootte van de atomen

De weg naar het antwoord werd in 1827 geopend, toen Robert Brown (die later de celkern zou ontdekken) onder de microscoop een suspensie van stuifmeelkorrels in water bestudeerde. Hij nam waar dat de afzonderlijke korrels allerlei onregelmatige bewegingen uitvoerden. Eerst meende hij dat dit aan de levende stof in de stuifmeelkorrels moest zijn toe te schrijven. Later onderzocht hij echter een waterige suspensie van kleurstofdeeltjes van dezelfde grootte, waarbij hij dezelfde ordeloze beweging opmerkte, ondanks het feit dat deze deeltjes beslist niet levend konden zijn.

Het verschijnsel werd bekend als de ‘brownbeweging’, dat tientallen jaren een mysterie bleef.

In 1860 wijdde de Schotse wiskundige James Clerk Maxwell (1831-1879) zich aan een diepgaande analyse van de eigenschappen van gassen, waarbij hij van de hypothese uitging dat ze allemaal uit atomen of moleculen bestonden die zich snel en grillig in alle richtingen bewogen. Met deze hypothese konden de eigenschappen van gassen uitstekend worden verklaard, en zijn ‘kinetische gastheorie’ werd dan ook spoedig algemeen aanvaard.

Het was duidelijk dat de atomen of moleculen van vloeistoffen en vaste stoffen niet de onbelemmerde bewegingen konden uitvoeren die ze in gassen zouden hebben gehad, maar één of andere vorm van beweging moest er toch zijn. In vloeistoffen zouden de atomen of moleculen zich als mensen in een menigte langs elkaar wringen, terwijl ze in vaste stoffen op hun plaats bleven, maar daar trillende bewegingen uitvoerden, zoals soldaten in een gesloten formatie hun rusteloosheid verdrijven door voortdurend op de grond te stampen.

Toen men dit alles eenmaal besefte, kon men ook de brownbeweging begrijpen. Ieder voorwerp dat in een vloeistof was opgehangen (dus in suspensie verkeerde) zou blootstaan aan de botsingen met moleculen die in alle richtingen door de vloeistof heen schoten. Gemiddeld zou zo’n voorwerp aan alle kanten door dezelfde aantallen deeltjes worden getroffen en het nettoresultaat zou een toestand van evenwicht zijn, zodat het voorwerp geen beweging zou ondergaan. Volgens de toevalswetten zouden er van moment tot moment natuurlijk altijd wat meer deeltjes uit de ene richting dan uit de andere tegen het voorwerp slaan, maar op zo veel biljoenen deeltjes zouden dergelijke geringe afwijkingen niets uitmaken.

Hoe kleiner het in suspensie verkerende voorwerp echter zou zijn, des te minder moleculen van de vloeistof het zouden treffen, zodat het vóórkomen van een aantal moleculen meer of minder in een bepaalde richting dan naar verhouding in betekenis zou toenemen. In het geval van voorwerpjes met de omvang van stuifmeelkorrels zou een iets groter aantal moleculen uit één bepaalde richting zo’n korreltje een waarneembaar duwtje geven, waarna een iets groter aantal uit weer een andere richting het wederom in een andere koers zou stuwen. Het onvermijdelijke gevolg zou uit het ordeloze gewriemel van de brownbeweging bestaan. Hier was dus een verschijnsel zichtbaar gemaakt dat van de beweging van weinige afzonderlijke atomen of moleculen afhankelijk was.

Een Zweedse scheikundestudent, Theodor H.E. Svedberg (1884-1971), opperde deze verklaring voor de brownbeweging in 1902. Vervolgens publiceerde Einstein in 1905 - het jaar waarin hij eveneens de speciale relativiteitstheorie uitwerkte - een wiskundige analyse van de brownbeweging op deze grondslag. In de allerlaatste vergelijking kwam de constante van Avogadro voor. Als alle andere hoeveelheden in die vergelijking bekend waren, zou de waarde van het getal van Avogadro kunnen worden berekend.

De Franse natuurkundige Jean-Baptiste Perrin (1870-1942) bedacht een experiment dat hem in staat zou stellen de waarde van de verschillende factoren in de vergelijking van Einstein te bepalen. In 1908 voegde hij gomhars in fijn verdeelde toestand aan water toe. Als de deeltjes alleen aan de zwaartekracht onderhevig waren, zouden ze naar de bodem van de buis zakken. Door de brownbeweging, blijven ze echter in beroering, en wel op zodanige wijze dat ze op verschillende hoogten boven de bodem gaan zweven.

Volgens de vergelijking van Einstein moest het aantal deeltjes op toenemende hoogten boven de bodem van de buis volgens een bepaalde regelmaat verminderen, en Perrin constateerde deze vermindering inderdaad precies volgens de voorspelling. Zijn waarnemingen stelden hem in staat alle waarden in de vergelijking van Einstein behalve de constante van Avogadro te bepalen. Met die uitkomsten berekende Perrin de constante, zodat hij als eerste een redelijk inzicht in de ware afmetingen van atomen en moleculen kreeg.

De betrouwbaarste waarde voor de constante van Avogadro waarover we tegenwoordig beschikken is ongeveer 6,022 X 10^23, dus ruim zeshonderdduizend triljoen. Dat is dus het aantal zuurstofmoleculen dat nodig is voor een massa van tweeëndertig gram, of het aantal watermoleculen dat een massa van achttien gram vormt, of het aantal waterstofmoleculen (elk uit twee waterstofatomen bestaande) dat in twee gram waterstof gaat. Hetzelfde aantal afzonderlijke waterstofatomen - de minst massieve van alle atomen - zou een massa van één gram bezitten.

Eén enkel atoom waterstof zou 1/6022 X 10 “ 23 gram wegen, of 1,67 X 10-24 gram, of iets meer dan een biljoenste van een biljoenste gram. (Andere atomen zouden natuurlijk naar verhouding meer wegen.)

Het is dus geen wonder dat men zo lang nodig had om met zekerheid te weten dat de stof uit atomen is opgebouwd, om van het bepalen van hun massa nog niet eens te spreken. Het eigenlijke wonder is dat men daarin is geslaagd.

Aangezien achttien gram een volume van achttien kubieke centimeter heeft en 6,022 X 10^23 watermoleculen bevat, kan men het volume van één watermolucuul gemakkelijk uitrekenen, en eveneens, in het geval van andere stoffen, het volume van afzonderlijke atomen van allerlei soort.

Waterstofatomen bijvoorbeeld - aangenomen dat ze bolvormig zijn - zouden een diameter van 1,35 X 10“10 meter hebben, of ruim een tien-miljardste meter. Massievere atomen zijn iets groter, maar zelfs het atoom met de grootste bekende massa heeft waarschijnlijk een doorsnede die niet groter is dan 8 x 10-10 meter.

Dat betekent dat er ongeveer vierhonderdvijf waterstofmoleculen in een kubieke nanometer kunnen worden geperst en dat het stengelbontvirus, het kleinste bekende brokje leven, misschien 75000 atomen kan bevatten.

Elektronen

En toch, hoe verbazingwekkend het ook mag zijn, tegen de tijd dat de grootte en de massa van het waterstofatoom waren bepaald, lag dit atoom al niet meer aan de horizon van de kleinheid. De geleerden hadden die al heel ver overschreden.

De oude Grieken hadden atomen als de kleinste deeltjes beschreven die er bestonden of konden bestaan, en de moderne scheikundigen in de negentiende eeuw waren het daarmee eens. Inderdaad scheen deze opvatting te worden bevestigd door alle chemische ontdekkingen die gedurende de eeuw na Daltons verkondiging van de atoomtheorie werden gedaan. Het waterstofatoom scheen als het kleinste van alle atomen het kleinste brokje materie te zijn waarvan men het bestaan aannemelijk wist te maken.

Het begin van een nieuwe stap voorwaarts hield verband met experimenten die met elektriciteit werden uitgevoerd. De geleerden wisten dat een elektrische stroom zich gemakkelijk door metalen en andere ‘geleiders’ verplaatste. Ook wisten ze dat zulke stromen, mits voldoende krachtig, over niet-geleiders heen konden springen. Elektrische stromen konden bijvoorbeeld door de lucht springen, waarbij vonken en een geknetter optraden.

Dit wierp de logische vraag op of een elektrische stroom door een luchtledig zou kunnen worden gedwongen. Het geval wilde dat de Duitse uitvinder Heinrich Geissler (1814-1879) in 1855 een nieuwe en betere manier had bedacht om de lucht uit glazen buizen te pompen. Daarmee schiep hij verbeterde vacua, die het werk van de geleerden vergemakkelijkten.

In deze ‘geisslerse buizen’ werden op twee plaatsen metalen draden ingesmolten, terwijl daar tussenin een vacuüm heerste. Vervolgens werd een elektrische stroom van de ene draad, de ‘kathode’, door de luchtledige ruimte naar de andere draad, de ‘anode’, gevoerd. De Duitse natuurkundige Julius Plücker (1801-1868), die in 1858 proeven van deze soort nam, merkte aan de kathode een groenachtig fluorescerend lichtschijnsel op. Een andere Duitse natuurkundige, Eugen Goldstein (1850-1931), concludeerde dat de fluorescentie uit straling bestond die aan de kathode werd teweeggebracht en in 1876 gaf hij de naam ‘kathodestraling’ aan het verschijnsel.

Er volgde een twintigjarige twist over de vraag of de kathodestralen een vorm van lichtstraling waren of dat ze uit een stroom deeltjes bestonden. In 1895 bewees Perrin (die later als eerste de afmetingen van atomen en moleculen zou bepalen) dat er bij het omspoelen van een cilinder met kathodestralen een negatieve lading aan de cilinder ontstond die als functie van de tijd toenam. Voor zover bekend voerden lichtstralingen geen elektrische lading met zich mee, zodat het er alle schijn van had dat kathodestralen uit deeltjes bestonden.

De deeltjes van de kathodestralen werden als de fundamentele deeltjes van elektriciteit beschouwd, en de Nederlandse natuurkundige Hendrik Antoon Lorentz (1853-1928) bedacht er de naam ‘elektronen’ voor.

Wegens hun elektrische lading moesten elektronen in hun baan wel worden afgebogen door andere elektrisch geladen deeltjes en eveneens door magneten. Het gelukte de Engelse natuurkundige Joseph John Thomson (1856-1940) niet alleen deze afbuigingen aan te tonen, maar tevens op grond van de mate van afbuiging de massa van het elektron te berekenen. Deze prestatie leverde hij in 1897, en de massa van het elektron bleek ongelooflijk klein te zijn: slechts 1/1837 van die van een waterstofatoom, ofwel 9,1 X 10 -28 gram.

Het elektron speelde niet alleen een rol bij elektrische stromen. In 1902 stelde de Duitse natuurkundige Philipp E.A. Lenard (1862-1947) een onderzoek in naar bepaalde elektrische effecten die in metaal werden teweeggebracht als er licht op viel. Hij ontdekte dat de metaalatomen onder de inwerking van het licht elektronen uitstraalden. Dit ‘foto-elektrische effect’ duidde op de grote waarschijnlijkheid dat atomen elektronen bevatten. Bovendien waren de door verschillende metalen afgegeven elektronen volkomen identiek, voor zover dat was na te gaan, zodat het erop begon te lijken dat elektronen een gemeenschappelijk bestanddeel van alle atomen waren.

Voor het eerst drong het tot de geleerden door dat atomen weliswaar de kleinst mogelijke voorwerpen waren waarmee ze bij normale chemische reacties en processen te maken kregen, maar dat die atomen niettemin complexe voorwerpen vertegenwoordigden die uit nog kleinere entiteiten waren opgebouwd. De elektronen waren de eerste ‘sub-atomaire’ deeltjes die de wetenschap heeft ontdekt.

De atoomkern

Intussen was reeds in 1896 de radioactiviteit ontdekt. Al spoedig werd men gewaar dat de door uranium afgegeven stralingen uit drie typen bestonden, die naar de eerste drie letters van het Griekse alfabet ‘alfastralen’, ‘bètastralen’ en ‘gammastralen’ werden genoemd. De gammastralen bleken eigenschappen van licht te hebben, maar met buitengewoon korte golflengten. De bètastralen bestonden uit stromen van zeer snelle elektronen.

De alfastralen waren echter iets nieuws. Het waren stromen van deeltjes die een veel grotere massa dan elektronen hadden; ze bleken zelfs zevenduizendmaal zo massief te zijn, en bijgevolg viermaal zo massief als het waterstofatoom. Desondanks schenen de alfastralen uitzonderlijk klein te zijn, aangezien ze door dunne lagen materie konden heendringen, iets waartoe atomen niet in staat waren.

De Britse natuurkundige Emest Rutherford (1871-1937) bombardeerde bepaalde voorwerpen met stromen van alfadeeltjes. Reeds in 1906 stelde hij bijvoorbeeld vast dat alfadeeltjes zich door een blad goudfolie van een halve micrometer dikte konden bewegen alsof er niets was wat hun in de weg stond. Ze werden niet tegengehouden, niet vertraagd en niet van hun baan afgebogen. Een halve micrometer is zeker buitengewoon dun, maar vormt toch een dikte die door zes of zeven goudatomen wordt opgebouwd, waar de alfadeeltjes zich doorheen bewogen.

Een paar alfadeeltjes werden echter wèl uit hun baan gebracht, en zelfs zeer aanzienlijk. Incidentele alfadeeltjes stuitten zelfs rechtstreeks terug zodra ze de goudfolie troffen.

In 1911 maakte Rutherford zijn interpretatie van deze waarnemingen bekend. Een atoom, zei hij, bestond uit een zeer kleine kern die nagenoeg die hele massa van het atoom bevatte, en daar omheen bevond zich een wolk van zeer lichte elektronen. De alfadeeltjes die door de goudfolie heendrongen vlogen voor het grootste deel door de met elektronen gevulde randgebieden van de atomen, omdat de buitenste lagen van het atoom bijna het gehele volume van het atoom in beslag namen. Ze ondergingen daarbij geen enkele waarneembare invloed, omdat elektronen nu eenmaal zoveel minder massa dan alfadeeltjes bezaten.

Sommige deeltjes zouden echter door puur toeval langs de massieve kern van een der atomen schieten, waarbij ze dan werden afgebogen. Nu en dan zou een alfadeeltje inderdaad frontaal op een kern botsen en dan worden teruggekaatst.

De kern bleek een positieve elektrische lading te hebben. In 1914 toonde de Engelse natuurkundige Henry G.J. Moseley (1887-1915) aan dat elk verschillend element een atoomkern met een specifieke elektrische lading bezit. Deze lading wordt steeds geneutraliseerd door de negatief geladen elektronen rondom de kern.

Zo heeft een zuurstofatoom een kern met een lading van + 8, terwijl zich buiten de kern acht elektronen bevinden die elke een lading van – 1 bezitten. Als geheel is het zuurstofatoom daarom elektrisch neutraal. Het uraniumatoom heeft een kern met een lading van +92, die wordt gecompenseerd door tweeënnegentig elektronen in de gebieden daaromheen.

Eveneens in 1914 veronderstelde Rutherford dat de atoomkern zijn positieve elektrische lading aan het bezit van een aantal deeltjes ontleende die elk een positieve lading van +1 hadden. Zo’n deeltje, met één eenheid positieve lading, gaf hij de naam ‘proton’. De lading van het proton is in grootte precies gelijk aan die van het elektron, maar heeft het omgekeerde teken; toch is de massa van het proton 1836 maal zo groot als die van het elektron.

De kern bevat niet uitsluitend protonen. In 1932 ontdekte de Engelse natuurkundige James Chadwick (1891-1974) een sub-atomair deeltje dat nog net iets meer massa dan het proton had, maar in het geheel niet elektrisch was geladen. Dit elektrisch neutrale deeltje ontving de naam ‘neutron’.

De atoomkern is uit protonen en neutronen opgebouwd, en elk afzonderlijk type atoom is uit een verschillende combinatie opgebouwd.

Elk element heeft een vast aantal protonen in zijn kern, maar het aantal neutronen kan enigszins variëren. Elk verschillend aantal neutronen heeft een ietwat verschillende variëteit (‘isotoop’) van het element tot gevolg. Zo hebben alle zuurstofatomen acht protonen in hun kern. De meeste hebben eveneens acht neutronen en zijn dan voorbeelden van de isotoop ‘zuurstof- 16’. Het getal 16 vertegenwoordigt het totale aantal protonen plus neutronen. Een paar zuurstofatomen hebben negen of zelfs tien neutronen in hun kern, naast de acht protonen, en dit zijn dan respectievelijk de isotopen ‘zuurstof-17’ en ‘zuurstof-18’.

De kleinste kernen zijn die van waterstof, want deze dragen een lading van +1. Bijna alle waterstofatomen hebben een kern die alleen uit een proton bestaat en verder niets; deze heten dan ‘waterstof-1’. Waterstofatomen kunnen echter ook een of zelfs twee neutronen in hun kern bezitten; dan gaat het om ‘waterstof-2’ en ‘waterstof-3’.

Wat de grootte aangaat, we krijgen grote problemen als we met sub-atomaire deeltjes te maken hebben. Alle deeltjes hebben eigenschappen van golven, en hoe minder massief het deeltje is, des te duidelijker wordt het golfaspect. Het elektron heeft zó weinig massa, dat we nauwelijks van een bepaalde grootte kunnen spreken. Het lijkt meer op een uitgespreide golf.

De protonen en de neutronen hebben echter wel zoveel massa, dat het deeltjesaspect van hun aard kan overheersen, en deze deeltjes hebben elk een diameter van ongeveer 2,5 X 10"15 meter. De meer complexe kernen zijn iets omvangrijker dan de kleine, omdat ze meer protonen en neutronen bevatten. De grootste in de natuur voorkomende kern is die van uranium- 238, die 92 protonen en 146 neutronen bevat. Hij is 1,55 X 10-14 meter in doorsnede, dus ongeveer 6,2 maal zo lang of breed als een proton.

In ieder atoom heeft de kern ongeveer een honderdduizendste van de diameter van het atoom waarvan het deel uitmaakt. Als het atoom een holle bol was, zou men het met ongeveer 10^15 (duizend biljoen) kernen kunnen vullen.

Neutrino’s

Zelfs het proton en het neutron liggen nog niet aan de grens van de kleinheid. In 1953 opperde de Amerikaanse natuurkundige Murray Gell-Mann (1929) dat het proton en het neutron uit drie nog fundamentelere deeltjes waren opgebouwd, die hij ‘quarks’ noemde. Desondanks behoeven we niet te verwachten dat we wat het volume betreft nog verder naar beneden zullen kunnen gaan, want beneden het proton en het elektron heeft het begrip volume nauwelijks nog betekenis.

Waar het echter massa betreft, nadert het elektron met zijn massa van 9,1 x 10-28 gram de uiterste horizon. Het elektron is inderdaad het minst massieve deeltje waarvan we weten dat het een elektrische lading draagt, en men is lang van mening geweest dat we in dit opzicht de horizon met de kleinheid hebben bereikt.

Er zijn deeltjes met minder massa dan het elektron, maar die hebben geen van alle een elektrische lading. Bovendien hebben de deeltjes die kleiner zijn dan een elektron allemaal een nulmassa (dat vermoedt men althans), zodat ze gewoonlijk niet als deeltjes materie worden beschouwd.

Er zijn drie soorten nulmassa-deeltjes: fotonen (of lichtquantums), pakketjes energie die de fundamentele deeltjes van licht en verwante straling vormen; gravitonen, die men voor de fundamentele deeltjes van aantrek- kings-wisselwerkingen houdt, maar die nog niet zijn ontdekt; en neutrino’s.

De neutrino’s maken de indruk dat ze het ‘niets’ het meest nabijkomen. Terwijl fotonen en gravitonen de gebruikelijke wisselwerkingen met de materie vertonen, doen neutrino’s dat niet. Ze gaan door materie heen alsof die totaal niet aanwezig was. Een straal neutrino’s kan dwars door de hele zon lopen en wordt daar nauwelijks door beïnvloed. Een enkele neutrino uit de talloze biljoenen zou nu en dan rechtstreeks een kern kunnen treffen, waarna er misschien enige wisselwerking zou ontstaan, maar daar blijft het bij.

In 1931 werd - om zuiver theoretische redenen - het bestaan van de neutrino geponeerd door de Oostenrijkse natuurkundige Wolfgang Pauli (1900-1958). Het ontdekken van iets zonder massa, zonder lading en zonder neigingen tot wisselwerking was zó uitermate moeilijk, dat dit pas in 1956 door de Amerikaanse natuurkundige Frederick Reines (1918) werd gepresteerd.

In 1980 echter werd door experimenten in de Verenigde Staten zowel als in de Sovjet-Unie de indruk gewekt dat althans de mogelijkheid bestond (want de waarnemingen liggen aan de uiterste grenzen van wat nog kan worden ontdekt) dat neutrino’s massa’s hebben die niet helemaal gelijk zijn aan nul. De massa van een neutrino zou ongeveer dertienduizendste van die van een elektron kunnen bedragen, of ongeveer een drieëntwintig miljoenste van een proton.

Indien dit alles juist is, zou de neutrino aan de verste horizon van de massa liggen, want die massa zou dan ongeveer 7 X 10-32 gram bedragen, of het zevenhonderd-quintiljoenste deel van een gram.

En hiermee hebben we een volledig overzicht van de massa’s die in het heelal optreden, van de benedenste tot de bovenste grens. Laten we proberen ons een bos van dertig reusachtige sequoiabomen voor te stellen. Een neutrino verhoudt zich tot dat bos als het bos tot het hele heelal tot aan de verste ster, en de menselijke geest heeft zich in beide richtingen uitgestrekt om de massa van het allergrootste zowel als van het allerkleinste te meten.

20 – Dichtheid en druk

De oude dichtheidswaarden

Als we ons met massa bezighouden, komt het voor dat de hoeveelheid niet de enige factor is die meetelt. Het kan eveneens van belang zijn te weten hoe dicht de massa is samengepakt, dus hoeveel massa er in een gegeven volume wordt aangetroffen. De ‘massa per volume’ is de ‘dichtheid’, en een bepaalde stof heeft onder bepaalde omstandigheden een kenmerkende dichtheid.

Toen het metrieke stelsel in gebruik werd genomen, had men de waarde van de gram en die van de meter doelbewust zodanig gekozen dat één kubieke centimeter water een massa van één gram zou hebben. De dichtheid van water is dus één gram per kubieke centimeter.

In feite waren de oorspronkelijke metingen niet geheel nauwkeurig, en men houdt het er tegenwoordig op dat de dichtheid van water - onder standaardomstandigheden van druk en temperatuur - 0,999973 gram per kubieke centimeter bedraagt. Natuurlijk is de afwijking zó gering, dat ze, afgezien van geleerden die beroepshalve de uiterste precisie moeten toepassen, voor niemand van enig belang kan zijn. De dichtheid van water varieert eveneens met druk en temperatuur, maar binnen betrekkelijk nauwe grenzen. We zullen ons daarom voor de dichtheid van water aan één gram per kubieke centimeter blijven houden.

Het stelsel van eenheden waaraan men tegenwoordig de voorkeur geeft is de ‘Sl-versie’ (Système International) van het metrieke stelsel, waarin kilogrammen en meters in plaats van grammen en centimeters worden gebruikt. Een kilogram is natuurlijk gelijk aan duizend gram, en een meter aan honderd centimeter.

Een kubieke meter is gelijk aan 100 X 100 X 100 = 1000000 = 10^6 kubieke centimeter. Als een kubieke centimeter water 1 gram weegt, dan moeten 10^6 cm^3 (1 m^3) water een gewicht van 10^6 gram hebben, wat gelijk is aan 1000 of 10^3 kilogram.

Water heeft dus een dichtheid van duizend kilogram per kubieke meter.

Als water bevriest, bewegen de moleculen waaruit het bestaat uiteen tot een losser verband. De massa spreidt zich dus over een iets groter volume uit, waardoor de dichtheid vermindert. De dichtheid van ijs is ongeveer 917 kilogram per kubieke meter.

Vaste stoffen drijven op water als ze minder dicht dan water zijn. IJs drijft dus op water. Dit is een uitzonderlijk geval, aangezien bijna alle andere vloeistoffen dichter worden als ze bevriezen.

Een andere bekende stof die op water blijft drijven is hout. Verschillende houtsoorten bestaan toch uit soortgelijke stoffen, die op zichzelf iets dichter dan water zijn. De houtvezels vormen echter, betrekkelijk gezien, een tamelijk los verband, zodat ze meer volume innemen dan wanneer ze dicht aaneengesloten zouden zijn.

Bij sommige houtsoorten zijn de vezels inderdaad sterk samengeperst, zodat ze dan de dichtheid van water hebben of nog dichter zijn. De meeste houtsoorten zijn echter minder compact en hebben dichtheden van de helft tot drie kwart van die van water. Balsa, het hout van de balsaboom, heeft bijzonder los samengepakte vezels en bezit een dichtheid van ten hoogste slechts honderdveertig kilogram per kubieke meter.

Gewoonlijk zeggen we dat hout op water drijft omdat hout ‘lichter’ is dan water. Dat is een onvolledige manier van uitdrukken. We bedoelen dan eigenlijk, dat een bepaald volume hout lichter, of minder massief, is dan hetzelfde volume water. Anders gezegd: Hout is minder dicht dan water, en dat is de reden dat het drijft.

De meeste alom voorkomende vaste stoffen zijn dichter dan water en zullen daarom zinken als ze in water worden geplaatst. Stenen bijvoorbeeld zullen zinken. Verschillende steensoorten hebben verschillende dichtheden, maar een dichtheid die typisch is voor de verschillende gesteenten waaruit de aardkorst bestaat is ongeveer 2800 kilogram per kubieke meter, ofwel 2,8 maal de dichtheid van water.

Ook metalen zijn over het algemeen dichter dan water. Op deze regel bestaan uitzonderingen. Het metaal lithium bijvoorbeeld (het minst dichte van alle metalen) heeft een dichtheid van slechts 534 kilogram per kubieke meter en heeft dus weinig meer dan de helft van de dichtheid van water. (Het kan in water drijven, maar het kan ook met water reageren en lost geleidelijk op als het er in aanraking mee is.)

Lithium en alle andere niet meer zeer dichte metalen zijn echter pas in de moderne tijden ontdekt. In de oudheid kende men slechts zeven metalen (plus verscheidene mengsels of legeringen daarvan), die allemaal aanzienlijk dichter dan water of zelfs stenen zijn. Het is heel goed mogelijk dat de aandacht van de mens in de begintijd van de beschaving evenzeer door deze ongewone dichtheid als door het uiterlijk van de aangetroffen metaalklom- pjes op het bestaan van metalen werd gericht.

Tin, het minst dichte van de zeven metalen die de Ouden kenden, heeft een dichtheid van 7280 kilogram per kubieke meter, wat 2,5 maal de dichtheid van een gesteente als graniet is. Van de andere vanouds bekende metalen is de dichtheid van ijzer 7860, die van koper 8920 en die van zilver 10500 kilogram per kubieke meter.

Lood, eveneens een sinds lang bekend metaal, heeft een hogere dichtheid dan alle andere genoemde metalen: 11300 kilogram per kubieke meter, zodat het ongeveer viermaal zo dicht is als vele gesteenten. Lood werd vrij algemeen aangetroffen en was zo goedkoop dat de gewone mensen er in het dagelijks leven mee vertrouwd waren. Het is dan ook niet verbazingwekkend dat ‘lood’ gelijkbetekenend met zwaarte is geworden: Zo gaan we ‘met lood in de schoenen’ naar een ‘loodzware’ toespraak luisteren, terwijl de zorgen ‘als lood’ op ons drukken.

Als voorwerpen van gelijke grootte in beweging zijn, hebben die van grotere dichtheid meer massa en dus meer momentum, meer kinetische energie en een sterkere vernietigende werking bij een botsing. Daarom is men bij het voortschrijden van de militaire technologie voor de vervaardiging van projectielen van steen op metaal overgegaan, en in het bijzonder is dit de reden waarom men lood voor het maken van kogels gebruikt.

Als men in de bouw een verticale lijn nodig heeft, bezwaart men een koord met een gewicht van dicht materiaal, veelal lood, zodat het zich onder de invloed van de zwaartekracht in de loodrechte richting spant; men heeft dan een schietlood of loodlijn. Een variant daarvan is het dieptelood, dat men gebruikt om peilingen onder water te verrichten.

Toch was lood nog niet het dichtste metaal dat de Ouden kenden. Twee van hun metalen hadden een nog hogere dichtheid, maar ze waren zeldzamer, zodat de gewone mensen er niet mee in aanraking kwamen. Ze hadden dan ook geen rechtstreekse ervaring met de buitengewone dichtheid ervan, zodat alleen de zwaarte van lood spreekwoordelijk is geworden.

Eén van die bijzonder dichte metalen is een vloeistof, namelijk kwikzilver. Dat is merkwaardig, omdat de meeste vloeistoffen niet bijzonder dicht zijn. Afgezien van kwikzilver was water met zijn duizend kilogram per kubieke meter wel zowat de dichtste vloeistof die de Ouden kenden. Verschillende plantaardige en dierlijke oliën hebben dichtheden van ongeveer negenhonderd kilogram per kubieke meter, alcohol heeft een dichtheid van zevenhonderdnegentig kilogram per kubieke meter, en zo verder.

Kwikzilver echter heeft een dichtheid van 13600 kilogram per kubieke meter en is dus twintig procent dichter dan lood. Iemand die niet van de dichtheid van kwikzilver op de hoogte is en een volle fles met dat metaal in een chemisch laboratorium ziet staan, die hij dan wil oppakken met de kracht die voor een gewone vloeistof van hetzelfde volume voldoende zou zijn, zou als eerste reactie gemakkelijk kunnen denken dat de fles op de plank was vastgelijmd.

Maar zelfs met kwikzilver is het record nog niet bereikt. Goud, met een dichtheid van 19 300 kilogram per kubieke meter, is zeventig procent dichter dan lood. Aangezien goud het zeldzaamste en tegelijk het mooiste metaal was dat de Ouden kenden, was het in hun ogen niet verwonderlijk dat het een extreme eigenschap vertoonde.

Ondanks het feit dat de dichtheid van goud zoveel hoger dan die van lood is, stond de schoonheid van het goud bij de mensen op de voorgrond. Het komt dan ook nooit in ongunstige beeldspraak voor: De zorgen kunnen als lood op iemand drukken, terwijl hij toch een hart van goud heeft.

Waarom zouden vaste stoffen en vloeistoffen zulke grote verschillen in dichtheid vertonen? Waarom is goud zesendertig maal zo dicht als lithium? In al die stoffen, in lithium zowel als goud, zijn de atomen met elkaar in aanraking en de verschillen in compactheid van bouw of inrichting zijn niet bijzonder groot.

Afzonderlijke atomen zijn echter verschillend in massa. Bij sommige zijn er veel protonen en neutronen in de kern samengepakt, bij andere maar heel weinig. Atomen met veel van die nucleaire deeltjes hebben een hoger atoomgewicht en een hogere massa. We zouden daarom verwachten dat naarmate het atoomgewicht hoger is het element een hogere dichtheid bezit.

Lithium bijvoorbeeld heeft een atoomgewicht van 7, terwijl zuurstof en silicium (de hoofdbestanddelen van gesteenten) atoomgewichten van respectievelijk 16 en 28 hebben. IJzer heeft daarentegen een atoomgewicht van 56, terwijl dat van goud 197 bedraagt.

Toch spelen het volume van de atomen en de manier waarop ze zijn samengepakt slechts een ondergeschikte rol. Kwikzilver bijvoorbeeld heeft een atoomgewicht van 201 en dat van lood is 207, maar terwijl deze metalen allebei een wat hoger atoomgewicht dan goud hebben, bezitten ze toch allebei een aanzienlijk geringere dichtheid dan goud. Het in aanzienlijke hoeveelheden in de natuur voorkomende atoom met het hoogste atoomgewicht is uranium, en hoewel het atoomgewicht daarvan 238 bedraagt, hetgeen twintig procent hoger is dan dat van goud, is de dichtheid van uranium ongeveer negentienduizend kilogram per kubieke meter, hetgeen weer wat lager is dan die van goud.

De moderne dichtheidswaarden

De eerste kennismaking van de mens met goud dateert vermoedelijk van omstreeks 4000 v. Chr. en sindsdien is het wat dichtheid betreft ruim vijfduizend jaar de recordhouder gebleven. Men zou met enig recht hebben kunnen denken dat dit record nooit zou worden gebroken.

Dat is niettemin gebeurd, maar pas in de jaren veertig van de achttiende eeuw. In die tijd bestudeerde een Spaanse geleerde, Antonio de Ulloa (1716-1795), klompjes metaal die aan de oevers van de rivier de Pinto in Colombia waren gevonden. Daar dit metaal zilverwit was, gaven de plaatselijke Spanjaarden het de naam ‘platina del Pinto’ (wat letterlijk ‘klein zilver van de Pinto’ betekent).

Bij onderzoek bleek al snel dat het niet om zilver ging. Het metaal had een veel hogere dichtheid dan zilver, ook het smeltpunt was aanzienlijk hoger en het was veel inerter, wat betekent dat het niet gemakkelijk scheikundige reacties met andere stoffen aangaat. Het ging dus om een nieuw metaal, waarvoor men de plaatselijk reeds gebruikte naam handhaafde. Zijn eigenschappen maakte het uitstekend geschikt als materiaal voor de uitrusting van chemische laboratoria en er ontstond grote vraag naar.

Omstreeks 1800 bedacht de Engelse scheikundige William Hyde Wollaston (1766-1828) een methode (die hij tot bijna het eind van zijn leven geheimhield) om platina schaaltjes en andere chemisch vaatwerk van hoge kwaliteit te vervaardigen. Het procédé maakte hem rijk, wat tot gevolg had dat andere scheikundigen zich nog gretiger aan de bestudering van het platina gingen wijden.

In 1803 ontdekte een andere Engelse scheikundige, Smithson Tennant (1761-1815), dat er in het platina waar hij mee werkte kleine hoeveelheden van twee andere metalen voorkwamen, die hij ‘iridium’ en ‘osmium’ noemde (iridium naar het Griekse woord voor ‘regenboog’ wegens de verschillende kleuren van de verbindingen van dit metaal; osmium van het Griekse woord voor ‘reuk’ wegens de onaangename lucht van zijn verbinding met zuurstof, osmiumoxyde).

Op den duur werden de atoomgewichten van osmium, iridium en platina vastgesteld: respectievelijk 190,192 en 195, iets lager dan het atoomgewicht van goud.

Hun dichtheidswaarden gingen die van goud echter iets te boven; voor platina, osmium en iridium respectievelijk 21447,22610 en 22650 kilogram per kubieke meter.

Platina heeft een elf procent hogere dichtheid dan goud, en iridium is vijf en een half procent dichter dan platina. Onze kennis van de chemische stoffen is voldoende om met volledige zekerheid te kunnen zeggen dat deze drie metalen (en hun legeringen met elkaar) de enige materialen zijn die een hogere dichtheid dan goud hebben, althans onder de omstandigheden die aan de oppervlakte van de aarde heersen, en dat iridium de recordhouder is. We zullen niets aantreffen wat een hogere dichtheid dan iridium heeft.

Laten we nu ons overzicht in de omgekeerde richting voortzetten. Ik heb lithium, met zijn 534 kilogram per kublieke meter, al als het minst dichte metaal vermeld. Het is inderdaad de minst dichte compacte vaste stof die onder normale omstandigheden bestaat.

Materialen kunnen wel een geringere dichtheid hebben als ze niet compact zijn. Balsahout is slechts een kwart zo dicht als lithium, maar heeft dermate los gerangschikte vezels dat een groot deel van zijn aantoonbare volume eenvoudig uit lucht bestaat. Zijn dichtheid is dus een gemiddelde van die van het eigenlijke hout en die van de ingesloten lucht. Zo is ook de totale dichtheid van een pingpongballetje veel lager dan die van balsa, omdat deze een gewogen gemiddelde is van het dunne bolletje van celluloid en van de lucht die daarin opgesloten is. Zeepbellen zijn nog minder dicht, omdat hun vloeistofhuidje behalve minder dichtheid ook minder dikte dan celluloid heeft.

Als we ons tot compacte stoffen willen beperken en er een willen vinden die minder dichtheid dan lithium vertoont, moeten we onze aandacht vestigen op materialen die alleen bij lage temperaturen in de vaste toestand verkeren. (Temperaturen zullen we later nog bespreken.)

Het element met het laagste atoomgewicht van allemaal, 1, is waterstof. Dit gas gaat bij een temperatuur van — 260° C in de vaste toestand over en heeft dan een dichtheid van 86,6 kilogram per kubieke meter, hetgeen slechts een zesde van de dichtheid van lithium is. Vaste waterstof is de minst dichte compacte vaste stof die onder welke omstandigheden dan ook kan bestaan, en iridium is 261 maal zo dicht.

Vloeistoffen hebben over het algemeen een lagere dichtheid dan vaste stoffen, hetgeen eveneens voor waterstof geldt. Vloeibare waterstof heeft bij — 253° C een dichtheid van zeventig kilogram per kubieke meter en is slechts vier-vijfde maal zo dicht als de vaste vorm. Het is de minst dichte vloeistof die onder welke omstandigheden dan ook kan bestaan.

Hoe staat het nu met gassen?

Terwijl de samenstellende atomen van vaste stoffen en vloeistoffen met elkaar in aanraking zijn, liggen de atomen (of moleculen) waaruit gassen zijn opgebouwd ver uit elkaar; de uiterste deeltjes van gassen zijn door aanzienlijke volumes van ‘niets’ (vacuüm) van elkaar gescheiden. Gassen zijn dus niet compact, en hun dichtheid is lager dan die van vloeistoffen of vaste stoffen om dezelfde reden dat de dichtheid van zeepbellen laag is: We hebben hier niet met een uniforme, samengepakte stof te maken, maar met een stof die doormengd is met een medium (een ‘middenstoF) van lagere dichtheid.

Toch kunnen we bepaalde standaardomstandigheden van druk en temperatuur aangeven, waaronder we de dichtheid van gassen kunnen meten. Het resultaat zal dan uit standaarddichtheden bestaan waarmee we in de praktijk kunnen werken.

De atomen of moleculen waaruit gassen bestaan, zijn onder bepaalde omstandigheden regelmatig, of althans bij benadering regelmatig, verdeeld. De dichtheid is dus evenredig met de massa van de afzonderlijke atomen of moleculen waaruit het gas is opgebouwd.

Van de stoffen die onder standaard-omstandigheden gassen zijn is radon degene met de hoogste deeltjesmassa. Het is een radioactief materiaal, dat vrij snel uiteenvalt, zodat er alleen sporen van bestaan. Als we er aanzienlijke hoeveelheden van konden verzamelen om er de dichtheid van te bepalen, zou die 10,2 kilogram per kubieke meter blijken te zijn.

Laten we echter eens naar uraniumhexafluoride kijken, dat onder normale omstandigheden een vaste stof is. Er is echter niet veel warmte nodig om het in een gasvormige damp om te zetten. De afzonderlijke deeltjes van zo’n gas zijn de moleculen van uraniumhexafluoride, waarvan elk molecuul één atoom uranium en zes atomen fluor bevat. Het molecuul- gewicht is 352, en de dichtheid van zo’n gas bedraagt ongeveer zestien kilogram per kubieke meter.

Uraniumhexafluoride-dampen zijn waarschijnlijk het dichtste gas dat we hier op aarde kunnen verwachten onder omstandigheden die bijna standaard zijn, en toch is het minder dan een kwart zo dicht als vloeibare waterstof, het minst dichte van alle stoffen die vloeibaar of vast zijn.

Lucht bestaat (nagenoeg) uit een mengsel van zuurstof en stikstof. De dichtheid van zuurstof onder standaardomstandigheden is 1,43 kilogram per kubieke meter; die van stikstof bedraagt 1,25 kilogram per kubieke meter. Aangezien lucht voor vier-vijfde uit stikstof en voor een-vijfde uit zuurstof bestaat, kunnen we eenvoudig berekenen dat de dichtheid van lucht onder standaardomstandigheden 1,29 kilogram per kubieke meter is.

Hoe laag deze dichtheid ook is, en hoezeer we er ook aan gewend mogen zijn lucht als iets verwaarloosbaars te beschouwen, het gaat hier niettemin om aanzienlijke massa’s. Een matig grote huiskamer met een breedte van drie en een halve meter, een lengte van vijf en een halve meter en een plafondhoogte van twee en een halve meter heeft een volume van negenenveertig kubieke meter. De lucht in zo’n huiskamer heeft een massa van 63,5 kilogram, het gemiddelde gewicht van een volwassene. (Als deze huiskamer met uraniumhexafluoride-damp was gevuld, zou die damp een massa van zevenhonderdnegentig kilogram hebben.)

Verscheidene gassen zijn minder dicht dan lucht. Ammonia heeft onder standaardomstandigheden een dichtheid van 0,77 kilogram per kubieke meter; die van methaan bedraagt 0,72, die van helium 0,18 en die van waterstof 0,09 kilogram per kubieke meter.

Gasvormige waterstof is dus iets meer dan een vijftiende maal zo dicht als lucht en ongeveer 4 X 10-6 maal zo dicht als iridium.

Tot hier toe hebben we alleen stoffen behandeld die aan het aardoppervlak voorkomen. We zullen onze blik nu wat verder richten, waarbij we dichtheden zullen tegenkomen die zowel hoger als lager zijn dan wat ons van het aardoppervlak bekend is.

Drukkingen op aarde

Onder de invloed van een zwaartekrachtveld wordt alles in een richting getrokken die ‘naar beneden’ schijnt te zijn gericht, hetgeen aanleiding tot een gewaarwording van gewicht geeft. Dit gewicht wordt over een oppervlak verdeeld, en de hoeveelheid gewicht per oppervlakte-eenheid is de ‘druk’ of ‘drukking’.

Wij leven op de bodem van een oceaan van lucht, namelijk de atmosfeer, die door het zwaartekrachtveld van de aarde naar beneden wordt getrokken. Het gewicht van de atmosfeer drukt in alle richtingen op ons en stelt ons bloot aan de ‘luchtdruk’. Onder gewone omstandigheden zijn we ons niet van die luchtdruk bewust, omdat de vloeistoffen in onze weefsels een buitenwaartse druk uitoefenen die precies gelijk is aan de luchtdruk, zodat het effect wordt geneutraliseerd. De mens is daarom gedurende bijna zijn hele geschiedenis onbewust van het bestaan van dit verschijnsel gebleven.

Toch heeft men in het verleden herhaaldelijk opgemerkt dat, hoe goed een pomp ook mocht zijn geconstrueerd en hoe ijverig men de zwengel ook op en neer bewoog, men er nooit in slaagde water tot iets meer dan tien meter boven zijn natuurlijke peil omhoog te brengen.

Men poogde hier verschillende verklaringen voor te bedenken, tot een Italiaanse natuurkundige, Evangelista Torricelli (1608-1647), de kwestie ging onderzoeken. Hij wilde er eens van uitgaan dat lucht, hoezeer die het ‘niets’ ook scheen nabij te komen, in werkelijkheid toch gewicht had, evenals alle andere dingen. Als dat zo was, zou ze een druk uitoefenen, en het zou deze luchtdruk zijn die het water tot boven zijn natuurlijke niveau duwde. Misschien bestond er slechts een bepaalde hoeveelheid lucht en bijgevolg slechts een beperkte luchtdruk, in welk geval de totale luchtdruk net voldoende was om een zuil water van iets meer dan tien meter hoogte in evenwicht te houden.

Om dit idee te controleren, maakte Torricelli gebruik van kwikzilver, waarvan de dichtheid bijna dertien en een half maal die van water is. Als de luchtdruk een waterzuil van ruim tien meter hoogte in evenwicht kon houden, zou dat ook voldoende moeten zijn om tegen een kwikzuil van ongeveer vijfenzeventig centimeter op te wegen. Die kwikzuil zou dan hetzelfde gewicht hebben als de veel hogere zuil van het veel minder dichte water.

Torricelli nam een 1,3 meter lange glazen buis, die hij aan de ene kant afsloot. Hij vulde haar met kwikzilver, stopte er een kurk in en zette haar omgekeerd in een bak met kwikzilver, waarna hij de kurk verwijderde. Het kwik begon volgens verwachting uit de buis te lopen, maar niet geheel. Er bleef een kwikzuil van 0,76 meter in de buis achter, die werd ondersteund door het gewicht van de lucht die neerwaarts op het kwikzilver in de bak drukte.

De drukking van de dampkring was dus gelijk aan die van een zuil kwikzilver van 0,76 meter hoogte.

Een zuil kwikzilver met een dwarsdoorsnede van 1 vierkante meter en een hoogte van 0,76 meter zou 10332 kilogram wegen, zoals uit een eenvoudige berekening blijkt. Dit betekent dat het gewicht van alle lucht boven één vierkante meter van het aardoppervlak ter hoogte van de zeespiegel eveneens 10332 kilogram zou bedragen.

We kunnen dus zeggen dat de luchtdruk gelijk is aan 10332 kilogram per vierkante meter, en deze 10332 kilogram per vierkante meter kunnen we één atmosfeer noemen.

Let wel: We hebben het hier over een kilogram gewicht, maar dat is niet de kilogram die in het metrieke stelsel wordt gebruikt, waar hij een eenheid van massa is. Gewicht is een kracht; en wel de kracht waarmee iets tegen iets anders drukt onder de aantrekking van een zwaartekrachtveld.

De fundamentele eigenschap van een kracht is haar vermogen een massa te versnellen.

Laten we eens uitgaan van een kilogram massa, die zich in een luchtledig in een toestand van rust bevindt. Nu stellen we ons een kracht voor waardoor die kilogram in beweging wordt gebracht en onder de invloed van die ononderbroken aangewende kracht steeds sneller gaat bewegen. Stel dat deze kracht aan het einde van de eerste seconde een bewegingssnelheid van één meter per seconde aan deze kilogram massa verleent, aan het einde van de tweede seconde een snelheid van twee meter per seconde, aan het einde van de derde seconde een snelheid van drie meter per seconde, en zo verder.

De benaming voor de grootte van die kracht is dan één kilogram-meter per seconde per seconde. Om te vermijden dat deze uitdrukking van dertien lettergrepen tot in het oneindige zou moeten worden herhaald, definiëren de geleerden een kracht van een kilogram-meter per seconde per seconde als gelijk aan T newton’, ter ere van Isaac Newton, die als eerste dit verband tussen krachten en versnellingen uitwerkte.

Een kilogram gewicht is in kracht gelijk aan ongeveer 9,806 newton. De luchtdruk ter hoogte van de zeespiegel is dus gelijk aan 101320 newton per vierkante meter.

De geleerden hebben 1 newton per vierkante meter als ‘1 pascal’ gedefinieerd, ter ere van de Franse natuurkundige Blaise Pascal (1623-1662) , die op grond van Torricelli’s fundamentele ontdekking belangrijke experimenten betreffende de luchtdruk heeft ontworpen en uitgevoerd. Zo zeggen wij, dat de luchtdruk op zeeniveau, 1 atmosfeer, gelijk is aan 101320 pascal.

Luchtdruk is niet de hoogste drukking waaraan de mens kan blootstaan. Een zuil water van 0,332 meter hoogte oefent een druk van 1 atmosfeer uit. Als iemand dus tot een diepte van 10,332 meter in een meer duikt, bedraagt de drukking op zijn lichaam in totaal twee atmosfeer.

Het lichaam kan dit doorstaan omdat de inwendige druk van de weefselvloeistoffen naar evenredigheid met de toegenomen uitwendige druk stijgt. In theorie kan dit onbeperkt doorgaan naarmate men dieper en dieper duikt, maar daarbij doen zich, zoals we elders in dit boek hebben gezien, complicaties voor die dit proces beperkingen opleggen.

De grootste diepte van de oceaan, in de Marianentrog, is iets meer dan elf kilometer. Oceaanwater is zout en heeft daarom een hogere dichtheid dan zoet water, zodat een waterkolom van een gegeven hoogte door de zwaartekracht sterker wordt aangetrokken en meer drukking uitoefent dan een vergelijkbare zoetwaterkolom. Daar komt nog bij dat water op toenemende diepte enigszins sterker wordt samengeperst, zodat de dichtheid ietwat groter wordt. Als we met al deze factoren rekening houden, blijkt de druk in het diepste gedeelte van de oceaan ongeveer 1070 atmosfeer ofwel honderdacht miljoen pascal te bedragen.

Tegen zulke drukwaarden heeft de mens zich moeten beschermen door bij zijn afdaling tot aan de bodem van de oceaan de bathyscaaf van sterke metalen wanden te voorzien.

Zelfs de druk op de bodem van de oceaan is nog niet de hoogste druk die op onze planeet voorkomt.

De vaste stof waaruit de aardbol bestaat is dichter dan water en strekt zich dieper uit, zodat iemand die steeds verder tot in het inwendige van de aarde zou afdalen al snel drukkingen zou ontmoeten die hoger zijn dan waar ook in de oceaan.

Duizend kilometer beneden de oppervlakte van de aarde oefent het gewicht van de daarboven gelegen gesteentemassa’s een drukking van ruim veertig miljard pascal uit, of ongeveer vierhonderdduizend atmosferen, wat vierhonderd maal de grootste druk in de oceaan uitmaakt.

De druk blijft stijgen naarmate we dieper in de aarde doordringen. De aarde bestaat uit verscheidene soorten gesteenten tot aan een diepte van 2900 kilometer, op welk punt het gesteente in gesmolten metaal overgaat.

Men heeft berekend dat de druk in het middelpunt van de aarde een waarde van 364 miljard pascal heeft, overeenkomend met ongeveer 3,6 miljoen atmosferen.

Onder de samenpersing die door zulke drukkingen wordt teweeggebracht worden de dichtheden van de materialen aanzienlijk hoger dan ter hoogte van de zeespiegel, waar er slechts één atmosfeer druk op wordt uitgeoefend. De enorme drukken diep in het inwendige van de aarde persen zelfs de atomen samen, waarbij de elektronenschillen in de randgebieden worden gedwongen zich naar de kern toe te bewegen, tegen de sterke elektromagnetische krachten in die ernaar streven het ruimtelijke evenwicht in de atomen te handhaven.

Gesteenten met dichtheden van drieduizend kilogram per kubieke meter aan de oppervlakte van de aarde hebben een dichtheid van bijna zesduizend kilogram per kubieke meter op een diepte van 2900 kilometer, waar het gebied van gesmolten metaal begint.

Men vermoedt dat het hoofdbestanddeel van dit metaal ijzer is, met tien procent bijmenging van nikkel, een verwant metaal. Ter hoogte van de zeespiegel zou zo’n mengsel een dichtheid van achtduizend kilogram per kubieke meter hebben. Op een diepte van 2900 kilometer echter, onder de drukking van de gesteentelagen die zich erboven uitstrekken, bezit het metaal een dichtheid van ongeveer 9700 kilogram per kubieke meter. Naar grotere diepten toe blijft deze waarde stijgen, totdat de dichtheid van de metalen kern in het middelpunt van de aarde, waar de druk het hoogst is, vermoedelijk ongeveer dertienduizend kilogram per kubieke meter bedraagt.

En toch is de dichtheid van het materiaal zelfs rondom het middelpunt van de aarde nog maar de helft van de dichtheid van een klompje zuiver iridium aan de aardoppervlakte. Gewoon iridium is, waar ook op aarde, de recordhouder dichtheid, dus niet alleen aan de oppervlakte. (Als iridium in aanzienlijke hoeveelheden in het middelpunt van de aarde voorkwam - wat niet het geval is - zou de dichtheid daarvan onder de aldaar heersende drukwaarden natuurlijk tot ongeveer 35000 kilogram per kubieke meter stijgen.)

Het ziet er voorlopig niet naar uit dat de mens in staat zal zijn zeer diep in de aarde binnen te dringen en persoonlijk te ervaren wat die enorme drukken in de praktijk betekenen. Zou het echter mogelijk zijn in het laboratorium zeer hoge drukken tot stand te brengen?

De Franse natuurkundige Emile Amagat (1841-1915) heeft op dit gebied baanbrekend werk verricht. Door mechanische drukkingen op een klein volume uit te oefenen en bijzonder doeltreffende afdichtingen te ontwerpen, slaagde hij er in de jaren tachtig van de vorige eeuw in, drukken van drieduizend atmosferen te bereiken. Hoger kon hij niet gaan, omdat zelfs de beste afdichtingen het op dat punt begaven, maar het was geen geringe prestatie. Amagat bereikte drukwaarden welke driemaal zo hoog waren als die in het diepste deel van de afgrond in de oceaanbodem.

In 1905 deed de Amerikaanse natuurkundige Percy William Bridgman (1882-1961) ten behoeve van zijn proefschrift onderzoekingen aan de Harvard-Universiteit om inzicht te krijgen in bepaalde optische verschijnselen die onder de invloed van druk stonden. Het was daarbij van belang steeds hogere drukniveaus te bereiken en hij ontwierp vernuftige afdichtingen, die gassen en vloeistoffen onder steeds extremere omstandigheden tegenhielden. Spoedig bereikte hij een druk van twaalfduizend atmosferen, die hij dankzij verbeterde apparaten steeds hoger wist op te voeren, tot twintig-, vijftig-, honderd-, en uiteindelijk zelfs 425000 atmosferen, wat bijna een achtste van de druk in het middelpunt der aarde is.

In de laatste jaren heeft Peter M. Bell, die aan de Camegie Institution verbonden is, van apparatuur gebruik gemaakt die het te bestuderen materiaal tussen twee diamanten (voor zover bekend de hardste stof) samengeperst, waarbij hij drukkingen van anderhalf miljoen atmosferen kon behalen, ruim twee-vijfde van de druk die in het middelpunt der aarde heerst.

Zelfs de cijfers van Bell zijn, althans kortstondig, aan het California Institute of Technology overtroffen, waar men projectielen met hoge snelheden uit een kanon heeft afgevuurd. Bij het punt van inslag heeft men kortstondig drukkingen van verscheidene miljoenen atmosferen bereikt, overeenkomend met die in het middelpunt van de aarde.

Op deze manieren zijn geleerden in staat de veranderingen te bestuderen die onder hoge druk plaatsgrijpen in de metalen en mineralen waaruit het grootste deel van de aarde is opgebouwd en aldus een beter inzicht te verkrijgen in de structuur van het inwendige der aarde... zowel als van andere planeten.

Drukkingen buiten de aarde

Ook al overtreffen we de druk die in het middelpunt der aarde heerst, waarbij we voor onze planeet een record vestigen, dan betekent dat nog in genen dele een record voor het zonnestelsel. Vier planeten hebben een grotere massa dan de aarde, en elk daarvan heeft noodzakelijkerwijs een hogere centrale druk dan de aarde, aangezien in elk van die gevallen een grotere massa materiaal door een krachtiger aantrekkingsveld wordt samengeperst.

Van alle planeten heeft Jupiter de grootste massa, en volgens sommige schattingen bedraagt de druk in zijn middelpunt honderd miljoen atmosferen, dus dertig keer de druk die in het middelpunt der aarde heerst.

Bij de drukkingen in het middelpunt van Jupiter staan de atomen zelf onder zodanige spanning dat deze een bedreiging vormt voor hun vermogen de samenpersing onder de aantrekkingskrachten te weerstaan. Op grond van het door Rutherford in 1911 verworven en ontwikkelde inzicht in de aard van het atoom met zijn kern en omringende elektronen werd het duidelijk dat atomen onder voldoende druk zouden kunnen bezwijken en uiteenvallen.

Onder normale druk is bijna de gehele massa van het atoom in de kleine centrale atoomkern geconcentreerd. Rondom deze kernen bevinden zich relatief grote volumes die met elektronen zijn gevuld. Onder die omstandigheden kunnen de kernen elkaar niet naderen; de elektronen staan daarbij immers in de weg.

Als de druk echter hoog genoeg wordt, heeft dit de vernietiging van de elektronenstructuur in de randgebieden van de atomen tot gevolg, zodat de als het ware onbeschermde kernen bloot komen te liggen. Deze kernen kunnen elkaar dan naderen, op elkaar botsen en wisselwerkingen aangaan. Als het materiaal van een massief lichaam in hoofdzaak uit waterstof bestaat, zijn de kernen afzonderlijke protonen, waarvan de wisselwerking zich door versmelting of ‘fusie’ kenmerkt, zodat er heliumkernen worden gevormd en gelijktijdig een hoeveelheid warmte wordt vrijgemaakt. Bij een dergelijke fusie in het middelpunt van een massief lichaam (dus met een aanzienlijk hogere massa dan Jupiter) wordt er voldoende warmte geproduceerd om het hele lichaam licht te doen uitstralen. Kortom, er wordt een ster gevormd.

Dit is de reden dat de zon haar eigen gloeilicht uitstraalt. De zon is duizendtwintig maal zo massief als Jupiter, en er heerst in haar middelpunt een druk van naar schatting driehonderddertig miljard atmosferen, hetgeen ongeveer 3300 maal zo hoog is als in het middelpunt van Jupiter. Onder deze druk moet de atoomstructuur in de kern van de zon zeker bezwijken, zodat nucleaire fusie het gevolg is.

Als de atoomstructuur wordt verbroken en daarbij ‘gedegenereerde materie’ doet ontstaan, zoals het door sommige geleerden wordt genoemd, groeperen de massieve kernen zich dichter bijeen dan in het geval van intacte atomen ooit mogelijk is en vormen zij een stof waarvan de dichtheid alle normale waarden zeer ver te boven gaat. In het middelpunt van de zon wordt de dichtheid op ongeveer honderdzestigduizend kilogram per kubieke meter geschat, ofwel zevenmaal de dichtheid van iridium.

Het materiaal in de kern van de zon bestaat hoofdzakelijk uit helium, waarvan de kernen een atoomgewicht van 4 hebben. Als we dit met het atoomgewicht van iridium vergelijken, dat 192 bedraagt, en dan overwegen dat de lichte heliumkernen een materiaal produceren dat zevenmaal de dichtheid van iridium bezit, dan luidt de gevolgtrekking dat de heliumkernen in het middelpunt van de zon tot onderlinge afstanden worden samengeperst die slechts een-zevende bedragen van de afstanden tussen de iridium kernen aan de oppervlakte van de aarde.

Aangezien de afstand tussen kernen in gewone intacte atomen ongeveer tweehonderdduizend maal de diameter van de kern bedraagt, betekent een vermindering van die afstand tot één zevende dat de kernen nog steeds gemiddeld dertigduizend maal hun eigen diameter van elkaar verwijderd blijven. Dit kunnen we voor ons voorstellingsvermogen bevattelijk maken door wederom een vergelijking met pingpong-balletjes te trekken, die in dat geval ruim een kilometer van elkaar verwijderd zouden zijn. Bij een dergelijke verspreiding in de ruimte zouden de pingpongballetjes zich uiteraard vrijelijk kunnen bewegen, zonder ook maar in het minst te zijn samengeperst.

Niettegenstaande de enorme dichtheid in de kern van de zon treedt het aldaar aanwezige materiaal dus als een gas op.

De zon is in dit opzicht echter geen recordhoudster. Sommige sterren zijn massiever dan de zon; hun massa kan zelfs tot vijftigmaal zo groot zijn. Van al deze sterren mogen we verwachten dat hun centrale druk en dichtheid die van de zon verre overtreffen.

En ook hiermee is de grens nog lang niet bereikt.

De enige reden dat sterren onder hun eigen enorm krachtige zwaartekrachtvelden niet instorten (‘imploderen’) bestaat uit de even enorme inwendige temperaturen die door kernfusie worden veroorzaakt. Op den duur echter worden de kernen die fusie ondergaan verbruikt, waarbij slechts de grote kernen overblijven die het produkt van de fusie zijn. Uiteindelijk, na miljoenen tot honderden miljarden jaren aan de hemel te hebben geschitterd, kan een ster niet meer genoeg hitte ontwikkelen om haar uitgezette toestand te handhaven, zodat ze bezwijkt.

In het geval van deze ingestorte sterren bestaat nagenoeg al het materiaal uit gedegenereerde materie in plaats van alleen het middelpunt (de kern), zoals bij de zon het geval is. De druk en de dichtheden bereiken dan ook veel hogere waarden.

De eerste ingestorte ster die men heeft ontdekt was een begeleidende ster van Sirius (zoals we eerder in dit boek hebben gezien). Het bestaan ervan was in 1844 door Bessel geconstateerd. Hij merkte op dat Sirius in haar baan een soort golfbeweging uitvoerde, alsof er door iets met de aantrekkingskracht van een ster aan werd getrokken. Bessel kon geen enkele ster waarnemen waar deze zich zou hebben moeten bevinden en nam daarom aan dat de begeleidster van Sirius een dode ster was, een ster die had opgehouden te schijnen.

Eindelijk werd de begeleidende ster in 1862 door de Amerikaanse astronoom Alvan Graham Clark (1832-1897) waargenomen. Ze verspreidde een zwak schijnsel en leek daarom, zo al geen dode, dan toch een stervende ster. Uit haar beweging en uit die van Sirius viel op te maken dat de begeleidende ster (‘Sirius B’) een massa bezat die 1,05 maal zo groot was als die van onze zon.

Vervolgens was de Amerikaanse astronoom Walter Sydney Adams (1876-1956) in 1915 in staat het spectrum van Sirius B op te nemen, waarbij bleek dat hij een even hoge temperatuur had als Sirius zelf. Zijn oppervlak was nog heter dan dat van onze zon.

Maar waarom lichtte hij dan zo zwak aan de hemel? Als hij even heet als Sirius zelf was en bijna dezelfde massa bezat, waarom vertoonde hij dan niet bijna dezelfde helderheid?

Het enige mogelijke antwoord was dat Sirius B een veel kleinere diameter had dan Sirius. Zijn oppervlak mocht dan heet en helder zijn, maar er was eenvoudig niet veel oppervlak. Uit de thans beschikbare metingen blijkt inderdaad dat Sirius B een middellijn van slechts ongeveer 11100 kilometer heeft en dus kleiner dan de aarde is. Toch is hij een wit-gloeiende ster. Door deze combinatie van helderheid en kleine omvang is het geen wonder dat Sirius B een ‘witte dwerg’ wordt genoemd.

En niettegenstaande deze kleine om vang heeft hij toch 1,05 maal meer massa dan de zon. Het gaat hier dus duidelijk om een oorspronkelijk ‘gewone’ grote ster, die haar brandstof heeft verbruikt en niet in staat was haar oorspronkelijke omvang tegen de aantrekking van haar eigen zwaartekrachtveld in te handhaven. Er bestaat een aanzienlijk aantal van zulke witte dwergen, die stuk voor stuk de ingestorte overblijfselen van sterren zijn.

Een voorwerp met 1,05 maal de massa van de zon, dat is samengeperst tot een bol die nog kleiner dan de aarde is, moet wel een ontzaglijk hoge dichtheid bezitten. De gemiddelde dichtheid van Sirius B bedraagt inderdaad 2,9 miljard kilogram per kubieke meter, en naar schatting bereikt de dichtheid in zijn middelpunt zelfs drieëndertig miljard kilogram per kubieke meter. Een dergelijke dichtheid is ongeveer één miljoen maal zo hoog als die van iridium.

Zelfs bij deze enorme dichtheid is de onderlinge afstand van de atoomkernen in het middelpunt van een witte dwerg nog steeds te vergelijken met die van pingpong-balletjes, die dan gemiddeld vijftien meter van elkaar verwijderd zijn. Het materiaal zou zich dus nog steeds gedragen alsof het een gas was.

Hoe massiever een ster oorspronkelijk is geweest, des te krachtiger het aantrekkingsveld, en des te catastrofaler de uiteindelijke instorting. Als de ster voldoende massa bezit, kan de instorting (‘implosie’) zover doorgaan, dat de kernen elkaar naderen en inderdaad contact maken.

Zulke sterren zijn ‘neutronensterren’, die in 1967 voor het eerst werden ontdekt door de jonge Britse studente Jocelyn Bell, die voor de astronoom Antony Hewish (1924) werkzaam was.

Een neutronenster met de massa van de zon zou een middellijn van niet meer dan veertien kilometer hebben. Haar dichtheid zou gelijk zijn aan de dichtheid van de atoomkern zelf, en inderdaad zou men een neutronenster bijna als een reusachtige atoomkern kunnen beschouwen.

De dichtheid van een neutronenster zou zo’n 10^18 kilogram per kubieke meter bedragen, ofwel op zijn minst honderd miljoen maal de dichtheid die in het middelpunt van een witte dwerg heerst, en vijftig biljoen maal de dichtheid van iridium. Het materiaal in een neutronenster zou niet de eigenschappen van een gas vertonen, maar zou zich ondanks de enorme temperatuur als een vaste stof gedragen.

Toch vormt zelfs een neutronenster nog niet het uiterste. Als een ster voldoende massa heeft en met voldoende kracht implodeert, zou ze zelfs de nucleaire barrière kunnen doorbreken. Zelfs de substantie van de atoomkern zou geen weerstand kunnen bieden aan de samendrukking onder de invloed van de zwaartekracht. De nucleaire deeltjes zelf zouden het begeven en niets zou het instortingsproces ervan kunnen weerhouden zich tot in het oneindige voort te zetten.

Het resultaat is dan een ‘zwart gat’, waarin de materie eenvoudigweg ineenstort en blijft instorten, waarbij de drukkingen, de dichtheden en de gravitatiekrachten onbegrensd tot onvoorstelbare waarden stijgen.

De meeste sterrenkundigen zijn er redelijk zeker van dat zwarte gaten inderdaad bestaan en dat sommige daarvan misschien reeds nu zijn ontdekt.

Naar het luchtledige toe

We zullen ons nu in de omgekeerde richting begeven.

De minst dichte stof ter hoogte van de zeespiegel is het gas waterstof, dat een dichtheid van 0,09 kilogram per kubieke meter bezit. Anders gezegd, een kubieke meter waterstof bevat in totaal 2,7 X 10^25 (27 biljoen biljoen) waterstofmoleculen.

Hetzelfde geldt min of meer voor ieder gas ter hoogte van de zeespiegel. Zo bevat een kubieke meter lucht op die hoogte eveneens zevenentwintig biljoen biljoen moleculen. Zoals we weten, is lucht een complex mengsel van velerlei gassen. Negenennegentig van elke honderd moleculen zijn óf zuurstof- óf stikstofmoleculen, maar de resterende procent omvat nog steeds grote aantallen atomen van zelfs de meest zeldzame stoffen. Om een voorbeeld te geven, slechts 6 X 10~19 (minder dan een triljoenste) van de in de dampkring voorkomende deeltjes zijn atomen van het zeldzame gas radon. Toch betekent dit dat een kubieke meter lucht ter hoogte van de zeespiegel zestien miljoen atomen radon bevat.

Hoeveel moleculen lucht zich ook in een kubieke meter mogen bevinden, de afzonderlijke moleculen zijn dermate klein, dat de gemiddelde afstand ertussen ongeveer honderdmaal de middellijn van de afzonderlijke moleculen bedraagt. (Dat komt dan overeen met pingpong-balletjes die zich telkens gemiddeld anderhalve meter van elkaar af bevinden.)

De afzonderlijke moleculen in gassen worden niet door sterke chemische bindingsmechanismen samengehouden, zoals dat bij vaste stoffen het geval is. Ze worden zelfs zo goed als in het geheel niet door inwendige krachten samengehouden, maar uitsluitend of bijna uitsluitend door de neerwaartse druk van de erboven gelegen gassen, gassen dus die door de zwaartekracht van de aarde naar beneden worden getrokken. Als de luchtdruk, op welke manier dan ook, minder zou worden, zouden de moleculen van de lucht uit elkaar wijken en dus minder dicht worden. Als de druk ver genoeg daalde, zouden de moleculen van de lucht (of natuurlijk van elk ander gas) zich oneindig gaan verspreiden en geleidelijk in het niets verdwijnen.

Een dalende luchtdruk zouden we ons kunnen voorstellen als het gevolg van een verminderde zwaartekracht. Als deze maar genoeg zou afnemen, zou ze niet meer voldoende druk teweegbrengen om de dampkring te verhinderen zich naar buiten toe uit te spreiden, met het gevolg dat deze in de ruimte zou ‘weglekken’. Dat is de verklaring van het feit dat de maan en Mercurius geen noemenswaardige dampkring hebben. Om dezelfde reden kan geen enkel hemellichaam dat kleiner is dan de maan een dampkring bezitten.

Een steeds geringer wordende luchtdruk kunnen we ook bewerkstelligen door tot steeds grotere hoogten in de dampkring op te stijgen. In dat geval laten we meer en meer dampkring beneden ons, waarbij de luchtdruk die we nog ondergaan uitsluitend afhankelijk is van dat deel van de dampkring dat zich nog boven ons bevindt. De luchtdruk daalt bijgevolg gestadig naarmate we grotere hoogten bereiken.

Zoals we in een eerder hoofdstuk reeds hebben gezien, heeft Pascal dit in 1646 als eerste aangetoond.

Als de dampkring naar boven toe overal even dicht was, zou hij op acht kilometer boven de zeespiegel ten einde komen, omdat er slechts een luchtkolom van acht kilometer hoogte nodig is (van onder tot boven overal met dezelfde dichtheid die ter hoogte van de zeespiegel heerst) om de luchtdruk voort te brengen die ter hoogte van de zeespiegel heerst. In feite echter wordt de luchtdruk lager naarmate we hoger komen, en de moleculen van de dampkring verspreiden zich in dezelfde mate steeds meer en meer. De dampkring wordt minder en minder dicht, neemt dus meer en meer ruimte in beslag, en strekt zich bijgevolg tot veel grotere hoogten dan acht kilometer uit, waarbij de lucht steeds dunner en dunner wordt.

Op de top van de Mount Everest (een hoogte van 8,84 kilometer) is de luchtdruk nog maar 0,31 van wat hij ter hoogte van de zeespiegel is: ongeveer 31400 pascal. (Dit verveelvoudigt de moeilijkheid van het afleggen van die laatste kilometer bij het beklimmen van hoge bergtoppen.)

Bij het onderzoek van de eigenschappen van de dampkring op veel grotere hoogten dan de bergen hebben de geleerden gebruik van ballons en van raketten gemaakt. Op tien kilometer hoogte is de luchtdruk tot 28 000 pascal gedaald; op vijftig kilometer hoogte is hij nog maar een duizendste van de druk ter hoogte van de zeespiegel, of 101 pascal. Op honderd kilometer hoogte is de druk nog 0,08 pascal, en op tweehonderdtwintig kilometer is hij tot 0,00002 pascal geslonken.

Wat het praktische nut van de dampkring betreft, we mogen wel veronderstellen dat, als we eenmaal een hoogte van vijftien kilometer hebben bereikt, de dan eventueel nog aanwezige sliertjes lucht niets meer om het lijf hebben, zodat we ze rustig als een vacuüm zouden mogen beschouwen.

Toch zijn er zelfs op tweehonderdtwintig kilometer hoogte, waar de dunne luchtsliertjes minder dan vijf miljard maal zo dicht zijn als de lucht ter hoogte van de zeespiegel, nog steeds 5 X 10^15, ofwel 5 miljoen miljard, atomen of moleculen per kubieke meter. Dat is voldoende om de vlucht van kunstmanen ernstig te hinderen en ze door de ontstane wrijvingsweerstand uiteindelijk van zoveel energie te beroven dat ze naar de grond worden gehaald, zoals het rampspoedige Skylab is overkomen.

Naarmate de afstand van de aarde groter wordt, blijft de gasdichtheid afnemen, maar helemaal gelijk aan nul wordt ze nooit! De zon geeft onophoudelijk hoeveelheden sub-atomaire deeltjes af, die zich met hoge snelheden in alle richtingen verbreiden (de ‘zonnewind’), zodat de gebieden van de ruimte rondom het stelsel aarde-maan vijf miljoen tot tachtig miljoen deeltjes per kubieke meter bevatten (hoofdzakelijk protonen, de kernen van waterstofatomen).

In getallen uitgedrukt lijkt dat nog heel wat, maar het is in feite minder dan een miljoenste van een biljoenste van de dichtheid van de lucht ter hoogte van de zeespiegel.

Wat kunnen we over de interstellaire ruimte zeggen, de ruimte tussen de sterren? De daar heersende verdeling van de materie is niet gelijkmatig. Er zijn bijvoorbeeld stofwolken die het vierhonderdste deel van het totale volume van de ruimte in de spiraalvormige armen van de Melkweg opvullen en die vermoedelijk in hoofdzaak uit protonen bestaan - indien er zich hete sterren in of nabij die wolken bevinden - of uit intacte waterstofatomen – indien er geen sterren in de nabijheid zijn die de nodige energie leveren om ze te splitsen.

De totale deeltjesinhoud van zulke wolken zou tot honderd miljoen deeltjes per kubieke meter kunnen bedragen, en sinds de jaren zestig is uit de radiogolven die ze uitzenden gebleken dat er ook kleine aantallen moleculen aanwezig zijn, waaronder enige complexe koolstofverbindingen.

In de gebieden tussen de wolken, waar de dichtheid minimale waarden bereikt, komen misschien nog maar honderdduizend waterstofatomen per kubieke meter voor. Zelfs hier echter leveren de verschillende ‘sterrewinden’ een bijdrage. In de intergalactische ruimte - dus de ruimte tussen de melkwegstelsels - bevindt zich op grote afstand van alle sterren misschien nog gemiddeld 0,1 waterstofatoom per kubieke meter.

Toch zou bij onderzoek van een volume van de allerledigste intergalactische ruimte, een volume van de omvang van de aarde, blijken dat het in totaal 10^19 (tien triljoen) waterstofatomen bevatte. De ruimte is nooit geheel en al ledig.

De mens heeft ook hier op aarde geleerd vacua te scheppen. Het eerste vacuüm van enige betekenis werd door Torricelli geproduceerd, toen hij zijn kolom kwikzilver omgekeerd in een bak kwikzilver neerzette en de buis gedeeltelijk leegliep. De ledige ruimte die daarbij in de afgesloten bovenkant van de buis ontstond bevatte alleen nog wat spoortjes kwikdamp, en deze ruimte noemen we een ‘vacuüm van Torricelli’.

Wegens de nog aanwezige kwikdamp is dit geen volmaakt luchtledig, en bij gewone temperaturen zou een vacuüm van Torricelli nog 3,5 x 10^19 atomen kwikzilver per kubieke meter bevatten.

Sedert de tijd van Torricelli zijn er vele manieren uitgewerkt om de lucht uit een afgesloten vat te pompen, en men heeft vacua geproduceerd die minder dan een tien-biljoenste van het aantal deeltjes bevatten dat in een vacuüm van Torricelli voorkomt.

Een kubieke meter van zelfs het beste door mensen bewerkstelligde luchtledig bevat echter nog steeds ongeveer drie miljoen atomen of moleculen. Dat staat op één lijn met de interplanetaire ruimte, maar het is lang niet zo goed als de ledigste interstellaire ruimte (om van de ledigste intergalactische ruimte niet eens te spreken).

Deel IV – De grenzen van de energie

21 – Hoge temperaturen

Smelt- en kookpunten

Precies zoals de dichtheid een maatstaf is voor de concentratie van massa in een gegeven volume, is de temperatuur een maatstaf voor de hoeveelheid energie in een gegeven volume. Temperatuur als maatstaf voor de graad of mate van warmte vormt een krachtige invloed op alle gebeurtenissen en is iets waarvan iedereen zich voortdurend bewust is.

Het menselijke bewustzijn van een temperatuur berust op, of bestaat als, een vorm van biologische gevoeligheid. Voorwerpen voelen bij aanraking koud of warm aan, al naar gelang er warmte uit het lichaam naar het voorwerp vloeit of van het voorwerp naar het lichaam toe. In het eerste geval daalt de lichaamstemperatuur bij het punt van aanraking in het tweede geval stijgt ze. In beide gevallen wordt het bijbehorende gevoel door onze hersenen als koude of als warmte geïnterpreteerd.

Warmte of koude kan eveneens op afstand worden waargenomen, bijvoorbeeld als we voor een gloeiende haard of voor een ijsblok staan. In het eerste geval wordt de warmte door luchtstromingen en straling van het vuur naar het lichaam overgebracht; in het tweede geval stroomt er op soortgelijke wijze warmte van het lichaam naar het ijs.

Pogingen om de temperatuur objectief te meten dateren van 1593, toen Galileï de eerste ‘thermometer’ uitvond (naar de Griekse woorden voor ‘mate van warmte’). In die tijd besefte men ook reeds dat voorwerpen bij stijgende temperatuur de neiging hebben uit te zetten en dat de mate van deze uitzetting als een maatstaf voor de temperatuur kon worden gebruikt.

Galileï verwarmde een holle bol, waaraan een lange holle steel was bevestigd die aan het andere einde open was. Toen keerde hij de bol om, waarbij hij het open einde van de steel in een bak water dompelde. Tijdens het afkoelen van de bol trok de zich daarin bevindende lucht zich samen, zodat er water in de steel naar boven vloeide. Daarna verwarmde hij de bol weer, en naarmate de lucht in de bol uitzette, daalde het waterpeil in de steel. Bij herhaling van de proef bleek het water weer te stijgen als de bol geleidelijk afkoelde. Het was maar een primitieve proef, omdat het waterpeil bij veranderingen in de luchtdruk buiten de glazen bol eveneens aan dalingen en stijgingen onderhevig was, maar het was althans een begin.

In 1654 gebruikte groothertog Ferdinand II van Toscane als eerste een bol waaraan een afgesloten steel was bevestigd. De bol was met alcohol gevuld, en de stijging of daling daarvan in de steel hing uitsluitend van de temperatuur af en werd niet door de luchtdruk beïnvloed.

De eerste die een thermometer ontwierp en bouwde die nauwkeurig genoeg was om bij wetenschappelijke experimenten te worden gebruikt was de Duitse, maar hoofdzakelijk in Nederland en Engeland woonachtige en werkzame natuurkundige Gabriel Daniël Fahrenheit (1686-1736). In 1714 sloot hij gezuiverd kwikzilver in een hermetisch afgedichte, luchtledige bol op. Hij ontwierp een schaal waarop de temperaturen konden worden afgelezen. Daartoe plaatste hij de thermometer in een mengsel van water, ijs en zout, waarna hij het niveau van het kwik in het glas etste. Dit niveau noemde hij 0°. De lichaamstemperatuur van iemand in goede gezondheid, verkregen door de bol van de thermometer enige minuten in de mond te houden, registreerde hij als 96°. Volgens deze schaalverdeling bleek het stol- of vriespunt van water bij 32° te liggen, en het kookpunt van water bij 212°. (De normale lichaamstemperatuur wordt tegenwoordig als 98,6° op deze schaal beschouwd.)

Dit is dan de Fahrenheit-schaal, waarbij temperaturen worden genoteerd in de vorm van bijvoorbeeld 32° F of 98,6° F. Dit systeem wordt nog maar sporadisch toegepast, behalve in de Verenigde Staten, waar het echter eveneens geleidelijk wordt vervangen.

De Zweedse natuur- en sterrenkundige Anders Celsius (1701-1744) voerde in 1742 een temperatuurschaal in waarop 0° het vriespunt van water aangeeft, en 100° het kookpunt van water. In een aantal landen sprak men destijds ook wel van de ‘centigraad’, een woord dat van de Latijnse woorden voor ‘honderdste stap’ is afgeleid. In 1948 echter heeft de Algemene Conferentie over Maten en Gewichten de naam ‘schaal van Celsius’ internationaal en officieel aanvaard om de ontwerper ervan te eren. Deze schaal, die van 0° C tot 100° C in honderd delen of graden is verdeeld, wordt tegenwoordig dan ook in alle landen van de wereld gebruikt, met inbegrip van de Verenigde Staten, waar de volledige overschakeling van Fahrenheit op Celsius vermoedelijk nog slechts een kwestie van tijd is.

Pas na de invoering van nauwkeurige thermometers kon men zich de vraag gaan stellen wat voor temperaturen er onder allerlei omstandigheden konden optreden.

De normale temperaturen in onze eigen omgeving schommelen tussen dag- en nachtwaarden en zijn van het jaargetijde afhankelijk. Soms is de temperatuur hoger dan de normale lichaamstemperatuur van 37° C. In de stad New York bijvoorbeeld bedroeg de hoogste door het plaatselijke meteorologische instituut - dat pas van de jaren negentig in de vorige eeuw dateert - geregistreerde temperatuur 41,7° C; dat was in juli 1966.

Op 10 juli 1943 werd de hoogste temperatuur in de Verenigde Staten in de Californische Death Valley geregistreerd: 56,6° C, dus ongeveer twintig graden hoger dan de normale lichaamstemperatuur. Ook dat is echter geen wereldrecord, want op 13 september 1922 steeg de temperatuur te Al ’Aziziyah in Lybië tot 58° C.

Er zijn echter temperaturen op of nabij de oppervlakte van de aarde die veel hoger zijn dan de algemene atmosferische temperatuur rondom ons. Bliksemstralen gaan gepaard met zeer plaatselijke en zeer kortstondige temperaturen van enorme hoogte. Vulkaanuitbarstingen veroorzaken lang niet zulke hoge temperaturen, die echter wel langdurig kunnen aanhouden. In beide gevallen kunnen ze bosbranden tot gevolg hebben.

Bosbranden hebben zich natuurlijk al voorgedaan sinds er bossen zijn, zodat het vuur veel ouder is dan de mens. De hominiden waren echter de eerste wezens die doelbewust van vuur gebruik maakten en het niet uitsluitend als een verschijnsel beschouwden waarvoor men alleen maar op de vlucht kon slaan. Reeds vijfhonderdduizend jaar geleden schijnt Homo erectus, een voorouder van de moderne mens met betrekkelijk kleine herseninhoud, zich aan kampvuren te hebben gewarmd.

Homo erectus (evenals Homo sapiens gedurende vele duizenden jaren) wist alleen maar vuur te gebruiken dat was overgebleven van materiaal dat door natuurlijke oorzaken was ontbrand, meestal een blikseminslag, en moest het zorgvuldig aan de gang houden door steeds nieuwe brandstof toe te voegen. Als het vuur uitging, moest er een brandende tak van een of ander kampvuur in de omgeving worden gehaald, of als men niet zo’n vuur binnen zijn bereik had, moest men wachten tot de bliksem weer ergens insloeg.

Het is misschien pas negentig of honderd eeuwen geleden dat de mens vertrouwd raakte met technieken om zelf vuur te maken, wat hij gewoonlijk door middel van wrijving schijnt te hebben gedaan.

Gewoon vuur, zoals dat door de eerste mensen werd gebruikt, is het resultaat van een chemische reactie, waarbij dampen, ontstaan uit verwarmde organische stoffen als hout of olie, zich met de zuurstof uit de lucht verbinden. De concentratie van warmte die hierbij optreedt is zó hoog dat de reagerende produkten (de ‘reactiepartners’) allereerst uit gloeiende deeltjes bestaande en dus lichtende vlammen voortbrengen; de daarbij optredende temperaturen zijn hoger dan duizend graden Celsius.

Door vuur te gebruiken was de mens in staat temperaturen voort te brengen die op hun beurt effecten teweegbrachten die zonder vuur niet kunnen bestaan. Zo zal het water in een boven een vuur geplaatste ketel zeker gaan koken, een verschijnsel dat door geen enkele zuiver meteorologische factor wordt verkregen. De hitte van vuur stelt de mens in staat voedsel te koken, zand tot glas te smelten, klei tot steen te bakken, ertsen in zuivere metalen te doen overgaan.

Een gewoon houtvuur is lang niet de heetste vorm van vuur. Met het voortschrijden van de chemische wetenschap is men steeds hoger energetische scheikundige reacties gaan toepassen. De reactie tussen de gassen zuurstof en waterstof levert een vlam met een temperatuur van 2800° C; de reactie van acetyleen met zuurstof levert de zogenaamde oxy-acetyleenvlam van 3300° C. Tegenwoordig kunnen er (kortstondig) nog veel hogere temperaturen worden bereikt.

De combinatie van hoge temperaturen en nauwkeurige methoden om ze te meten (waarbij andere instrumenten dan gewone thermometers worden gebruikt) heeft nauwkeurige cijfers voor hoge smeltpunten verschaft.

Onder natuurlijke omstandigheden is ijs de enige gewone stof die bij normale temperaturen smelt. Reeds in historische tijden heeft de mens echter van vuur gebruik leren maken om metalen uit ertsen te bereiden en dus ook metalen te smelten.

Een der zeven in de Oudheid bekende metalen was kwikzilver, dat reeds bij alle gewone temperaturen vloeibaar is. Lood en tin verkeren bij gewone temperaturen in de vaste toestand, maar konden zelfs met behulp van heel primitieve methoden zonder grote moeilijkheden worden gesmolten. Het smeltpunt van tin is 231,9° C en dat van lood is 327,5° C.

Zilver, goud en koper hebben hogere smeltpunten: respectievelijk 960,8, 1063 en 1083° C. Het hoogste smeltpunt van alle bij de Ouden bekende metalen heeft ijzer, dat pas bij een temperatuur van 1535° C smelt.

De genoemde smeltpunten gelden voor de zuivere metalen. Metalen die met andere metalen vermengd zijn (legeringen) smelten over het algemeen bij lagere temperaturen dan de zuivere metalen, maar het feit blijft dat ijzerlegeringen moeilijker smeltbaar zijn dan andere legeringen. Dit verklaart gedeeltelijk waarom ijzer zoveel later dan andere metalen in algemeen gebruik is gekomen, hoewel ijzer verreweg het meest van alle metalen voorkomt en bovendien het nuttigste is.

Zo kwam brons (een legering van koper en tin) hier en daar reeds omstreeks 3600 v. Chr. in gebruik; dit was het eerste metaal van voldoende hardheid om tot werktuigen en wapens te worden verwerkt. IJzer daarentegen kon pas omstreeks 1400 v. Chr. doeltreffend worden gesmolten, dus ruim tweeduizend jaar later. Men had daarbij hogere temperaturen nodig dan die met een houtvuur konden worden verkregen, zodat men op houtskool als brandstof overging.

Gesteenten zijn moeilijker te smelten dan de vanouds bekende metalen. Veel voorkomende bestanddelen van gesteenten als aluminiumsilicaat, calciumsilicaat en magnesiumsilicaat smelten bij ongeveer 2000° C.

In moderne tijden zijn er echter metalen ontdekt die bij veel hogere temperaturen smelten. Hafnium (celtium) smelt bij 2150° C, ruthenium bij 2250° C, iridium bij 2410° C, niobium (columbium) bij 2468° C,molybdeen bij 2610° C, tantalum bij 2996° C, osmium bij 3000° C,rheniumbij3180° C, en wolfram of wolframium (ook bekend als tungsten) bij 3410° C.

Wolfram heeft van alle metalen het hoogste smeltpunt, waardoor het bijzonder geschikt is om als gloeidraad in elektrische lampen te worden gebruikt. Het bezit de hoogste weerstand tegen aanhoudende hoge temperaturen (mits het door een gas als argon wordt omringd, waarmee het niet reageert).

Twee elementen die geen metalen zijn hebben eveneens hoge smeltpunten. Borium, of boor, smelt bij 2300° C; koolstof sublimeert (wat wil zeggen dat de vaste stof rechtstreeks in gas overgaat, en dus niet eerst tot een vloeistof smelt) bij een temperatuur van iets boven de 3500° C. Van alle elementen is het dus koolstof dat bij de hoogste temperatuur in vaste toestand blijft.

Atomen van verschillende elementen kunnen zich chemisch verenigen en daarbij verbindingen met hoge smeltpunten vormen. (Het gaat hier dus niet om legeringen, die eenvoudige mengsels zijn, maar om scheikundige verbindingen.) De verbindingen met de hoogste smeltpunten bestaan gewoonlijk uit een metaalatoom dat chemisch is gebonden aan een klein atoom van een niet-metaal, zoals boor, koolstof, zuurstof of stikstof. Boriumcarbide heeft een smeltpunt van 2350° C, niobium smelt bij 2573° C, en calciumoxyde heeft een smeltpunt van 2580° C.

Er bestaan ten minste negen verbindingen van dit soort die smeltpunten boven 3000° C hebben, en vier verbindingen waarvan het smeltpunt bij of boven de 3500° C ligt. Niobiumcarbide smelt bij 3500° C, zirconiumcar- bide bij 3540° C, tantalumcarbide bij 3880° C, hafniumcarbide bij 3890° C.

Van alle bestaande stoffen schijnt hafniumcarbide de enige te zijn die bij 3890° C nog in vaste toestand verkeert. Boven die temperatuur kunnen er alleen vloeistoffen en gassen bestaan.

Bij verder stijgende temperaturen beginnen vloeistoffen natuurlijk te koken, waarbij ze in de gasvormige toestand overgaan. Platina bijvoorbeeld bij 4300° C, wat nog geenszins het maximum is. Osmium kookt bij ruim 5300° C, terwijl het kookpunt van rhenium en van wolfram bij ongeveer 5900° C ligt.

Het metaal tantalum en de verbinding wolframcarbide koken beide bij ongeveer 6000° C, hetgeen waarschijnlijk het maximum is voor alle stoffen onder de omstandigheden die aan de oppervlakte van de aarde heersen. Boven de 6000° C verkeren alle stoffen in de gasvormige toestand.

Planeten en sterren

Wat zien we als we ons niet slechts tot de oppervlakte van de aarde beperken? Wat voor omstandigheden heersen er aan het oppervlak van andere werelden?

In ons zonnestelsel komen drie grote hemellichamen voor die zich op dezelfde afstand als de aarde van de zon af bevinden of op een kleinere afstand: onze eigen satelliet (de maan), Mercurius en Venus.

De maan wentelt om de aarde op een afstand die veel kleiner is (namelijk slechts 1/390) dan de afstand van zowel de aarde als de maan tot de zon. Dat betekent dat de maan gemiddeld dezelfde afstand tot de zon inneemt als de aarde, zodat men zou verwachten dat ze in hoofdzaak dezelfde oppervlaktetemperatuur als de aarde zou hebben.

De aarde bezit echter een dampkring die warmte vasthoudt en doet rondstromen, zodat het overdag minder warm en ’s nachts minder koud is dan het geval zou zijn geweest als er geen dampkring bestond. De maan heeft geen dampkring, zodat de oppervlaktetemperaturen zich tussen veel verder uiteenliggende uiterste waarden bewegen. Daar komt nog bij, dat de maan ten opzichte van de zon maar één keer in de 29,5 dagen rondom haar as wentelt - namelijk de tijd die nodig is om rond de aarde te draaien; ze blijft dan ook gedurende elk van die omwentelingen aanzienlijk langer aan de zonnehitte blootgesteld dan de aarde.

Het gevolg is dat de maan aan haar evenaar een oppervlaktetemperatuur van iets boven de 100° C bereikt, ruim veertig graden meer dan enige plek op aarde die alleen door de zon wordt verwarmd.

Mercurius bevindt zich van alle planeten het dichtst bij de zon en komt gedurende zijn omloop op het meest nabije punt tot slechts zesenveertig miljoen kilometer van de zon, een afstand die maar 0,3 maal de afstand van de aarde naar de zon bedraagt. Ook Mercurius heeft geen dampkring, en zijn aswenteling is zeer langzaam. De hoogste temperatuur die aan het oppervlak van Mercurius wordt bereikt is ongeveer 425° C. Als er tin en lood in de vorm van metaal aan de oppervlakte van Mercurius zouden voorkomen (wat niet het geval is), zouden deze in de volle hitte van de middagzon smelten wanneer Mercurius zich op de kleinst mogelijke afstand van de zon bevindt.

Van de planeten van het zonnestelsel is Mercurius echter niet de recordhouder wat oppervlaktetemperaturen betreft.

Venus, die zich honderdacht miljoen kilometer van de zon af bevindt, is 2,3 maal zover van de zon af gelegen als Mercurius (hoewel dit slechts drie-kwart van de afstand van de aarde naar de zon is). Verder bezit Venus een ontzaglijk dichte dampkring (negentigmaal zo dicht als die van de aarde), waardoor de temperaturen goed verdeeld blijven. Venus heeft een ononderbroken wolkendek dat ongeveer drie-kwart van de zonnestraling terugkaatst, zodat deze het oppervlak van Venus niet kan bereiken. Om al die redenen zou men kunnen denken dat er op Venus betrekkelijk milde temperaturen zouden heersen en dat het daar zeker minder gruwelijk heet zou moeten zijn dan op Mercurius.

Dit zou echter een totale misvatting zijn! De dichte dampkring van Venus bestaat voor meer dan negentig procent uit koolstofdioxyde, een stof waaronder de zonnewarmte opgesloten blijft, zodat de temperatuur tot hoge waarden kan stijgen. Bijgevolg bedraagt de temperatuur aan de oppervlakte van Venus dag en nacht over de hele uitgestrektheid van de planeet ongeveer 475° C, vijftig graden hoger dan de hoogste temperaturen op Mercurius. Terwijl er op Mercurius gedurende de nacht plaatselijk sterke afkoeling optreedt, wordt het op Venus nergens ooit aanzienlijk koeler, hetgeen aan de dichte atmosfeer is toe te schrijven, die de temperaturen egaliseert.

Er is één klein hemellichaam waar een nog hogere oppervlaktetemperatuur zou moeten heersen dan op Venus, hoewel alleen bij tussenpozen. Dat is de asteroïde genaamd Icarus, een brok gesteente van ongeveer één kilometer doorsnee, dat in 1949 door de Duits-Amerikaanse astronoom Walter Baade (1893-1960) werd ontdekt. Het heeft een omlooptijd om de zon van 1,12 jaar en nadert de zon tot op 28,5 miljoen kilometer, wat zeer veel minder is dan de kleinste afstand van Mercurius tot de zon.

Het oppervlak van Icarus, dat althans van tijd tot tijd van zo dichtbij aan de zonnestraling is blootgesteld, bereikt zeker temperaturen tot 650° C. Het oppervlak van Icarus zou dan heet genoeg zijn om een straling van zó hoge energie af te geven dat deze in de vorm van licht zou zijn waar te nemen (als het mogelijk zou zijn de ondraaglijk verblindende glans van de uitgestrekte zonneschijf uit te filteren of af te schermen). Het oppervlak van Icarus zou met andere woorden tot een dof-rode gloeihitte worden verwarmd.

Soms komen kometen nog dichter bij de zon dan Icarus, maar terwijl Icarus in wezen een rotsblok is, schijnen kometen uit ijsachtig materiaal te bestaan met bijmengsels van stof, gruis en grind, terwijl sommige een rotsachtige kern bezitten. Als kometen in de omgeving van de zon komen, verdampt een gedeelte van het ijsachtige materiaal, waarbij stof en gruis worden losgelaten en een soort nevel rondom de kern van de komeet vormen, zodat deze kern een minder hoge temperatuur bereikt dan andere het geval zou zijn geweest. De temperatuur van een komeet tijdens zijn nadering van de zon staat daarom niet vast.

Ook moeten er nu en dan meteoren dicht genoeg in de omgeving van de zon komen om te verdampen.

Dit brengt ons tot het heetste voorwerp in het zonnestelsel, de zon zelf. De oppervlaktetemperatuur van de zon kan uit de aard van haar straling worden vastgesteld, volgens een regel die de Oostenrijkse natuurkundige Josef Stefan (1835-1893) in 1879 als eerste heeft uitgewerkt.

Aan de oppervlakte van de zon heerst bijna overal een temperatuur van ongeveer 5500° C. Dit is iets beneden het kookpunt van rhenium, wolfram, tantalum en wolframcarbide. Voor zover deze stoffen in de zon voorkomen, zou dat alleen als sporen zijn, en zeker nergens in zulke mate dat ze zich in de vorm van vloeistof zouden kunnen voordoen. Het staat dus buiten twijfel dat de hele oppervlakte van de zon gasvormig is.

Niettegenstaande deze vaststelling zijn er plaatsen aan de oppervlakte van de zon waar de gassen uitzetten en afkoelen onder inwerking van een of ander plaatselijk verschijnsel (waarin men nog geen duidelijk inzicht heeft) dat met het magnetische veld van de zon in verband staat. Deze afgekoelde gassen hebben een minder sterke uitstraling dan de oppervlak - tegebieden in het algemeen, zodat ze een donkere indruk tegen een lichtere achtergrond maken. De temperatuur in het midden van deze ‘zonnevlekken’ bedraagt soms niet meer dan 3750° C, en onder zulke omstandigheden zouden stoffen als tantalumcarbide en hafniumcarbide inderdaad in vaste toestand aanwezig zijn (als ze op een dergelijke plaats in voldoende hoeveelheid voorkwamen, hetgeen niet het geval is).

Ook nemen we het omgekeerde van zonnevlekken waar. In de omgeving van zonnevlekken komen regelmatig uitbarstingen van ‘zonnevlammen’ voor, plotselinge erupties van energie die van een paar seconden tot bijna een uur kunnen aanhouden. Deze vertonen zich als een witte gloed tegen de tóch al zo felle achtergrond van de zon, omdat ze nog heter zijn dan de oppervlakte van de zon in het algemeen.

Wat de andere sterren betreft, kunnen we in het algemeen zeggen dat de grote meerderheid van de sterren die we aan de hemel kunnen waarnemen – hetzij met het blote oog of met behulp van onze instrumenten - evenals de zon uit sterren in de ‘hoofdfase’ bestaat. Dit zijn sterren ‘in de kracht van hun jeugd’, die gedurende lange perioden helder en krachtig schijnen, dank zij de aanwezigheid van grote hoeveelheden waterstof, de grondstof voor energiescheppende kemfusieprocessen.

Sterren waarvan de massa groter is dan die van de zon zijn tevens heter dan de zon. De meest massieve sterren in de hoofdfase - en dus de heetste – kunnen oppervlaktetemperaturen tot 40000° C hebben.

Inwendige temperaturen

Tot nog toe hebben we het alleen gehad over de temperaturen aan de oppervlakte van hemellichamen. De oppervlaktetemperatuur van welk voorwerp dan ook zal normaal gesproken niet de hoogste temperatuur van een voorwerp zijn, en in vele gevallen zelfs de laagste.

Laten we de aarde als voorbeeld nemen. Als we ons door de dampkring naar boven begeven, dus van het oppervlak van de planeet af, zien we dat de dichtheid van de dampkring afneemt. Dat geldt eveneens voor de totale warmte-inhoud van de dampkring.

De vermindering van dichtheid en de vermindering van totale warmte zijn echter niet noodzakelijk met elkaar in overeenstemming. Er zijn gebieden waar de dichtheid aanzienlijk sneller daalt dan de warmte-inhoud, zodat, ook al is de totale warmte minder, de afzonderlijke atomen en moleculen toch een groter aandeel in die warmte bezitten.

Tot aan een hoogte van honderd vijftig kilometer boven de oppervlakte daalt de temperatuur van de dampkring, maar boven die hoogte neemt de dichtheid voortdurend in zodanige mate af, dat afzonderlijke atomen en moleculen gestadig toenemende aandelen in de totale warmte ontvangen (deze warmte neemt eveneens af, maar niet zo snel).

Ter hoogte van driehonderd kilometer boven de oppervlakte bedraagt de temperatuur van de nog aanwezige dunne sliertjes lucht ongeveer 1500° C. (Een bliksemstraal kan echter zeer kortstondig een temperatuur van 30000° C voortbrengen.)

Dat klinkt alsof het in de bovenste gebieden van de dampkring zó heet zou zijn dat ijzer er zou smelten, maar dat is niet het geval. De temperatuur - dus de warmte-intensiteit per afzonderlijk atoom - is weliswaar hoog, maar er zijn zó weinig atomen dat de totale warmte-inhoud bijzonder laag is. Een raket of ruimteschip onderweg door de bovenste lagen van de dampkring ontmoet zeer energetische atomen, maar het zijn er zó weinig dat de warmte die ze aan de raket of het ruimteschip overdragen niet voldoende is om enige schade te veroorzaken.

In het geval van de zon zien we hetzelfde gebeuren, alleen natuurlijk op een veel meer extreme schaal. De bovenste atmosfeer van de zon is haar ‘corona’, een lichtkrans die gewoonlijk alleen gedurende een totale zonsverduistering zichtbaar is. De temperatuur van de corona bereikt waarden tot een miljoen graden, zoals de Zweedse astronoom Bengt Edlen (1906) in 1942 op grond van de aard van de door de corona uitgezonden straling wist vast te stellen.

We mogen er van uitgaan dat de corona’s van de heetste sterren naar evenredigheid heter zijn en dus temperaturen van tien miljoen graden bereiken.

Gebieden van hoge temperatuur bereiken we niet alleen door ons van het oppervlak van een hemellichaam naar boven te begeven, maar eveneens door onder de oppervlakte af te dalen en binnenwaarts te peilen. Nemen we wederom de aarde als voorbeeld.

Het zonnestelsel is ontstaan uit een nevel van gas en stof, die onder invloed van zijn eigen zwaartekrachtveld is gecondenseerd. Het grootste deel van de oorspronkelijke nevel condenseerde daarbij tot wat nu de zon is, maar het materiaal in de randgebieden smolt gedeeltelijk tot klompen materie samen, die zich tot de thans bestaande planeten en satellieten verenigden.

De samensmeltende materie bezat kinetische energie, en naarmate de brokken materie op elkaar botsten en met betrekking tot elkaar tot rust kwamen, werd die kinetische energie in warmte omgezet. De aarde en andere lichamen van aanzienlijke omvang, zijn hun bestaan dus als zeer hete voorwerpen begonnen. De buitenste of oppervlakkige gebieden koelden af, maar het inwendige bleef heet.

Het inwendige is gedurende miljarden jaren heet gebleven, allereerst omdat de buitenste lagen van koel gesteente een voortreffelijke warmte- isolatie vormden, die de warmtestroming van het hete inwendige naar de ruimte buiten de aarde nagenoeg tot stilstand bracht, en vervolgens omdat de in de rotsachtige structuur aanwezige radioactieve atomen van uranium en thorium en bepaalde variëteiten van kalium en samarium tijdens hun uiteenvallen warmte voortbrachten - niet veel, maar genoeg om de kleine hoeveelheden warmte die verloren gingen aan te vullen. Het inwendige van de aarde is dus gedurende haar hele geschiedenis van 4,6 miljard jaar tot aan de huidige dag heet gebleven.

We weten uit onze ervaring met kolenmijnen dat de temperatuur met elke dertig meter die we de diepte ingaan ongeveer één graad stijgt. Een geringere stijging vindt waarschijnlijk onder de korst en de bovenste mantel plaats, waar de meeste radioactieve elementen voorkomen. Volgens redelijke schattingen van geologen zou de temperatuur in het middelpunt van de aarde ongeveer 4000° C bedragen.

Indien dit juist is, zou het middelpunt van de aarde even heet zijn als de koelere gedeelten van het oppervlak van de zon.

Niet alleen is de kern van de aarde dus heter dan de allerhoogste slierten van de dampkring (hoewel minder heet dan een bliksemstraal), maar bovendien is deze aardkern tot een hoge dichtheid volgepakt met materie, terwijl de bovenste dampkring nagenoeg een luchtledig vormt. De totale hoeveelheid warmte in de kern van de aarde is daarom vele miljoenen maal zo groot als die van de bovenste lagen van de dampkring.

Andere hemellichamen hebben natuurlijk eveneens een hete kern. Over het algemeen is dat middelpunt heter naarmate het hemellichaam meer massa bezit, aangezien er in de loop van het vormingsproces meer kinetische energie in de vorm van warmte in is opgeslagen. De enige planeten waar we in het middelpunt een hogere temperatuur dan in dat van de aarde zouden verwachten zijn degene die massiever dan de aarde zijn, waarvan we er slechts vier kennen: Jupiter, Satumus, Uranus en Neptunus.

Verreweg de grootste planeet is Jupiter. Terwijl de afstand van de oppervlakte van de aarde naar haar middelpunt niet meer dan 6378 kilometer is, is de overeenkomstige afstand voor Jupiter elfmaal zo groot, namelijk 71600 kilometer.

Het zichtbare oppervlak van Jupiter (in feite een wolkendek) is koud, veel kouder dan de oppervlaktetemperatuur van de aarde, aangezien Jupiter zich vijf keer zo ver van de zon af bevindt als wij en slechts vierhonderdste van de straling ontvangt die ons bereikt. Als we ons echter een afdaling beneden het zichtbare oppervlak van Jupiter voorstellen, zouden we de temperatuur snel zien stijgen.

De Jupitersondes uit de jaren zeventig hebben ons de gegevens verschaft die ons de mogelijkheid geven redelijke schattingen van de inwendige temperatuur van die reusachtige planeet te maken. Reeds op duizend kilometer beneden het zichtbare oppervlak van Jupiter heersen temperaturen die de temperatuur in het middelpunt van de aarde nabijkomen, en deze blijven stijgen naarmate de diepte toeneemt. In het middelpunt van Jupiter is de temperatuur 54000° C, bijna tienmaal zo hoog als aan de oppervlakte van de zon. Het is echter niet hoog genoeg om kernfusie op gang te brengen, zodat Jupiter een planeet blijft. Haar massa is zelfs niet groot genoeg om haar tot de kleinste dwerg onder de dwergsterren te maken.

De zon heeft 1040 maal de massa van Jupiter. Gedurende de vorming van de zon stegen de temperaturen in haar kern aanzienlijk meer dan in het geval van Jupiter, die zoveel kleiner is. De temperatuur steeg inderdaad tot een voldoende hoge waarde om kernfusie te veroorzaken. De door deze fusie opgewekte hitte deed de temperatuur nog meer stijgen.

In het begin van de jaren twintig voerde de Engelse astronoom Arthur Stanley Eddington (1882-1944) een analyse uit van de hoeveelheid warmte die nodig zou zijn om te voorkomen dat de zon onder de aantrekking van haar eigen zwaartekrachtveld zou instorten of imploderen, en op grond daarvan kon hij aantonen dat de temperatuur in het middelpunt van de zon vijftien miljoen graden Celsius moest bedragen.

Dit is het heetste gebied van dichte materie in het hele zonnestelsel. Onlangs zijn er in de omgeving van Jupiter en Satumus nog hetere gebieden aangetroffen, hetgeen naar alle waarschijnlijkheid is toe te schrijven aan de werking van de enorme magnetische krachtvelden van die planeten, maar daar is het totale aantal atomen (hoe energierijk ze op zichzelf ook mogen zijn) zó gering, dat de totale warmte van geen betekenis is. Bovendien zijn die atomen te ver van elkaar verwijderd om elkaar vaak genoeg te treffen om een versmeltingsreactie te onderhouden, hoewel ze daartoe in theorie voldoende energie zouden bezitten.

Merkwaardig genoeg is de mens thans in staat nóg hogere temperaturen teweeg te brengen.

Sinds de jaren vijftig heeft men er voortdurend naar gestreefd een proces van beheerste fusie te vinden dat hier op aarde als energiebron zou kunnen dienen. Voor dat doel moeten kleine hoeveelheden waterstof tot zeer hoge temperaturen worden verhit, hoger nog dan die in het middelpunt van de zon.

Terwijl een temperatuur van vijftien miljoen graden hoog genoeg is om kernfusie in het middelpunt van de zon aan de gang te houden, waar het materiaal niet alleen zeer heet maar ook zeer dicht is en waar de dichtheid wordt gehandhaafd door het krachtige aantrekkingsveld van de zon, hebben we op aarde met een heel andere situatie te maken. Wij kunnen de dichtheid van de waterstof niet door een dermate krachtig zwaartekrachtveld handhaven, zodat de waterstof in een minder dichte toestand moet worden behandeld, waarbij de geringere dichtheid moet worden gecompenseerd door de temperatuur nog verder te verhogen.

De mens kan buitengewoon energetische atomen produceren (wat gelijkstaat met het produceren van zeer hoge temperaturen) door ze in verschillende toestellen met gebruikmaking van elektromagnetische velden te versnellen, of door ze zeer plotseling met krachtige stralen laserlicht te verhitten. Zo heeft men in zeer kleine hoeveelheden waterstof gedurende zeer korte tijden temperaturen van meer dan vijftig miljoen graden teweeg kunnen brengen. Op dit ogenblik zijn de temperaturen echter nog steeds niet hoog genoeg om beheerste fusie te veroorzaken.

Niet-beheerste of onbelemmerde fusie in de vorm van waterstofbommen, teweeggebracht door de kernsplijting in het ontstekingsmechanisme dat uit een uraniumbom bestaat, is nu echter al dertig jaar een realiteit. Middenin een waterstofbom worden naar schatting kortstondig temperaturen tot vierhonderd miljoen graden bereikt.

De door de mens geproduceerde temperaturen zijn dus veel hoger dan de allerhoogste natuurlijke temperaturen in het hele zonnestelsel, maar ook die waarden zijn nog als niets in vergelijking met wat er in de natuur buiten het zonnestelsel gebeurt.

Hoe meer massa een ster bezit, des te heter is ze aan de oppervlakte en in alle tussenlagen tot aan haar kern. We kunnen dus verwachten dat een zeer massieve ster in haar middelpunt een veel hogere temperatuur heeft dan de zon. Bovendien wordt de kern van alle sterren in de loop van hun ontwikkeling steeds heter.

De natuurkundige Hong-Yee Chiu trachtte enige jaren geleden de hoogste temperatuur te berekenen die de kern van een ster zou kunnen hebben. Hij kwam tot het resultaat dat zes miljard graden de hoogste temperatuur zou zijn die we, wat sterren betreft, zouden kunnen verwachten. Dat zou dan de temperatuur van de kern van een veel massievere ster dan de zon zijn gedurende de periode in de levensduur van die massieve ster waarin ze het stadium had bereikt dat ze gereed was om tot een ontzaglijke ‘supernova’ te exploderen.

En toch is zelfs dat punt van zes miljard graden nog niet het maximum. Laten we eens in de tijd terugkeren tot aan de geboorte van het heelal en de oerknal.

Hoe verder we in de tijd teruggaan, des te kleiner wordt het volume van het heelal en des te dichter opeengepakt zijn energie-inhoud (waarvan de totale waarde onafhankelijk van de tijd constant zou blijven). Elke kubieke meter van het heelal zou dus meer en meer energie bevatten naarmate we verder in de tijd terugkeren. We kunnen dat ook uitdrukken door te zeggen dat het heelal heter en heter wordt naarmate we in de tijd teruggaan.

Volgens moderne theorieën (aangenomen dat ze juist zijn, hetgeen voorlopig nog geenszins vaststaat) zouden we een bepaalde betekenis kunnen toeschrijven aan gebeurtenissen die een heel kleine fractie van een seconde na de oerknal hebben plaatsgegrepen. Zo zouden er zich een tienduizendste seconde na de oerknal neutronen en protonen hebben gevormd uit de nóg fundamentelere deeltjes die ‘quarks’ worden genoemd. Gedurende dat ogenblik moet de temperatuur dan 1000000000000 hebben bedragen (een biljoen graden).

Het dichtst bij de oerknal gelegen moment dat de natuurkundigen met hun berekeningen hebben weten te bereiken ligt op 10-43 seconde, op welk moment de temperatuur een waarde kan hebben gehad van 100000000000000000000000000000000 (honderd quintiljoen graden).

Als we nog dichter bij het moment van de oerknal komen, zou het volume van het heelal de waarde nul naderen, waarbij de temperatuur onbeperkt tot in het oneindige zou stijgen.

22 – Lage temperaturen

Planeetoppervlakken

Na deze onvoorstelbaar hoge temperaturen te hebben bereikt, zullen we naar de gewone temperaturen terugkeren die we hier op aarde kennen, waarbij we ons zullen afvragen hoever we in de andere richting kunnen gaan, en al zijn gegaan, namelijk in de richting van het zeer koude.

Mensen die niet in de tropen wonen komen ’s winters in aanraking met koud weer, en als ze op een voldoende hoge geografische breedte of vrij hoog boven de zeespiegel wonen, weten ze dat temperaturen beneden het vriespunt van water niet ongewoon zijn. In dat geval geeft de schaalverdeling van Celsius negatieve waarden aan. Water bevriest bij 0° C, zodat iedere lagere temperatuur een negatieve waarde moet hebben.

Volgens de Fahrenheit-schaal is het vriespunt van water 32° F, zodat de waarde van de temperatuur positief blijft tot 32 Fahrenheit-graden beneden het vriespunt. Aangezien 32 Fahrenheit-graden gelijk staat met 17 7/9 Celsius-graden, is 0° F gelijk aan bijna -18° C. Dat is niet genoeg om ons voor negatieve getallen te behoeden. Het winterweer kan ons óók op de Fahrenheit-schaal naar negatieve getallen brengen.

Zo was 9 februari 1934 de koudste dag in de geschiedenis van het meteorologische instituut van de stad New York, dat op die datum een temperatuur van —26° C (—15° F) registreerde, en New York is geen buitengewoon koude stad. Op diezelfde dag werd in Rochester, eveneens in de staat New York, een laagterecord van —33,3° C gemeten.

De laagste temperatuur die ooit in het aangesloten gebied van de Verenigde Staten is geregistreerd werd op 20 januari 1954 bij Rogers Pass in de staat Montana gemeten, toen de temperatuur tot — 56,5° C daalde. In Alaska zouden we uiteraard een nog hevigere koude verwachten, en daar werd dan ook op 23 januari 1971 bij Prospect Creek Camp een temperatuur van — 62° C geregistreerd.

Ook Alaska is echter nog niet het koudste gebied ter wereld. Siberië is kouder, en de daar geleden steden Verchojansk en Oimjakon zijn beide in een koudegolf van — 68° C gedompeld geweest, de laatste keer op 6 februari 1933 in Oimjakon. Dit is een record voor het noordelijk halfrond.

Antarctica, de ijskast van de wereld, strekt zich op het zuidelijk halfrond uit. De Sovjet-Unie heeft daar een meteorologisch waarnemingsstation in een plaats die Vostok wordt genoemd, de verste plaats landinwaarts en daarom waarschijnlijk de koudste. Op 24 augustus 1960 (op het zuidelijk halfrond zijn juli en augustus de koudste maanden) bereikte de temperatuur daar — 88° C, de koudste natuurlijke temperatuur die ooit ergens op aarde is geregistreerd.

Het zou prettig zijn als we van de negatieve temperaturen af zouden kunnen komen, en het geval wil dat die mogelijkheid bestaat. In 1699 ontdekte de Franse natuurkundige Guillaume Amontons (1663-1705) dat gassen zich bij dalende temperatuur gelijkmatig samentrokken. Gezien de stand van de techniek in zijn dagen kon hij natuurlijk maar een matig lage temperatuur bereiken, maar hij berekende dat, als de samentrekking zich even gelijkmatig bleef voortzetten, het gas ergens bij wat we nu — 240° C zouden noemen het nulvolume zou bereiken. Zijn werk op dit gebied werd grotendeels genegeerd.

In 1802 echter herhaalde de Franse natuur- en scheikundige Joseph-Louis Gay Lussac (1778-1850) de experimenten nauwkeuriger, waarbij hij vaststelde dat gassen zich zodanig samentrokken dat ze het nulvolume bij – 270° C zouden bereiken. De tegenwoordig aangehouden waarde volgens de zorgvuldigste bepalingen is —273,15° C.

Niemand verwacht uiteraard dat gassen bij —273,15° C het nulvolume bereiken en dan verdwijnen (trouwens ook niet bij enige andere temperatuur). Naarmate de temperatuur daalt, naderen de atomen of moleculen elkaar geleidelijk, tot het gas uiteindelijk in de vloeibare toestand overgaat. Dan zijn de atomen of moleculen met elkaar in aanraking, terwijl de vloeistof zich bij verdere afkoeling maar heel weinig samentrekt. Er treedt dus geen ‘nulvolume’ op waarover men zich het hoofd zou moeten breken, en men zou kunnen menen dat de temperatuur onbeperkt en oneindig verder zou kunnen dalen. In 1848 echter bewees de Schotse natuurkundige William Thomson (1824-1907) - sinds 1892 lord Kelvin, onder welke titel en naam hij algemeen bekend is gebleven - dat de atomen of moleculen van alle stoffen (gassen zowel als vloeistoffen en vaste stoffen) bij dalende temperatuur met een constante snelheid kinetische energie verloren. Bij gassen uitte dit zich als een constante samentrekking, maar dat was niet het essentiële punt; het ging om het verlies van energie. Bij – 273,15° C daalde de energie-inhoud tot de waarde nul en kon de temperatuur niet nog verder dalen. Deze temperatuur, overeenkomend met -459,67° F, was een ‘absoluut nulpunt’.

Er bestaat dus een ‘absolute schaal’ voor de temperaturen waarop geen negatieve waarden voorkomen. Om de Celsius-schaal in de absolute schaal om te zetten, behoeft men slechts 273 bij de waarde in Celsius-graden op te tellen (waarbij de cijfers achter de komma gewoonlijk worden verwaarloosd).

De lichaamswarmte, 37° C, wordt dus 310° K, waar ‘K’ voor Kelvin staat. Evenzo wordt de laagste in de stad New York registreerde temperatuur van — 26° C als 247° K geschreven, terwijl het wereld-laag- terecord van Vostok in Antarctica 185° K is.

Aan het oppervlak van andere werelden van het zonnestelsel (met uitzondering van de zon en de planeet Venus) kunnen lagere temperaturen voorkomen dan ooit op aarde zijn gemeten.

De maan wordt bijzonder warm op dat gedeelte van haar oppervlak dat aan de zon is blootgesteld, maar ondergaat een snelle temperatuurdaling zodra dat gedeelte in de nachtschaduw komt, omdat er geen dampkring is om de warmte vast te houden. Een gegeven plaats aan het maanoppervlak heeft een nacht van twee weken, waardoor de maantemperatuur vlak voor zonsopgang tot 100° K kan dalen, wat veel kouder is dan de hevigste koude in Antarctica.

Mercurius, die zich veel dichter bij de zon bevindt dan de maan en waarvan het oppervlak veel hogere dagtemperaturen kan bereiken, heeft een nacht die zesmaal zo lang duurt als de nacht op de maan, zodat de temperatuur er dan nog lagere waarden bereikt, niettegenstaande de nabijheid van de zon. Vlak voor de reusachtige zonneschijf boven de horizon van Mercurius verschijnt, kan de oppervlaktetemperatuur daar tot 90° K zijn gedaald.

Mars bevindt zich op grotere afstand van de zon dan de aarde, maar de nacht is er maar een paar minuten langer dan de aardse nacht, zodat deze planeet aan haar oppervlakte iets minder lage temperaturen bereikt dan die op de maan en op Mercurius worden waargenomen. Het minimum op Mars ligt bij 120° K, wat niettemin kouder is dan in Antarctica.

Dit minimum van Mars wordt op de ijskap in zijn zuidpoolgebied bereikt. De bovenkant van het wolkendek dat als het zichtbare oppervlak van Jupiter en Saturnus dient geeft temperaturen in dezelfde orde van grootte aan, niet als laagterecord, maar als gemiddelde voor de hele planeet.

De zichtbare oppervlakken van de verder van de zon verwijderde planeten hebben volgens verwachting nog lagere temperaturen, aangezien de warmtewerking van de zon met het kwadraat van de afstand afneemt. Uranus ligt ongeveer twintig keer zo ver van de zon als de aarde, en Neptunus dertig keer. Uranus ontvangt dus slechts een vierhonderdste van de zonnewarmte die ons bereikt, en Neptunus niet meer dan een negenhonderdste.

Het is dus niet verbazingwekkend dat de temperatuur aan het zichtbare oppervlak van Uranus ongeveer 90° K is, terwijl de temperatuur op Neptunus slechts 60° K bedraagt.

Pluto, de verste van alle bekende planeten, heeft waarschijnlijk een oppervlaktetemperatuur van maar ongeveer 40° K als hij zich in dat gedeelte van zijn baan bevindt dat het verst van de zon is verwijderd.

Het vloeibaar maken van gassen

Zelfs bij de lage temperaturen die zich op aarde op natuurlijke wijze voordoen grijpen er soms veranderingen plaats die ongewoon zijn, zoals wanneer kwikzilver bij 233° K ( — 40° C) tot een vaste stof bevriest.

Een verder voorbeeld is tin, dat in zijn gewone vorm ‘witte tin’ wordt genoemd en dan een metaal is. Bij lage temperaturen vindt echter een hergroepering van de atomen plaats waarbij een stof ontstaat die ‘grijze tin’ wordt genoemd en eigenschappen van een niet-metaal heeft. Het overgangspunt is 286° K (+13° C), wat slechts de temperatuur van een frisse voorjaarsdag is, maar bij die temperatuur geschiedt de overgang van witte tin naar grijze tin buitengewoon langzaam.

De omzetting verloopt echter sneller naarmate de temperatuur lager wordt, en bij 223° K (— 50° C) verpulvert witte tin snel. Dit verschijnsel werd ‘tinpest’ genoemd door mensen die zich afvroegen wat hier toch aan de hand was. Deze toestand of ‘aantasting’ heeft eenmaal zelfs wereldvermaardheid verworven, toen de tinnen orgelpijpen in een kathedraal in het voormalige Sint-Petersburg in het hartje van een Russische winter naar beneden stortten.

De geleerden waren er ook van overtuigd dat lage temperaturen een opzienbarende uitwerking zouden hebben als ze deze toepasten bij het vloeibaar maken van stoffen die normaal gasvormig waren, vooral als zo’n vloeibaarwording in de natuur niet voorkwam.

De belangrijkste gassen van de dampkring zijn de enige die in grote hoeveelheden in de natuur voorkomen, en deze worden nooit vloeibaar, zelfs niet bij de laagste temperaturen van Antarctica.

De scheikundigen konden echter gassen produceren die in de natuur niet of nauwelijks in aanzienlijke hoeveelheden worden aangetroffen, en deze zou men wellicht vloeibaar kunnen maken als men de temperatuur voldoende liet dalen, ook al zou die temperatuurdaling voor atmosferische gassen als zuurstof of stikstof ontoereikend zijn. Men verwachte dat het toepassen van druk dit proces zou bevorderen, omdat de moleculen dan dichter opeengepakt zouden worden, hetgeen de vloeibaarmaking zou bespoedigen.

De eerste die zich systematisch met dit probleem bezighield was de Engelse scheikundige Michael Faraday (1791-1867). In 1823 maakte hij gebruik van een sterke glazen buis, die hij in de vorm van een boemerang had gebogen. In de gesloten onderkant plaatste hij een stof waaruit bij verwarming chloorgas zou vrijkomen. Daarna dichtte hij het open einde van de buis af. Het einde dat het materiaal bevatte waaruit chloor zou worden vrijgemaakt, zette hij in heet water; het andere einde plaatste hij in fijngestampt ijs. Aan de hete kant ontwikkelde zich steeds meer chloorgas, dat in de afgesloten buis in toenemende mate onder zijn eigen druk kwam te staan. Aan de koude kant daalde de temperatuur van het gas, en ten gevolge van de combinatie van afnemende temperatuur en toenemende druk vormde zich aan dat koude einde vloeibare chloor.

Hiermee was een principe aangetoond, maar geen nieuwe horizon gevestigd. Zodra men eenmaal vloeibare chloor had verkregen, kon men er het kookpunt van meten. Dit bleek 238,5° K ( — 34,5° C) te zijn. Als men een goed afgesloten, stevige fles chloorgas had, hoefde men er op een zeer koude dag slechts mee naar Moskou of Montana te gaan om het gas vanzelf vloeibaar te laten worden.

Vloeibaar gemaakte gassen kunnen worden gebruikt om temperaturen nog verder te laten dalen. Als een gas onder druk vloeibaar is gemaakt, waarna de druk langzaam wordt weggenomen, begint het vloeibare gas te verdampen. Dit houdt in dat de moleculen van de vloeistof zich van elkaar moeten verwijderen om de damp te vormen, voor welk doel ze energie moeten verkrijgen. Als de vloeistof zich in een geïsoleerd vat bevindt, kan er maar weinig van de benodigde energie aan de omgeving worden onttrokken. Die energie moet dus worden onttrokken aan de enige stof die toegankelijk is: de vloeistof zelf. Naarmate de vloeistof verdampt, vindt er bijgevolg een temperatuurdaling plaats in het gedeelte van de vloeistof dat nog niet is verdampt.

In 1835 paste de Franse scheikundige C. Thilorier de methode van Faraday toe om kooldioxyde onder druk vloeibaar te maken, waarbij hij metalen cilinders gebruikte, die beter tegen hoge druk bestand waren dan glas. Hij bereidde een aanzienlijke hoeveelheid vloeibaar kooldioxyde, dat hij vervolgens door een nauwe verstuiver uit de buis liet ontsnappen. Door de snelle drukvermindering verdampte een deel van de naar buiten tredende vloeistof, terwijl de temperatuur van de rest zó scherp daalde dat het kooldioxyde bevroor.

Vloeibaar kooldioxyde is alleen onder druk stabiel. Vast koolzuur zal onder normale druk sublimeren, waarbij het rechtstreeks tot de gasvorm verdampt, dus zonder eerst te smelten. (Daarom wordt vast koolstof- dioxyde, of vast koolzuur, ‘droog ijs’ genoemd.) Het sublimatiepunt is 194,5° K. Dit betekent dat een hoeveelheid koolzuurgas in de allerkoudste nachten in het koudste deel van Antarctica zou bevriezen, maar dan ook maar net.

Thilorier ging nog verder. Hij mengde vast koolzuur met diëthylether (in de geneeskunde bekend als het verdovingsmiddel ether), die bij de temperaturen van vast koolzuur nog vloeibaar blijft. Zelfs bij die lage temperatuur vertoont de diëthylether echter een neiging tot verdampen, hoewel veel langzamer dan bij normale temperaturen. Tijdens dit verdampingsproces bleek het mengsel nog verder in temperatuur te dalen, waarbij Thilorier er in slaagde temperaturen tot 163° K te bereiken - waarmee hij beneden de hevigste koude van Antarctica was gekomen. Voor het eerst waren de laagste temperaturen op aarde door de mens bewerkstelligd.

Door gebruikmaking van dit bijzonder koude mengsel wist men ook andere gassen vloeibaar te maken, hoewel niet alle!

Faraday constateerde dat een aantal gassen niet vloeibaar te maken was, zelfs niet door middel van dit koelmiddel in combinatie met hoge druk, en deze noemde hij ‘permanente gassen’. Na zijn tijd werden er nog meer gassen ontdekt die Faraday aan zijn lijst zou hebben toegevoegd als hij ze had gekend en zou hebben kunnen bestuderen.

Er zijn in totaal acht gassen die niet bij 163° K vloeibaar kunnen worden gemaakt, zelfs niet onder druk: zuurstof, argon, fluor, koolmonoxyde, stikstof, neon, waterstof en helium. Zeven hiervan zijn elementen. Het enige van deze gassen dat een verbinding is, koolmonoxyde, bestaat per molecuul uit één atoom koolstof en één atoom zuurstof.

In 1869 toonde de Ierse scheikundige Thomas Andrews (1813-1885) aan dat men gassen door middel van druk alleen beneden een bepaalde ‘kritische temperatuur’ vloeibaar kon maken. Boven die kritische temperatuur zou druk geen effect hebben. De acht permanente gassen hadden alle een kritische temperatuur beneden de 163° K. Wilde men deze gassen vloeibaar maken, dan moesten ze tot hun kritische temperatuur of nog lager worden afgekoeld vóór de toepassing van druk zinvol zou zijn.

Wederom namen de geleerden hun toevlucht tot het principe van expansie om afkoeling teweeg te brengen. Dit principe gold uiteraard niet alleen voor het tot verdamping brengen van een koude vloeistof. Als men een gas liet uitzetten onder omstandigheden die zodanig waren gekozen dat er geen warmte van de omgeving naar binnen kon lekken, zou dat gas tevens afkoelen. Dit stond bekend als het ‘Joule-Thomson-effect’, zo genoemd omdat het een vrucht van de samenwerking was tussen Thomson (lord Kelvin) en de met hem bevriende Engelse natuurkundige James Prescott Joule (1818-1889).

De Franse natuurkundige Louis-Paul Cailletet (1832-1913) maakte in 1877 als eerste gebruik van het Joule-Thomson-effect om steeds lagere temperaturen te bereiken. Hij begon met zuurstof in een geïsoleerde houder sterk samen te persen. Daarmee bereikte hij een omgekeerd Joule-Thomson- effect: Het gas werd heet. Vervolgens plaatste hij de buis met de gecomprimeerde zuurstof in een koudwaterbad om er zoveel mogelijk warmte aan te onttrekken en die af te voeren. Daarna liet hij de koude zuurstof zeer snel uitzetten, waarbij de temperatuur zeer steil naar beneden ging, tot Cailletet eindelijk het punt bereikte waar hij een nevel van vloeibare druppeltjes op de wanden van de houder verkreeg. Deze druppeltjes waren vloeibare zuurstof. Natuurlijk verdween deze nevel snel bij het langzaam naar binnen lekken van warmte, maar hij had het gepresteerd.

Later deed hij hetzelfde met stikstof en koolmonoxyde, die beide zelfs nog lagere temperaturen nodig hadden dan zuurstof om vloeibaar te worden.

De Zwitserse scheikundige Raoul Pierre Pictet (1846-1929, die terzelfder tijd als Cailletet, maar onafhankelijk, aan dit probleem werkte, boekte eveneens succes. Hij paste een enigszins andere methode toe, waarbij hij samengeperste zuurstof met vloeibaar koolzuur afkoelde. Hij slaagde erin de zuurstof op een druk van verscheidene honderden atmosferen en een temperatuur van 135° K te brengen, dus aanzienlijk beneden de kritische temperatuur. Toen hij een ontlastklep van de buis met zuurstof opende, ontsnapte het samengeperste gas, waarbij het zó snel uitzette dat de temperatuur tot het punt daalde waarop een straal vloeibare zuurstof naar buiten kon spuiten, hetgeen natuurlijk met snelle verdamping gepaard ging.

In 1883 brachten twee Poolse scheikundigen, Karol S. Olszewski (1846-1915) en Zygmunt F. Wroblewski (1845-1888), verbeteringen in de methode van hun voorgangers aan, die hen in staat stelden vloeibare zuurstof op grotere schaal te produceren. Ze omgaven de buizen waarin hun vloeibare zuurstof zich bevond met andere vloeistoffen van een zo laag mogelijke temperatuur om de verdampingssnelheid naar beneden te drukken. Bijgevolg waren ze voor het eerst in staat de vloeibare vormen van de nu niet meer permanente gassen te verzamelen en deze op hun gemak te bestuderen.

Olszewski zette het werk na Wroblewski’s dood ten gevolge van een laboratorium-ongeluk voort, door vloeibare stikstof en vloeibaar koolmo- noxyde in bruikbare hoeveelheden te bereiden. Argon en fluor had men destijds nog niet geïsoleerd, maar toen dit eenmaal het geval was, konden dezelfde methoden worden toegepast om ook deze gassen vloeibaar te maken.

Zuurstof bleek een kookpunt van 90,2° K te hebben, argon van 87,5, fluor van 85,1, koolmonoxyde van 81,6, en stikstof van 77,3° K.

Met de vloeibaarmaking van deze gassen hadden de geleerden temperaturen bereikt die kenmerkend waren voor het zichtbare oppervlak van buitenplaneten als Uranus. In 1981 ontdekte men dat Titan, de grootste maan van Saturnus, een dichte dampkring bezit die hoofdzakelijk uit stikstof bestaat, en men vermoedt algemeen dat er zich aan de oppervlakte meren en rivieren kunnen bevinden, die dan uit vloeibare stikstof zouden bestaan.

(Bij de temperatuur van vloeibare stikstof zou inderdaad een der zogenaamde permanente gassen bevroren kunnen zijn: het vriespunt van vloeibaar argon is 83,9° K.)

Tegen 1895 waren neon, waterstof en helium de enige nog niet vloeibaar gemaakte gassen, en van deze drie waren neon en helium nog niet ontdekt (hoewel dat binnen de eerstvolgende drie jaar zou geschieden).

De volgende intensieve poging was dus op waterstof gericht.

Evenals in het geval van de druk, treedt het Joule-Thomson-effect bij de vloeibaarmaking van gassen niet op vóór het gas in kwestie reeds een bepaald stadium van afkoeling heeft bereikt. Voor alle gassen met uitzondering van neon, waterstof en helium was het niet bijzonder moeilijk het punt te bereiken waarop het Joule-Thomson-effect werkzaam werd. In feite was de normale kamertemperatuur koel genoeg voor alle andere gassen.

Dit gold blijkbaar niet voor waterstof. Het Joule-Thomson-effect trad niet op vóór de waterstof tot 190° K was afgekoeld. Dit inzicht was noodzakelijk alvorens men er toe zou kunnen overgaan waterstof vloeibaar te maken, en de eerste die deze voorwaarde wist te vervullen was de Schotse scheikundige James Dewar (1842-1923).

Dewar begon met zijn waterstof af te koelen door het vat met dat gas in een bad vloeibare stikstof te dompelen. Toen de waterstof een temperatuur van aanzienlijk minder dan 190° K had bereikt, maar nog steeds gasvormig was, voerde Dewar het proces van samentrekking en expansie uit en slaagde er op die manier in vloeibare waterstof te verkrijgen. Het bleek dat vloeibare waterstof een kookpunt van 20,3° K heeft.

De bereiding van vloeibare waterstof betekende dat de geleerden op aarde er eindelijk in waren geslaagd temperaturen te bereiken die lager waren dan alle temperaturen in alle werelden van het zonnestelsel. Zelfs op Pluto, de buitenste planeet, is de oppervlaktetemperatuur op haar grootste afstand van de zon, namelijk 7,3 miljard kilometer, ten gevolge van de zwakke zonnestraling nog hoog genoeg om neon en waterstof (voor zover aanwezig) in de gasvormige toestand te houden.

Jupiter en misschien de andere reuzenplaneten schijnen inderdaad uit waterstof te bestaan die voldoende is verdicht om de eigenschappen van een vloeistof te vertonen, maar dat is dan vloeibare waterstof onder enorme druk en bij wit-gloeiende temperaturen. Nergens in het zonnestelsel, zoals het ons nu bekend is, komt vloeibare waterstof voor die uitsluitend op grond van haar temperatuur vloeibaar is en niet of nauwelijks onder druk staat... behalve in de vaten van de schei- en natuurkundigen op aarde.

Bij de temperaturen van vloeibare waterstof zijn alle andere stoffen - met één uitzondering - in de vaste toestand. Van de gassen die men in het laatste kwart van de negentiende eeuw vloeibaar heeft gemaakt heeft zuurstof een vriespunt van 54,7° K, argon 83,9° K, fluor 53,5° K, koolmonoxyde 74° K, stikstof 63,3° K, en neon 24,5° K.

De enige vloeibare stof bij 20° K is waterstof zelf, en het enige gas is helium.

Als men vloeibare waterstof laat verdampen onder omstandigheden waarin er geen warmte van buitenaf bij kan komen, zal het onverdampte deel van de waterstof tot ver beneden het punt afkoelen waarop het vloeibaar wordt en dan uiteindelijk bij 14,0° K bevriezen.

En zelfs bij die zeer lage temperatuur blijft helium hardnekkig gasvormig. Het is dan het enige gas in een wereld van temperaturen waar uitsluitend de vaste toestand heerst.

Dewar slaagde er niet in helium vloeibaar te maken en het probleem werd overgenomen door de Nederlandse natuurkundige Heike Kamerlingh Onnes (1853-1926). Deze begon met een monster heliumgas in een bad van vloeibare waterstof af te koelen. Pas toen trad er een zodanig sterke temperatuurdaling op, dat het Joule-Thomson-effect in werking kon treden. In 1908 maakte Kamerlingh Onnes helium bij een temperatuur van 4,2° K vloeibaar.

Naar het absolute nulpunt

In zekere zin was zelfs dit nog niet het einde van de gasvormige toestand, hoewel het er in 1908 zeker alle schijn van had. Bij het voortschrijden van de twintigste eeuw kreeg men inzicht in het bestaan van atoomvariëteiten of isotopen.

Zo bestaat waterstof in de natuur uit twee stabiele isotopen: ‘waterstof-1’ en ‘waterstof-2’. Atomen van waterstof-1 bezitten kernen die uit een enkel proton bestaan; de atomen van waterstof-2 hebben kernen die uit een proton plus een neutron bestaan.

Protonen en neutronen hebben ongeveer gelijke massa, zodat waterstof-2 tweemaal zo massief als waterstof-1 is; atomen waterstof-2 zijn dus moeilijker van elkaar los te breken en tot verdamping te brengen. Dit geldt in het algemeen voor alle elementen. De isotopen met meer deeltjes in de kernen hebben hogere kookpunten dan degene met minder deeltjes.

Bij de meeste elementen is het aantal deeltjes in de kernen zó groot, dat een paar deeltjes meer of minder hoe dan ook nauwelijks verschil maken. In het geval van waterstof echter is er honderd procent verschil tussen een kern met één deeltje en een kern met twee deeltjes. Terwijl gewone waterstof (waarin 6999 van elke zevenduizend atomen waterstof-1 zijn) een kookpunt van 20,3° K heeft, blijkt het kookpunt van waterstof-2, als men er een aanzienlijke hoeveelheid van isoleert en aan proeven onderwerpt, 23,4° K te bedragen: ruim drie graden hoger dan dat van waterstof-1.

Het omgekeerde zien we in het geval van helium. Bijna alle heliumatomen hebben een kern van twee protonen en twee neutronen, en zijn dus ‘helium-4’. Het is deze vorm, die een vloeibaarwordingspunt van 4,2° K heeft. Van elke 750000 atomen helium echter heeft er één een kern die uit twee protonen en één neutron bestaat; zo’n atoom is dus ‘helium-3’.

Als we een hoeveelheid helium-3 in zuivere vorm zouden isoleren, er een vat mee vullen en dit bij 4,2° K in een bad vloeibaar helium-4 plaatsen, zou het helium-3 - de lichtere vorm - nog steeds gasvormig blijven. Dit helium-3 zou nog één graad meer moeten worden afgekoeld, want het zou niet vloeibaar worden vóór de temperatuur van 3,2° K was bereikt.

Kamerlingh Onnes had geen vermoeden van het bestaan van helium-3, maar dat maakte toen al geen verschil meer uit; door helium onder hermetische omstandigheden te laten verdampen had hij ten tijde van zijn overlijden de temperatuur tot 0,83° K doen dalen. Dat betekent dat hij een temperatuur had bereikt waarbij geen enkele stof geheel gasvormig kon zijn, hoewel er zélfs bij die temperatuur nog wat helium als damp in evenwicht met de vloeistof kon bestaan.

Toen er eenmaal temperaturen van minder dan een graad boven het absolute nulpunt in het laboratorium waren geproduceerd, bleek de mensheid iets zeer merkwaardigs te hebben verricht.

Al eerder heb ik gezegd dat geen enkele bekende planeet in het zonnestelsel koud genoeg was om waterstof onder omstandigheden van weinig of geen druk vloeibaar te maken. Er zouden echter planeten kunnen zijn die zich verder van de zon af bevinden dan Pluto. Ook houdt men rekening met de mogelijkheid dat er ver buiten Pluto enorme aantallen kometen bestaan.

Deze zeer verre hemellichamen zouden kouder dan Pluto moeten zijn. Zouden ze dermate lage temperaturen kunnen hebben dat waterstof er zou bevriezen en dat zelfs helium vloeibaar zou worden en bevriezen? Stellen we ons eens een voorwerp voor dat zó diep in de ruimte tussen de melkwegstelsels was terechtgekomen, zó ver van welke ster dan ook, dat het zo goed als totaal geen sterrelicht ontving. Hoe koud zou dat voorwerp dan zijn? Zou het absolute nulpunt er zijn bereikt?

Deze gevolgtrekking lijkt logisch, maar zou onjuist zijn. Het heelal is niet alleen met kosmische straling gevuld, maar ook met een achtergrond van microgolfstraling die, bij wijze van spreken, tot in alle hoekjes en gaatjes ervan doordringen. Ieder voorwerp in het heelal, ook al brengt het geen enkele vorm van energie voort, onverschillig op welke afstand het zich van enigerlei ster of andere energiebron mag bevinden, neemt nog steeds genoeg kosmische stralen en microgolven op om een temperatuur van 3° K te bereiken. Dat is de algemene temperatuur van het heelal.

Dit betekent - mits er geen andere denkende wezens op ver verwijderde plaatsen zijn die eveneens met extreem lage temperaturen experimenteren - dat Kamerlingh Onnes met het vloeibare helium temperaturen had bereikt die een record voor het heelal vormden. Hij had temperaturen geproduceerd die lager waren dan alle die in de natuur waar dan ook in het heelal bestonden.

En toch had hij in één opzicht het doel nog niet bereikt. De eindoverwinning was niet voor hem weggelegd. Zelfs bij een temperatuur van 0,83° K bleef helium een vloeistof. Hij slaagde er niet in, helium in de vaste toestand te brengen.

Die mogelijkheid had hij ook niet, hoe laag de temperatuur ook mocht zijn die hij bereikte.

Er bestaat echter een zeer krachtig ‘onzekerheidsbeginsel’, dat in 1927 voor het eerst werd uitgewerkt door de Duitse natuurkundige Werner Heisenberg (1901-1976). Het komt er op neer dat positie en momentum (hoeveelheid van beweging) nooit gelijktijdig en volmaakt kunnen worden bepaald, en dat elke meting iets aan een systeem verandert en bovendien onderhevig is aan principiële onzekerheden, waar men verder niets meer aan kan doen, ook niet door bijvoorbeeld de meetmethode te verbeteren. Materie behoudt zelfs bij het absolute nulpunt een extreem kleine hoeveelheid energie, die wegens de onaantastbaarheid van het onzekerheidsbeginsel nooit kan worden verwijderd.

Aangezien dit laatste beetje energie onmogelijk ooit kan worden weggenomen, is het absolute nulpunt inderdaad absoluut. Deze minimale energie is echter voldoende om helium vloeibaar te houden: Helium blijft tot aan het absolute nulpunt vloeibaar.

Dat geldt althans bij normale atmosferische druk. In 1926, een paar maanden na de dood van Kamerlingh Onnes, bracht zijn medewerker en opvolger Willem Hendrik Keesom (1876-1956) vloeibaar gemaakt helium onder druk en wist het op die manier ten slotte in vaste toestand te brengen.

Het laatste doel was bereikt. Eindelijk waren de omstandigheden in het laboratorium geschapen (die misschien nergens anders in het heelal bestonden) waaronder iedere bekende stof vast was. Daarmee leek het spel uit te zijn, want wat zou men nog méér kunnen doen met temperaturen die tot een fractie van een graad boven het absolute nulpunt naar beneden waren gebracht en waarbij alle materie zich in de vaste toestand bevond?

Het bleek echter dat bepaalde vormen van materie in de omgeving van het absolute nulpunt bijzonder merkwaardige eigenschappen vertoonden. Kwikzilver, lood en verscheidene andere metalen en legeringen verloren bij bepaalde kritische, zeer lage temperaturen alle elektrische weerstand en werden ‘supergeleidend’. Ook werden er andere bijzondere eigenschappen waargenomen, vooral in het geval van vloeibaar helium.

Om al deze eigenschappen te bestuderen, spanden de geleerden zich in, steeds lagere en lagere temperaturen te bereiken. Nu zij eenmaal beneden de 1° K waren gekomen, hadden zij niet de illusie dat ze met een laatste krachtsinspanning de eindoverwinning konden behalen. In 1906 formuleerde de Duitse natuur- en scheikundige Walther Hermann Nernst (1864-1941) de ‘derde hoofdwet van de thermodynamica’, die als de ‘wet van Nernst’ bekend is geworden. Uit deze derde wet is af te leiden dat het halveren van de absolute temperatuur altijd hetzelfde arbeidsvermogen vergt, onafhankelijk van het beginpunt. Geen enkele hoeveelheid energie is daarom voldoende om het absolute nulpunt te bereiken, zoals het evenmin mogelijk is de snelheid van het licht te bereiken.

Toch achtten de geleerden het van waarde het absolute nulpunt zo dicht mogelijk te benaderen.

De techniek van het laten expanderen van gassen en verdampen van vloeistoffen had in de jaren twintig bij ongeveer 0,5° K haar uiterste grenzen bereikt. Er was iets nieuws nodig.

In 1926 stelden de Nederlandse scheikundige Petrus Josephus Wilhelmus Debije (1884-1966) en de Amerikaanse scheikundige William Francis Giauque (1895), die onafhankelijk van elkaar hadden gewerkt, een nieuwe techniek voor.

In bepaalde stoffen, waaronder het zout gadoliniumsulfaat, treden de metaalatomen - in dit geval gadolinium - als kleine magneetjes op. Bij aanwezigheid van een sterk magnetisch veld groeperen alle atomen zich in één richting, zodat de stof wordt gemagnetiseerd. Als het magnetische veld dan wordt weggenomen, bewegen de atomen zich willekeurig in het rond en verliest het zout zijn magnetische eigenschappen.

Bij deze willekeurige bewegingen absoberen de atomen warmte, en als ze van de omgeving afgeschermd zijn, moeten ze die wel uit de stof zelf opnemen, zodat er een temperatuurdaling inzet. Als gadoliniumsulfaat dus wordt gemagnetiseerd en dan tot de laagst mogelijke temperatuur afgekoeld, waarna het magneetveld wordt verwijderd, zal de temperatuur blijven dalen.

Er was enige tijd nodig om de techniek uitvoerbaar te maken, maar in 1933 bereikte Giauque met het gebruik van gadoliniumsulfaat een temperatuur van 0,25° K. In hetzelfde jaar paste men in Nederlandse laboratoria ceriumfluoride toe om een temperatuur van 0,13° K te bereiken en wist men met ceriumethylsulfaat zelfs tot 0,0185° K te komen. Sindsdien is het met behulp van deze techniek gelukt temperaturen met de minimale waarde van 0,003° K te produceren.

In 1962 wees de Duits-Engelse natuurkundige Heinz London (1907) erop dat atomen helium-3, die immers lichter zijn dan atomen helium-4, sneller bewegen en onevenredig aan de temperatuur bijdragen. Bij zeer lage temperaturen mengen helium-3 en helium-4 zich niet volmaakt, zodat er ‘ontmenging’ plaatsvindt, en men kan bepaalde technieken toepassen om het helium-3 aan het mengsel te onttrekken, waarbij dus tegelijk de meeste warmte wordt verwijderd, zodat de temperatuur van wat er is overgebleven nog verder daalt.

Met een combinatie van de methode van helium-3-afscheiding en ontmagnetisering heeft men temperaturen tot 0,00002° K kunnen bereiken - temperaturen die zich binnen een vijftigduizendste graad van het nulpunt af bevinden.

23 – Helderheid

Magnitude

Veranderingen in temperatuur brengen een aantal effecten teweeg, waarvan we er in dit hoofdstuk één zullen bespreken; een zeer sterk op de voorgrond tredend effect.

Van alle stoffen gaan bij elke temperatuur boven het absolute nulpunt golven van elektromagnetische straling uit. Het beeld van de golflengten is karakteristiek voor een bepaalde temperatuur, zodat de temperatuur van een ver verwijderde ster kan worden vastgesteld uit het beeld van de golflengten die van de ster uitgaan.

In het algemeen komen de golflengten over een zeer uitgestrekt gebied van heel lang tot heel kort voor, met een piek bij een bepaalde tussenwaarde. Naarmate de temperatuur stijgt, verschuiven de golflengten, evenals de piek, naar het kortere - en dus energierijkere - einde van het spectrum.

Bij alle gewone temperaturen, tot ongeveer 600° C, bevindt de straling zich in het gebied van de radiogolven of van de iets kortere microgolven of van de nog kortere infrarode golven. Het gemeenschappelijke kenmerk van al die groepen van straling is dat ze niet door het netvlies van het oog worden waargenomen. Zo kan een blok staal met een temperatuur tussen het absolute nulpunt en 600° C (dus een gebied van duizend graden) koud, warm of zelfs heet aanvoelen, waarbij het zelfs veel te heet kan zijn om aan te raken, en er kan een massale straling van uitgaan, maar onze ogen zullen totaal niets van al die straling merken: In de duisternis zal dat blok staal onzichtbaar voor ons zijn.

Boven de 600° C breidt de straling zich echter geleidelijk naar het zichtbare spectrum uit. Aanvankelijk komen alleen de langste golven van het zichtbare licht in waarneembare mate voor. Aangezien de kleur van het licht door de golflengte wordt bepaald, is de eerste zichtbare straling rood van kleur, zodat het blok staal er dan ‘roodgloeiend’ uitziet. Naarmate de temperatuur stijgt, voegen zich daar steeds kortere golflengten van het licht bij, zodat het voorwerp oranje wordt en uiteindelijk ‘witgloeiend’, omdat het dan alle kleuren van het spectrum omvat. Een voorwerp met de temperatuur van het oppervlak van de zon straalt hoofdzakelijk in het zichtbare lichtspectrum, hoewel de straling van de zon zich eveneens ver in het bereik van de onzichtbare langere golven zowel als in dat van de onzichtbare kortere golven uitstrekt.

Wij denken bij hoge temperaturen gewoonlijk aan een zichtbare gloed, en de enige manier om een zeer heet voorwerp onzichtbaar te houden of te maken is het af te dekken met iets wat kouder is. Zo is het zeer hete inwendige van de aarde alleen onzichtbaar voor ons wegens de omsluiting die door de koele aardkorst wordt gevormd.

(Er bestaan ook lichtbronnen die niet op hoge temperaturen berusten. Vuurvliegjes of glimwormen zijn daar een bekend voorbeeld van. Deze diertjes bezitten organen waarmee ze een groenachtig licht uitstralen, waarbij echter geen meetbare warmte wordt geproduceerd; het gaat hier om een ingewikkeld oxydatieproces.)

Voor de mens bestaat de grote algemene lichtbron hoofdzakelijk uit de zon, waar men bij uitbreiding de maan en de andere hemellichamen aan toevoegt. Daar kwam natuurlijk reeds sedert de oertijd het vuur bij. De mens heeft in de loop van zijn geschiedenis zelf vuren leren aanleggen en handhaven, tot hij dankzij velerlei ontdekkingen en uitvindingen het punt bereikte waarop kunstlicht het licht van alle hemellichamen met uitzondering van de zon zelf in belang ging overtreffen. Toch is de relatieve helderheid van de hemellichamen altijd van groot belang voor de geleerden geweest, wier belangstelling daarvoor tot de huidige dag onverminderd is gebleven.

In de begintijd waren er slechts twee soorten eigenschappen van de sterren die men zonder moderne instrumenten kon bepalen, en dan nog maar heel ruw: positie en helderheid.

De eerste geleerde van wie we weten dat hij de hemelen in kaart trachtte te brengen, waarbij hij de positie van althans een aantal sterren aanduidde, was de Griekse astronoom Hipparchos (190-120 v. Chr.). Omstreeks 130 v. Chr. stelde hij een catalogus van duizendtachtig sterren samen, waarin hij de astronomische breedte en lengte van elke ster aangaf, voor zover hij die zonder klok, telescoop en andere moderne hulpmiddelen kon bepalen.

Ook de andere eigenschap veronachtzaamde hij niet: de helderheid. Hipparchos was de eerste die de verschillende schijnbare lichtsterkten van de sterren met getallen karakteriseerde. Hij verdeelde de sterren in zes klassen. De eerste klasse omvatte de twintig helderste sterren aan de hemel, die hij ‘van de grootte 1’ noemde. De zesde klasse had betrekking op de sterren van de grootte 6; deze waren op een donkere, maanloze nacht voor iemand met scherpe ogen nauwelijks of nog net zichtbaar. Daar tussenin legde hij de grootteklassen 2, 3, 4 en 5.

Zo’n klasse kreeg later de naam ‘magnitude’ (van het Latijnse woord magnitudo, voor ‘grootte’), aangezien men aannam dat alle sterren zich op gelijke afstand aan een vast uitspansel of ‘firmament’ bevonden (het Latijnse woord firmus betekent immers ‘vast’) zodat de sterren die helderder schenen dat alleen deden omdat ze groter waren. De helderste sterren waren dus van de ‘eerste grootte’ of ‘eerste magnitude’, de daarop in helderheid volgende waren van de ‘tweede grootte’ of ‘tweede magnitude’, en zo verder. Dit systeem wordt tot vandaag toe gebruikt.

De indeling van de sterren naar magnitude was in het begin zuiver kwalitatief. Sommige sterren van de eerste grootte zijn duidelijk helderder dan andere van de eerste grootte. Daar werd geen rekening mee gehouden, en evenmin bekommerden de vroege astronomen zich er ernstig om dat de donkerste sterren van de eerste grootte nauwelijks helderder waren dan de helderste sterren van de tweede grootte. In feite zien we voor alle sterren een doorlopende, geleidelijke overgang van de dofste naar de helderste, maar de indeling in afzonderlijke klassen verdoezelt dat feit.

In de jaren dertig van de vorige eeuw ondernam men eindelijk pogingen om het tweeduizend jaar oude systeem van Hipparchos te verbeteren.

In dit opzicht werd baanbrekend werk gedaan door de Engelse astronoom John Herschel (1792-1871), die in het uiterste zuiden van Afrika waarnemingen van de sterren aan de zuidelijke hemel verrichtte. In 1836 bedacht hij een instrument om een klein beeld van de volle maan te verkrijgen, dat helderder of zwakker kon worden gemaakt door de lichtinval in de lens te regelen. Dit stelde hem in staat het beeld dezelfde helderheid te geven als het beeld van een bepaalde ster. Zo wist Herschel de relatieve helderheid van sterren bijzonder nauwkeurig te schatten en kon hij overgangen of nuances vaststellen die kleiner waren dan een hele magnitude.

Het gebruik van de volle maan legde echter beperkingen op aangaande de tijden waarop metingen konden worden verricht en maakte het alleen mogelijk de meer heldere sterren te meten, aangezien het beeld van de zwakkere sterren door het maanlicht als het ware werd uitgewist.

Omstreeks diezelfde tijd echter had een Duitse natuurkundige, Karl August von Steinheil (1801-1870), een soortgelijk apparaat gebouwd waarmee de beelden van twee verschillende sterren naast elkaar konden worden geplaatst en waarvan het ene zwakker of sterker kon worden gemaakt, zodat het bij het bij het ander paste. Nu was het eindelijk mogelijk, de magnituden kwantitatief te meten.

Steinheil meende dat schakeringen van helderheid logaritmisch werden waargenomen, waarmee hij bedoelde dat het oog door verhoudingen van helderheid werd beïnvloed, en niet door feitelijke verschillen: Als ster A driemaal zo helder was als ster B en negenmaal zo helder als ster C, zou ster B in dezelfde mate helderder ten opzichte van ster C lijken als ster A ten opzichte van ster B. In elk van die gevallen was de verhouding drie.

In 1856 betoogde de Engelse astronoom Norman Robert Pogson (1829-1891) dat de gemiddelde ster van de eerste grootte ongeveer honderd keer zo helder is als de gemiddelde ster van de zesde grootte, volgens de zorgvuldige metingen die toen mogelijk waren. Om de vijf intervallen tussen de zes magnituden op precies honderd te laten uitkomen, moet de verhouding van elk van de vijf intervallen gelijk zijn aan de vijfdemachts- wortel van 100 die ongeveer 2,512 is. (Met andere woorden: 2,512 x 2,512 X 2,512 x 2,512 x 2,512 is nagenoeg gelijk aan 100.)

Als we dus een magnitude van 1,0 zodanig kiezen dat deze zich onder de sterren van de eerste grootte min of meer halverwege bevindt, kunnen we met de verhoudingsfactor 2,512 naar beneden gaan. Naarmate er betere lichtsterktemeters ter beschikking kwamen, konden de astronomen magnituden tot op één decimaal nauwkeurig bepalen en in sommige gevallen zelfs een gooi naar de tweede decimaal doen. Van twee sterren die een tiende magnitude van elkaar af liggen is de helderste ongeveer 1,1 maal zo helder als de zwakste, en, als het verschil een honderdste magnitude is, 1,01 maal zo helder.

Dank zij het nieuwe systeem hoeven we ons niet meer tot de vaststelling te beperken dat Pollux en Fomalhaut allebei sterren van de eerste grootte zijn, maar kunnen we zeggen dat Pollux een magnitude van 1,16 heeft, terwijl die van Fomalhaut 1,19 is. We noemen dit helderheidscalibratie.

Toen Pogson zijn schaal van magnituden had opgesteld, waren de sterren van de zesde grootte al lang niet meer de meest lichtzwakke die konden worden waargenomen. De telescoop onthulde sterren die veel lichtzwakker waren, en naarmate de instrumenten werden verbeterd werden er steeds meer sterren ontdekt. Door ons aan het verhoudingsgetal 2,512 te houden, komen we tot sterren van de zevende, achtste, negende grootte en nog verder, waarbij we voor elke ster de waarde bepalen met de nauwkeurigheid die onze instrumenten toestaan.

De beste moderne telescopen laten ons zodanig lichtzwakke sterren zien dat ze, als we ons oog voor het oculair houden, van de twintigste grootte zouden zijn. Als we daar echter een fotografische plaat aanbrengen waarop we het invallende licht laten inwerken, kunnen we sterren tot aan de vierentwintigste grootte ontdekken.

Een ster van de vierentwintigste grootte is achttien magnituden zwakker dan het meest lichtzwakke voorwerp dat we met het blote oog kunnen zien. Volgens de logaritmische schaal betekent dit dat de zwakste ster die de Ouden konden waarnemen ongeveer zestien miljoen maal zo helder is als de meest lichtzwakke ster die wij kunnen zien.

Natuurlijk zijn sommige sterren helderder dan de gemiddelde sterren van de eerste grootte, zodat de magnitude hiervan minder dan 1,0 is (hoe lager het cijfer, des te helderder is de ster immers). Zo heeft Procyon een magnitude van 0,38.

Procyon is echter niet de helderste ster aan de hemel. Een zeer klein aantal sterren heeft zelfs een grotere helderheid dan overeenkomt met de magnitude van 0,00, zodat ze negatieve magnituden hebben. Zo heeft a Centaurus een magnitude van — 0,27, en die van Canopus is — 0,72; de magnitude van Sirius gaat zelfs voorbij de - 1, want die bedraagt -1,42.

Dit betekent dat Sirius, de helderste ster van de traditionele eerste grootte, inderdaad drie magnituden helderder is dan de zwakste ster van de traditionele eerste grootte, namelijk Castor, met een magnitude van 1,58. Sirius is ongeveer zestien keer zo helder als Castor en ongeveer vijftien miljard maal zo helder als de zwakste ster die onze telescopen ons kunnen laten zien.

Zijn er hemellichamen die nog helderder zijn dan Sirius? Inderdaad! Verscheidene planeten zijn helderder dan Sirius, althans van tijd tot tijd. Als de planeet Jupiter op haar helderst aan de hemel staat, bereikt ze een magnitude van —2,5. Mars kan een magnitude van —2,8 bereiken, terwijl Venus - de helderste van alle planeten - een magnitude van —4,3 kan bereiken. Op haar helderst is Venus ongeveer vijftien keer zo helder als Sirius.

Ook dat is nog niet de grens. De maan is nog veel helderder dan Venus, en als de maan vol is, kan ze een magnitude van -12,6 bereiken. Dat betekent dat de volle maan ongeveer tweeduizend maal zo helder is als Venus.

Dan blijft alleen nog de zon over, waarvan de magnitude - 26,91 is. De zon is 525 000 maal zo helder als de volle maan, één miljard maal zo helder als Venus, vijftien miljard maal zo helder als Sirius, en zeker vijfentwintig miljard miljard maal zo helder als het meest lichtzwakke hemellichaam dat we met de telescoop nog kunnen waarnemen.

Aangezien niets in de hemel helderder is dan de zon, en niets lichtzwakker dan de zwakste ster die de telescoop zichtbaar voor ons maakt, althans tot de telescopen nog verder worden geperfectioneerd, hebben we voorlopig in beide richtingen de grens bereikt, waarbij we een reeks van eenenvijftig magnituden hebben doorlopen.

Absolute magnitude

Alle tot nu toe besproken magnituden zijn schijnbare lichtsterkten. De helderheid van een voorwerp, zoals dat door ons wordt gezien, hangt niet alleen van de hoeveelheid licht af die het uitzendt, maar ook van de afstand die het van ons is verwijderd. Een voorwerp dat in absolute zin buitengewoon lichtzwak is, zoals een gloeilamp van honderd watt, lijkt helderder dan de maan als het vlak voor onze ogen wordt geplaatst. Aan de andere kant kan een ster die veel meer licht dan de zon uitzendt zó ver weg zijn, dat we haar zelfs niet door een telescoop kunnen waarnemen.

Om de waarden van de werkelijke helderheid te bepalen en het licht te meten dat een voorwerp werkelijk uitzendt - zijn ‘lichtsterkte’ - zouden we ons dus moeten voorstellen dat alle voorwerpen in kwestie zich op een of andere vaste afstand van ons af bevinden. De daartoe gekozen (willekeurige) afstand is tien parsecs, wat met een afstand van 32,6 lichtjaren overeenkomt. (De kunstterm ‘parsec’ is samengesteld uit parallax en seconde; het is, om precies te zijn, een meeteenheid voor interstellaire ruimte die gelijk is aan een afstand met een heliocentrische parallax van een seconde, of aan 206265 maal de straal van de baan van de aarde, ofwel 3,26 lichtjaren.)

Als de afstand van willekeurig welk lichtgevend voorwerp eenmaal bekend is en als zijn helderheid op die afstand is gemeten, kunnen we berekenen wat zijn helderheid op iedere andere afstand zou zijn. De magnitude die een voorwerp zou hebben als het precies tien parsecs van ons was verwijderd noemen we zijn ‘absolute magnitude’.

Onze zon bijvoorbeeld bevindt zich ongeveer 149500000 kilometer van ons af, hetgeen gelijk is aan een tweehonderdduizendste parsec. Als ze tien parsecs van ons was verwijderd, zou haar afstand twee miljoen maal groter zijn geworden. Haar schijnbare helderheid neemt af met het kwadraat van dat getal, dus vier biljoen maal. Dat betekent dat haar helderheid met ongeveer 31,5 magnituden afneemt. Haar absolute magnitude is dus ongeveer 4,7.

De zon, van een afstand van tien parsecs waargenomen, zou nog zichtbaar zijn, maar zou als een tamelijk lichtzwakke en volkomen onopmerkelijke ster aan de hemel staan.

Sirius staat al 2,65 parsecs van ons af. Op een afstand van tien parsecs zou zijn helderheid bijna drie magnituden zijn afgenomen, en zijn absolute magnitude zou 1,3 bedragen. Sirius zou dan niet meer de helderste ster aan de hemel zijn, hoewel hij nog steeds tot de sterren van de eerste grootte zou behoren.

De absolute magnituden, waarbij afstandsverschillen als factor zijn uitgeschakeld, laten ons zien dat Sirius ongeveer drieeëntwintig maal zo lichtsterk is als de zon: Hij zendt drieëntwintig maal zoveel licht uit.

Sirius is nog lang niet de meest lichtsterke ster. Er bestaan sterren van een veel hogere lichtsterkte. Van alle sterren van de eerste grootte is Rigel het verst van ons verwijderd, namelijk 165 parsecs. Van alle sterren aan het uitspansel is Rigel slechts de zevende in helderheid; hij is ongeveer een kwart zo helder als Sirius. Toch is Rigel ruim zestig keer zo ver van ons verwijderd als Sirius. Om van zo’n afstand niettemin zo’n heldere indruk te maken, moet Rigel wel buitengewoon lichtsterk zijn.

Dat is dan ook inderdaad het geval! De absolute magnitude van Rigel is — 6,2. Op een afstand van tien parsecs zou hij zich nog steeds bijna viermaal zo ver van ons af bevinden als Sirius, maar hij zou dan niet alleen veel krachtiger schijnen dan die ster, hij zou zelfs nog helderder dan Venus aan de hemel staan, namelijk ongeveer zesmaal zo helder. Rigel is dan ook duizendmaal zo lichtsterk als Sirius en 23 000 maal zo lichtsterk als de zon.

Rigel is de meest lichtsterke ster die we in onze eigen Melkweg kennen, maar er zijn nog andere melkwegstelsels. De Grote Kaapwolk, ook Grote Magellaanse of Magalhaese Wolk of Vlek genoemd, is een der sterrenstelsels, zichtbaar in het zuidelijke hemelhalfrond, die het dichtst bij de Melkweg liggen en om verschillende redenen als satellieten of wachters daar van kunnen worden beschouwd. Daarin bevindt zich het sterrenbeeld de Goudvis, waarvan de ster genaamd S Doradus deel uitmaakt. Deze is te zwak om zonder telescoop te worden waargenomen, maar ze is ongeveer 45 000 parsecs van ons verwijderd, zodat de astronomen zich - gezien haar afstand - over haar helderheid verbaasden. S Doradus blijkt een absolute magnitude van — 9,5 te hebben, waardoor ze ongeveer eenentwintig maal zo lichtsterk als Rigel is en bijna vijfhonderdduizend keer zo lichtsterk als de zon.

Als S Doradus de plaats van onze zon zou innemen, zou een planeet die er op zeventien keer de afstand van Pluto omheen cirkelde haar even helder zien schijnen als wij onze zon zien schijnen.

S Doradus is de meest lichtsterke stabiele ster die we kennen. Dag na dag, eeuw na eeuw, zendt ze meer licht uit dan enige andere ster. Niet alle sterren zijn echter stabiel. Nu en dan exploderen er sterren, waarbij ze enorm in lichtkracht toenemen, ook al is dat dan tijdelijk.

De waarde van die toename hangt van de grootte van de ster af. Hoe meer massa de ster bezit, des te ontzaglijker de explosie. De onvoorstelbaar grootse explosie van een ‘supernova’ kan een enkele massieve ster gedurende zeer korte tijd op een absolute magnitude van ongeveer -19 brengen.

Zo’n supernova zal kortstondig met een lichtkracht schijnen die zesduizend maal zo hoog is als die van S Doradus en ongeveer tien miljard maal die van de zon. Zelfs op een afstand van tien parsecs zal ze driehonderdzestig maal zo helder als de volle maan schijnen en een duizendste maal zo helder zijn als onze zeer nabije zon.

Hebben we nu de bovenste grens van de lichtkracht bereikt? Neen!

Een supernova is slechts een enkele ster. Zouden we de lichtsterkte van een groep sterren niet kunnen onderzoeken?

Een tweetal sterren, die zich redelijk dicht bij elkaar bevinden, ziet er van een afstand als een enkele ster uit. Als de twee sterren van gelijke helderheid zijn, is de combinatie 0,75 magnitude helderder dan elke ster op zichzelf.

Dubbelsterren komen zeer veel voor, en zelfs systemen van drie of vier sterren zijn niet buitengewoon zeldzaam. Ook komen sterren in zeer grote verzamelingen voor. In de halo van onze Melkweg bevinden zich ongeveer 125 ‘bolvormige sterrenhopen’, bolronde verzamelingen van tienduizenden tot verscheidene honderdduizenden sterren, die allmaal dicht opeengepakt zijn (althans volgens de normen van onze eigen omgeving van sterren).

Laten we nu eens een bolvormige sterrenhoop beschouwen die uit een miljoen sterren bestaat, waarvan elk de lichtsterkte van onze zon heeft. Een dergelijke enorme concentratie van sterren, ook wel ‘sterrencluster’ genoemd, zou niettemin slechts tweemaal zo lichtsterk als de enkele ster S Doradus zijn. Eén reusachtige supernova kan een schijnbare helderheid bereiken die drieduizend maal zo groot is als die van een grote bolvormige sterrenhoop. Geen enkele bolvormige sterrenhoop bereikt dus een record van lichtsterkte.

Een melkwegstelsel heeft echter een kern die het equivalent van een bolvormige sterrenhoop van enorme omvang is. Het middelste gedeelte van onze eigen Melkweg is een sterk geconcentreerde sterrenhoop die in totaal honderd miljard maal zoveel licht als onze zon uitzendt. Men heeft kunnen berekenen dat zijn absolute magnitude — 22,8 is. (De rest van de Melkweg, buiten de kern, bevat relatief verspreid liggende sterren, en als de helderheid daarvan wordt meegeteld, zou de algehele waarde van de absolute magnitude — 22,9 kunnen bereiken.)

Is dat dan het record? De galactische kern schijnt met een lichtsterkte die ruim driemaal zo groot is als die van een supernova op haar hoogtepunt van helderheid. Ook zijn er nog grotere melkwegstelsels dan het onze, die tienmaal de massa van het onze hebben en een absolute magnitude van — 25.

Er zit echter een verborgen moeilijkheid in deze berekening van de absolute magnitudes van bolvormige sterrenhopen en van melkwegstelsels, want het gaat hier om enorme uitgestrektheden. Een grote bolvormige sterrenhoop zou overdwars tot honderd parsecs meten, terwijl een galactische kern overdwars een uitgestrektheid van vijfduizend persecs kan hebben. De absolute magnitude kan worden berekend, maar kan niet op de normale manier worden ervaren of waargenomen.

Als we ons het middelpunt van een bolvormige sterrenhoop of van de kern van een melkwegstelsel op een afstand van tien parsecs voorstellen, bevinden we ons midden in zo’n ontzaglijke verzameling. We zouden sterren overal rondom ons zien en zouden niet het besef van een gecombineerde totale helderheid hebben, evenmin als een dergelijk besef in onze eigen Melkweg tot ons doordringt.

We zouden natuurlijk een miljoen parsecs als afgesproken afstand voor het meten van helderheid kunnen gebruiken, in welk geval we zouden zien dat een groot melkwegstelsel krachtiger zou schijnen dan iedere afzonderlijke ster onder alle omstandigheden. Alle hemellichamen die we op die afstand (zelfs door een grote telescoop) zouden waarnemen zouden dan echter buitengewoon lichtzwak en nauwelijks indrukwekkend lijken.

Als we helderheid van een intensiteit zoeken die de helderheid van een supernova nog te boven gaat, moeten we vragen of er iets bestaat wat er op een afstand van tien parsecs als één enkel voorwerp vam redelijk kleine afmetingen zou uitzien en zich van dag tot dag zonder onderbreking krachtiger zou schijnen dan een supernova.

Iets van dien aard bestaat inderdaad. Wat wij ‘quasars’ noemen zijn blijkbaar galactische kernen die dermate dicht geconcentreerd en dermate lichtsterk zijn dat ze (met behulp van telescopen) op afstanden van honderden miljoenen parsecs kunnen worden gezien. Een typische quasar heeft, naar men meent, een middellijn van misschien ‘slechts’ een halve parsec, en toch straalt hij met de helderheid van honderd melkwegstelsels zoals het onze.

Een halve parsec is een indrukwekkende afstand: ongeveer twaalf miljoen maal de middellijn van onze zon en ruim duizend keer de middellijn van de baan van Pluto. Een quasar, op een afstand van tien parsecs van ons af geplaatst, zou een schijnbare diameter van bijna drie graden overdwars hebben. Dat is ongeveer zesmaal de schijnbare diameter van onze zon of van de volle maan, maar we zouden hem nog steeds als één enkel voorwerp in helle gloed zien, ongeveer zoals we onze eigen zon van de oppervlakte van de planeet Mercurius af zouden waarnemen. (Er zouden ook afzonderlijke sterren buiten die hel stralende kern zijn, maar wat helderheid aangaat zouden ze geen rol van betekenis spelen.)

De gemiddelde quasar moet dus een absolute magnitude van —28 hebben. Zélfs op een afstand van tien parsecs zou hij ongeveer tweemaal zo helder schijnen als de zon in onze hemel, hoewel de quasar zich twee miljoen maal zo ver weg bevindt.

Maar hoe helder is de helderste quasar?

In 1975 bestudeerden twee aan de Harvard-Universiteit verbonden sterrenkundigen archieifoto’s van de quasar 3C279. Deze schijnt gewoonlijk met een schijnbare magnitude van 18, maar destijds, in 1937 (toen niemand wist dat de schijnbaar zwakke en opmerkelijke ster in feite een ontzaglijke en buitengewoon verre quasar was), bereikte hij kortstondig een schijnbare magnitude van 11.

Een helderheid van de elfde grootte op een afstand van ongeveer twee miljard parsecs grenst aan het ongelooflijke. Op zijn hoogtepunt straalde 3C279 met het licht van tienduizend gewone melkwegstelsels, en men heeft berekend dat zijn absolute magnitude daarbij een piek van -31 bereikte.

Als we ons 3C279 op een afstand van tien parsecs van ons verwijderd voorstellen, zou hij met een helderheid schijnen die veertigmaal zo groot zou zijn als die van onze zon zoals wij die nu waarnemen. Een quasar als 3C279 kan onze zon dus honderd biljoen maal in lichtsterkte overtreffen en is dan vijfhonderd miljoen maal zo helder als S Doradus, of zestigduizend maal zo helder als een enorme supernova op haar hoogtepunt.

En dat is dan het meest lichtsterke voorwerp dat ons tot nog toe bekend is.

In dit boek heb ik de verruiming van de horizon van het menselijke weten en kunnen op een aantal belangrijke gebieden gevolgd, een verruiming die de mens door vermetelheid zowel als door zijn vorderingen in de wetenschappen heeft teweeggebracht. Ook andere grenzen zijn intussen verlegd, waarbij we slechts hoeven te denken aan nieuwe inzichten over magnetisme, viscositeit, hoekmomentum en dergelijke, maar de in dit boek besprokene zijn voldoende om de mensheid in haar meest schitterende menselijkheid te tonen in haar rusteloze pogen tot de grenzen van het mogelijke in alle richtingen voorwaarts te streven.

Table of Contents

Inleiding

Deel I – De grenzen van de ruimte

- 1 – Het oostelijk halfrond

- Prehistorie
- De eerste reizen te land
- Zeereizen in de oudheid
- Zeereizen in de middeleeuwen
- Zeereizen in het Oosten

- 2 – De wereld als geheel

- De kusten van Afrika
- De Nieuwe Wereld
- Rondom de wereld
- De Grote Oceaan
- De kust van het Noordpoolgebied

- 3 – Het binnenland van de continenten en de poolgebieden

- Het binnenland van Noord-Amerika

- Het binnenland van Zuid-Amerika en Australië

- Het binnenland van Afrika
- Het oostelijke Noordpoolgebied
- Het westelijke Noordpoolgebied
- De Antarctische Oceaan
- Antarctica

- 4 – Hoogte- en dieptepunten op aarde

- Bergen
- Beklimmingen van de Alpen
- Na de Alpen
- Grotten

- 5 – De oceaan

- Oppervlaktelagen van het water
- De diepten van de zee
- De zeebodem
- Diepzeevaartuigen

- Intermezzo – De grenzen van de getallen

- Grote getallen

- Kleine getallen

- 6 – Onder de aardoppervlakte

- De vaste aardkern

- Aardbevingen

- 7 – De dampkring van de aarde

- Boven de aardoppervlakte
- De zwevende mens
- De vliegende mens
- De bovenste lagen van de dampkring
- Radiogolven en elektronen

- 8 – De ballon voorbijgestreefd

- Actie en reactie
- Voorlopers van de raket
- Experimentele raketten
- De opmars van de raketten

- 9 – De ruimte in

- De eerste satellieten
- De mens in de baan
- De maansondes
- De mens reikt naar de maan

- 10 – Het binnenste zonnestelsel

- De reddende ruimte
- Venus
- Mercurius
- Mars

- 11 – Mars en de werelden daarbuiten

- Vestigingen in de ruimte
- Jupiter
- De buitenste planeten
- Kometen

- 12 – De sterren

- Afstand van de sterren
- De lichtbarrière
- Beneden de lichtbarrière
- Kustvaart in de ruimte

Deel II – De grenzen van de tijd

- 13 – Het tijdsbestek van de geschiedenis

- De kalender
- Levensduur
- Chronologie
- Historische tijden

- 14 – De ouderdom van de aarde

- Uniformitarianisme
- Het behoud van arbeidsvermogen
- Radioactiviteit
- Het ontstaan van het zonnestelsel

- 15 – De alomvattende tijd

- Het uitdijende heelal
- De dood van de zon
- De dood van het heelal
- Het samentrekkende heelal

- 16 – Momenten van de tijd

- Tot binnen de seconde
- Halveringstijden
- Reizen in de tijd

- 17 – Snelheid

- Levende wezens

- Onbezielde voorwerpen

Deel III – De grenzen van de stof

- 18 – Massa, groot en klein

- Levende reuzen
- Van de aarde naar het heelal
- Tot aan de cellen
- Tot aan de bacteriën
- Tot aan de virussen

- 19 – Atomen en kleiner

- De deelbaarheid van de stof
- Atoomgewichten
- De grootte van de atomen
- Elektronen
- De atoomkern
- Neutrino’s

- 20 – Dichtheid en druk

- De oude dichtheidswaarden
- De moderne dichtheidswaarden
- Drukkingen op aarde
- Drukkingen buiten de aarde
- Naar het luchtledige toe

Deel IV – De grenzen van de energie

- 21 – Hoge temperaturen

- Smelt- en kookpunten
- Planeten en sterren
- Inwendige temperaturen

- 22 – Lage temperaturen

- Planeetoppervlakken
- Het vloeibaar maken van gassen
- Naar het absolute nulpunt

- 23 – Helderheid

- Magnitude

- Absolute magnitude