Syllabus_1AAVS1_2015-2016

Plaats de in de PowerPoint-presentatie getoonde historische kaarten in chronologische
volgorde.

Oud Recent
…………
………… ………… …………

Geef de auteur van de in de PowerPoint-presentatie getoonde kaarten en plaats ze in de
juiste tijdsperiode.

1. ………………………………………………………………………………………………………………………………

2. ………………………………………………………………………………………………………………………………

3. ………………………………………………………………………………………………………………………………

1.6.9 Vernieuwingen in de 20e en 21e eeuw

Vanaf de 20e eeuw maakt men in de cartografie steeds meer gebruik van satelliet-
opnames. Geostationaire satellieten beschrijven een equatoriale baan op 36.000 m
hoogte en meten voor elke pixel van het zichtbaar licht, het infrarode licht en de
microgolven, of kortweg de elektromagnetische straling. Deze pixelwaarden worden
digitaal opgeslagen in een ontvangststation, waar zij tot beelden worden omgezet.
Voorbeelden van dergelijke satellieten zijn de Landsat-satelliet, met een pixelgrootte van
30 op 30 m, en de SPOT-satelliet, met een pixelgrootte van 10 op 10 m.

Ook de computercartografie doet zijn intrede. Dit is kaartproductie ondersteund door
informatica. Hiertoe behoren Geografische InformatieSystemen (GIS), d.i. computer-
ondersteunde visualisatie, beheer, raadpleging en analyse van geografische data.

Tot slot is er ook de opkomst van satellietplaatsbepalingssystemen, zoals het
Amerikaanse Global Positioning System (GPS). Dit is een navigatiesysteem uit 24
satellieten die in een baan om de aarde draaien, waarmee de gebruiker zijn positie kan
bepalen. Elke satelliet zendt signalen uit met info over zijn positie en tijdstip waarop de
signalen vertrokken zijn. Het GPS-toestel van de gebruiker meet het tijdsverschil tussen
uitzenden van de signalen en ontvangen ervan, en met dit tijdsverschil berekent het
toestel de afstand tussen de satelliet en de gebruiker. Als het GPS-toestel van minstens
vier satellieten signalen ontvangt, kan de positie van de gebruiker bepaald worden.

Europa lanceert eindelijk eigen GPS3

20 oktober 2011 was een mijlpaal voor de Europese ruimtevaart. Op die dag werden op de
Europese ruimtevaartbasis Kourou in Frans-Guyana eindelijk twee satellieten gelanceerd die
de basis vormen van het Europese navigatiesysteem Galileo, de tegenhanger van het
Amerikaanse GPS. (…) In 2012 werden satellieten nummer 3 en 4 gelanceerd en kon het
navigatiesysteem succesvol getest worden. Om Galileo helemaal operationeel te maken,
moeten in totaal echter 30 kunstmanen worden gelanceerd. Dit is gepland voor 2014.

3 Bron: (Somers, 2011)

1 AA VS 1 51 © 2015 Arteveldehogeschool

1.6.10 Thematische kaartseries in de laatste 150 jaar

Naast topografische kaarten werden er sinds het einde van de 19e eeuw ook thematische
kaarten opgemaakt.

1.6.10.1 Indeling naar de aard van de data
Naar gelang de aarde van de data worden de volgende thematische kaarten
onderscheiden:

Inventarisatiekaarten: Dit zijn kaarten waarop de verspreiding van bepaalde specifiek
geïnventariseerde verschijnselen worden weergegeven. Voorbeelden zijn talrijk:
reliëfkaarten, bodemkaarten, geomorfologische kaarten, etc.

Analytische kaarten: Dit zijn kaarten waarop bepaalde aspecten van één verschijnsel
worden weergegeven. Denk hierbij aan een bodemgeschiktheidskaart voor intensieve
groententeelt.

Geografische synthesekaarten: Op deze synthesekaarten worden geografische
studies die nieuwe informatiegegevens presenteren voorgesteld. De kaart met de
geografische streken van België is zo’n kaart.

Cartografische synthesekaarten: Op deze synthesekaarten worden meerdere
informatiegegevens van een complex verschijnsel voorgesteld. Een voorbeeld van een
dergelijke synthesekaart is het Ruimtelijk Structuurplan Vlaanderen (RSV).

1.6.10.2 Indeling naar de voorstellingswijze van de data
Naar gelang de indeling van de voorstellingswijzen worden de volgende thematische
kaarten onderscheiden:

Figuratieve kaarten: Dit zijn kaarten waarop gegevens van kwantitatieve of
kwalitatieve aard van locaties met symbolen zijn voorgesteld. Vaak zijn dit associatieve
figuratieve symbolen.

Stippenkaarten: Dit zijn thematische kaarten waarbij de verspreiding van
kwantitatieve verschijnselen door middel van eenheidspuntsymbolen wordt
voorgesteld. Aan een eenheidspuntsymbool wordt een vaste waarde toegekend, zodat
men in functie van de grootte van het weer te geven verschijnsel een aantal stippen
op de kaart kan plaatsen.

Isolijnenkaarten en isopletenkaarten: Isolijnenkaarten stellen met behulp van
isolijnen de spreiding van een kwantiteit voor die continu in grootte verandert, zoals
neerslag en temperatuur, en gemeten werd in meetpunten. Een isolijn is een lijn die
punten met gelijke waarden voor een bepaald verschijnsel met elkaar verbindt. Een
isopleet is een lijn die punten met een gelijke waarde, waarvan de ligging bepaald is
op basis van in telgebieden gemeten verschijnselen, met elkaar verbindt. Een dusdanig
verschijnsel stelt geen absolute waarden voor, maar relatieve waarden die betrekking
hebben op een geografische eenheid.

1 AA VS 1 52 © 2015 Arteveldehogeschool

Choropletenkaarten: Deze kaarten stellen met behulp van verschillen in grijswaarde
de spreiding van een kwantitatief aspect voor binnen begrensde gebieden.

Chorochromatische kaarten: Chorochromatische kaarten, of ook mozaïekkaarten
genoemd, stellen de spreiding van een kwalitatief aspect voor. De polygonen bakenen
zones af met zelfde kwalitatieve eigenschappen.

Bewegingskaarten of fluxkaarten: Bewegingskaarten of fluxkaarten stellen de route,
richting en omvang van een beweging voor. Deze beweging wordt voorgesteld met
lijnen of pijlen waarbij meestal de dikte de kwantiteif voorstelt.

Cartogrammen en (carto)diagramkaarten: Dit zijn speciale vormen van thematische
kaarten. Het zijn voorstellingen waarbij een kaart als referentiekader dient. De
voorstelling van de veelal kwantitatieve eigenschappen of veranderingen worden met
behulp van diagrammen op de voorgrond geplaatst. De verschijnselen worden met de
diagrammen op bepaalde plaatsen op de kaartachtergrond voorgesteld. Bij
cartogrammen is de cartografische achtergrond sterk gegeneraliseerd.

Anamorfosekaarten: Dit zijn kaarten waarbij er geen meetkundige juiste relatie is
tussen de weergegeven en de werkelijke posities en/of oppervlakken. De weergegeven
posities of oppervlakken op de kaart zijn aan een vervorming te wijten verschillend van
de cartografische projecties, bijvoorbeeld aan een parameter zoals het aantal mensen
dat in dat gebied woont.

Benoem de in de PowerPoint-presentatie getoonde thematische kaarten naar
voorstellingswijze.

1. ………………………………………………………………………………………………………………………………

2. ………………………………………………………………………………………………………………………………

3. ………………………………………………………………………………………………………………………………

1.7 Voorbeeldexamenvragen
Hieronder zijn een aantal voorbeeldexamenvragen geformuleerd over dit hoofdstuk. Voor
de figuren wordt verwezen naar de PowerPoint-presentatie van dit subhoofdstuk.

1. Bron 1 (zie PPT) toont een deel van de topografische kaart van het centrum van Gent.
- Noteer de correcte benaming van deze kaart indien de kaartschaal 1:10.000 zou zijn.

Kies uit: Gent 22, Gent(Noord) 22/1N, Gent-Destelbergen 22/1-2, Gent-Kortrijk 105.
- Bepaal de ligging van de Vrijdagsmarkt (kruis) op 0,1 km nauwkeurig in het UTM-grid.
- Bepaal de Lambertcoördinaten van de Sint-Baafskathedraal op 0,1 km nauwkeurig.
- Bepaal de meridiaanconvergentie voor dit deel van de topografische kaart.

1 AA VS 1 53 © 2015 Arteveldehogeschool

2. Bron 2 (zie PPT) toont statistieken over de neerslag van de laatste vijf zomers in België.
- Bereken de standaardafwijking voor deze vijf zomers (tot op 1 mm nauwkeurig).
- Is dit een normale neerslagverdeling? Motiveer je antwoord!
- De grafiek in bron 3 (zie PPT) plaatst deze neerslaghoeveelheden tegenover de

klimatologisch normaalwaarde. Benoem deze soort grafiek zo precies mogelijk.

3. Bron 4 (zie PPT) toont een memoschets van Waregem die een student maakte voor zijn
kaartenset. Bewijs dat deze student de cartografische afspraken niet onder de knie heeft
door vier cartografische afspraken te formuleren waartegen de student een fout maakte.

4. In de tabel hieronder wordt de indeling van de kaartprojecties getoond volgens het vlak
waarop geprojecteerd wordt, met de grafische voorstelling ervan, een tekening van het
patroon van meridianen en parallellen en enkele voorbeelden van bestaande projecties.
- Maak de juiste combinaties van de benamingen van de kaartprojectie, de grafische

voorstelling, de tekening van meridianen en parallellen en een voorbeeldprojectie.
Duid deze combinaties aan door pijlen te tekenen tussen de verschillende kolommen.
- Kleur op de drie tekeningen die het patroon van meridianen en parallellen weergeven
de kaartdelen die (bijna) correct voorgesteld worden in het groen en de kaartdelen
met sterke vervormingen in het rood.

Cilinder- Lambert-
projectie projectie

Kegel- Mercator-
projectie projectie

Azimutale Winkel-
Projectie tripel-
projectie

5. In bron 5 (zie PPT) wordt een kaartafbeelding getoond.
- Benoem de kaart naar aard van het projectievlak.
- Geef aan of de kaart equivalent, equidistant, conform, afylactisch is.
- Benoem de kaart naar de auteur van de gebruikte projectie.
- Geef de beste toepassing voor de kaart. Kies uit: toeristische routekaart voor RyanAir,

stippenkaart bevolkingsdichtheid in de Himalaya, trektocht met kaart en kompas van
Zuid-Afrika naar Egypte, stippenkaart bevolkingsdichtheid in Latijns-Amerika,
uitgebalanceerd wereldbeeld, fietstocht met kaart en kompas doorheen Rusland.

1 AA VS 1 54 © 2015 Arteveldehogeschool

6. Bron 6 (zie PPT) toont een kaart van een erg reliëfrijk gebied.
- Geef de naam van het referentievlak waartegenover de hoogtes op deze kaart worden

uitgedrukt.
- Geef aan op welke hoogte dit referentievlak zich bevindt ten opzichte van het nulpeil

Zéro D te Oostende.
- Op deze kaart wordt de hoogte kwantitatief uitgedrukt. Noem echter een kwalitatieve

hoogtevoorstellingsmethode waarbij men gebruikt maakt van perspectiefwerking.
- Benoem de reliëfvormen die je herkent bij de nummers 2, 4 en 8.

7. In bron 7 (zie PPT) worden verschillende historische kaarten getoond.
- Plaats deze kaarten in chronologische volgorde, van oud naar jong.
- Geef de auteur van de kaarten A en D.
- Benoem het soort kaarten zoals de kaarten B en C.

1 AA VS 1 55 © 2015 Arteveldehogeschool

1 AA VS 1 56 © 2015 Arteveldehogeschool

2 KOSMOGRAFIE

De te verwerven competenties en leerdoelen voor dit hoofdstuk zijn:

De zon, de sterren en de planeten situeren op de hemelsfeer
De schijnbare dagelijkse en jaarlijkse beweging van de hemelsfeer begrijpen vanuit de
kennis van de aardrotatie en aardrevolutie
De bewijzen, de eigenschappen en de gevolgen van de aardrotatie verwoorden
De bewijzen, de eigenschappen en de gevolgen van de aardrevolutie verwoorden
De bewegingen van de aarde gebruiken om zich te oriënteren in tijd en ruimte
De klimatologische gevolgen van de bewegingen van de aarde omschrijven
De ontstaansgeschiedenis van de maan reconstrueren
Het uitzicht van het maanoppervlak, de oorzaken en de gevolgen ervan verwoorden
De kenmerken van maanrotatie en -revolutie beschrijven
De eigenschappen van de getijdenwerking afleiden uit een getijdentabel en de
gevolgen van de veroorzakende krachten tekenen en benoemen
De oorzaken en specifieke kenmerken van de schijngestalten van de maan onder
woorden brengen
De voorwaarden en karakteristieken van maansverduisteringen en zoneclipsen
begrijpen vanuit de bewegingen van maan en aarde

2.1 Waarnemen van de sterrenhemel

2.1.1 Inleiding

Wanneer we zowel ’s nachts als overdag, van dag tot dag maar ook van jaar tot jaar, het
heelal aanschouwen, dan merken we een dagelijkse en ook jaarlijkse beweging van de
zon, de sterren, de maan en de planeten op.

2.1.2 Standpunt van de waarnemer

Om de bewegingen in het heelal en de positie van hemellichamen te beschrijven, kan
men twee standpunten innemen:

Het eerste standpunt is dat van een waarnemer die zich buiten de aarde bevindt en
die als het ware tussen de sterren zweeft. Hierbij moet er geen rekening gehouden
worden met de beweging van de aarde zelf en staat de waarnemer stil. Dit standpunt
is bijgevolg meestal duidelijker en eenvoudiger.

Het tweede standpunt is dat van een waarnemer die zich ergens op aarde bevindt, en
waarbij men dus uitgaat van geocentrisme. De bewegingen die deze waarnemer ziet,
zijn bijgevolg een combinatie van de bewegingen van de hemellichamen die

1 AA VS 1 57 © 2015 Arteveldehogeschool

bestudeerd worden en de beweging van de aarde ten opzichte van die hemellichamen.
Dit standpunt leidt tot meer complexe waarnemingen omdat de waarnemingsplaats
zelf ook mee beweegt.

Doordat onze waarnemingsplaats zich nu eenmaal ergens op aarde bevindt, wordt bij
voorkeur gekozen voor het geocentrische standpunt om de bewegingen in het heelal te
beschrijven. Hierbij wordt dan uitgegaan van een waarnemingsplaats in een open
landschap, met de horizon als scheiding tussen hemel en aarde. Deze hemel wordt dan
als een koepel of een halve bol gezien door de waarnemer, die zich in het centrum van
die koepel bevindt. Men kan zich hierbij dan voorstellen dat die hemelkoepel onder de
horizon doorloopt en voor de waarnemer niet zichtbaar is. Een waarnemer van de
sterrenhemel heeft dus de indruk dat hij zich in het centrum van de hemelbol bevindt,
waarvan hij, door de aanwezigheid van de aarde, slechts het bovenste gedeelte kan zien.

Wat voor de waarnemer opvalt aan de hemel, is de zon, haar dagelijkse beweging van
opkomst en ondergang en dus dag en nacht tot gevolg, haar jaarlijkse beweging met
seizoenen tot gevolg, de maan, haar schijngehalten en de sterren.

2.1.3 Bijzondere lijnen en cirkels in de hemelsfeer

2.1.3.1 Bijzondere lijnen in de hemelsfeer
De bijzondere lijnen in de hemelsfeer zijn:

De aardas: Dit is de lijn waarrond de aarde dagelijks roteert.

De hemelas: Dit is een denkbeeldige lijn, die door het middelpunt van de aarde gaat
en waarrond de hemelsfeer een schijnbare dagelijkse beweging beschrijft.

De hemelpolen: Dit zijn de snijpunten van de hemelas met de hemelsfeer.

De verticale van een plaats of de plaatselijke verticale: Dit is de lijn die op de
waarnemingsplaats loodrecht op het horizonvlak staat. Ze wordt aangeduid door de
richting van het schietlood in die plaats en verbindt het standpunt van de waarnemer
met het middelpunt van de aarde. Deze verticale snijdt de hemelbol in het punt recht
boven de waarnemingsplaats. Dit punt wordt het zenit genoemd. Het tegenpunt van
het zenit op de voor ons onzichtbare helft van de hemelbol heet het nadir.

2.1.3.2 Bijzondere cirkels in de hemelsfeer
Wat betreft de cirkels in de hemelsfeer, wordt er een onderscheid gemaakt tussen grote
cirkels en kleine cirkels.

Grote cirkels zijn cirkels die dezelfde straal hebben als de bol. Een grote cirkel ontstaat bij
de doorsnijding van de bol met een vlak door het middelpunt van de bol. Elke grote cirkel
heeft twee polen op de bol. De polen zijn twee punten op het boloppervlak, die precies
even ver van alle punten van de grote cirkel verwijderd zijn. Als de grote cirkel beschouwd
wordt als de doorsnede van de bol met een vlak, dan zijn de polen de snijpunten van de

1 AA VS 1 58 © 2015 Arteveldehogeschool

bol met de rechte die door het middelpunt van de bol gaat, en die loodrecht op het
snijvlak staat. De grote cirkels in de hemelsfeer zijn:

De hemelevenaar: Dit is de grote cirkel loodrecht op de hemelas.

Een hemelmeridiaan: Dit is een meridiaan die door beide hemelpolen gaat.

De meridiaan van een ster: Dit is de hemelmeridiaan die door die ster gaat.

De hemelmeridiaan van een plaats: Dit is de hemelmeridiaan die door zenit en nadir
van die plaats gaat.

Een verticaalcirkel: Dit is een grote cirkel die door zenit en nadir gaat en dus de
verticale als middellijn heeft.

De astronomische horizon: Dit is de grote cirkel die loodrecht staat op de verticale in
het middelpunt van de aarde.

De ecliptica: Dit is een grote cirkel die met de hemelevenaar een hoek maakt van
23°27'. Het is de schijnbare jaarlijkse baan van de zon rond de aarde. De snijpunten
met de hemelevenaar zijn lentepunt en herfstpunt.

Kleine cirkels zijn cirkels met een straal kleiner dan die van de bol. Een kleine cirkel
ontstaat bij doorsnijding van de bol met een vlak dat niet door het middelpunt gaat. Als
een grote en een kleine cirkel beschouwd worden, die evenwijdige snijvlakken met het
boloppervlak hebben, dan noemt men de kleine cirkel een parallelcirkel van de grote
cirkel. De belangrijkste kleine cirkels in de hemelsfeer is de ware horizon. Dit is de kleine
cirkel waarvan het vlak loodrecht staat op de verticale in het standpunt van de
waarnemer.

2.1.4 Plaatsbepaling op aarde

2.1.4.1 Algemene plaatsbepaling op een bol
Een afstand tussen twee punten op een bol is een booglengte. Bij een bol kan echter ook
met hoeken gewerkt worden in plaats van met echte afstanden. De afstand tussen twee
punten op de bol wordt dan bekomen door elk van de punten met het middelpunt van de
bol te verbinden. De hoek tussen de twee verbindingslijnen vormen de afstand tussen de
beide punten op de bol, of anders gezegd, de afstand tussen twee punten op een bol is
gelijk aan de hoek tussen de stralen naar deze beide punten. De kortste afstand tussen
twee punten op een bol is dus een boog langs de grote cirkel door deze twee punten.

Voor hoeken gebruikt men de definities van hoekmaat:

Een volle hoek = 360 graden = 360°
1° = 60 boogminuten = 60'
1’ = 60 boogseconden = 60"

1 AA VS 1 59 © 2015 Arteveldehogeschool

In de sterrenkunde gebruikt men soms ook tijdmaat:

Een volle hoek = 24 uur = 24 h
1 h = 60 minuten = 60 min
1 min = 60 seconden = 60 s

Uit de gelijkheid dat 24u gelijk is aan 360°, kan afgeleid worden dat:
1h = 15° => 1° = 4 min => 1 min = 15' => 1’ = 4 s => 1 s = 15" => 1” = 1/15 s

2.1.4.2 Plaatsbepaling op de aardbol (geografische coördinaten)
Door elke plaats op de aardbol gaat juist één meridiaan en één breedteparallel. Elke plaats
op aarde heeft dus één stel geografische coördinaten, bestaande uit een
breedtecoördinaat en een lengtecoördinaat.

De referentiebreedtecirkel voor de plaatsbepaling op aarde is de aardevenaar of de
aardequator. De meridiaan van Greenwich, een plaats nabij Londen waar lange tijd het
Engelse Royal Observatory gevestigd was, ook wel de nulmeridiaan genoemd, is de
referentiemeridiaan voor de plaatsbepaling op aarde.

De geografische breedte ϕ van de plaats is de hoek gemeten langs de aardmeridiaan
door die plaats tussen de aardevenaar en de breedteparallel door die plaats. De
breedte wordt geteld van 0 tot 90 graden, positief op het noordelijk halfrond
(noorderbreedte N) en negatief op het zuidelijk halfrond (zuiderbreedte S).

De geografische lengte λ van de plaats is de hoek gemeten op de evenaar tussen de
meridiaan van Greenwich en de meridiaan van die plaats. De lengte wordt gemeten in
graden, negatief ten westen van Greenwich (westerlengte, WL of W) en positief ten
oosten van Greenwich (oosterlengte, OL of E). De lengte wordt ook wel uitgedrukt in
tijdmaat. De geografische coördinaten kunnen afgelezen worden op de topografische
kaarten en ze worden ook voor vele GPS-toepassingen gebruikt.

Verduidelijk met behulp van de onderstaande wereldbollen de geografische coördinaten
van Gent.

1 AA VS 1 Figuur 19: Geografische coördinaten

60 © 2015 Arteveldehogeschool

2.1.5 Plaatsbepaling op de hemelsfeer

2.1.5.1 Plaatsbepaling op de lokale hemelsfeer (horizoncoördinaten)
Elke plaats aan de hemelsfeer kan beschreven worden vanuit een standplaats in de lokale
hemelsfeer door middel van horizoncoördinaten of ook horizontale coördinaten. De twee
horizoncoördinaten zijn:

Het azimut a: Dit is de boog gemeten langs de astronomische horizon, vanaf het
zuidpunt S, in wijzerzin van zuid over west en noord tot oost, tot de verticaalcirkel die
door de ster gaat. In de zeevaart wordt het azimut soms vanaf het noordpunt N
gemeten. Het azimut varieert van 0° tot 360°.

De hoogte h4: Dit is de boog op de verticaalcirkel door de ster, gemeten vanaf de
horizon naar het zenit toe tot aan de ster. Voor sterren onder de horizon wordt de
hoogte negatief gerekend. De hoogte is dus van 0° tot 90°, positief of negatief.

Verduidelijk op de onderstaande (lokale) hemelsferen de horizoncoördinaten van een
ster.

Figuur 20: Horizontale coördinaten

Voor enkele bijzondere punten op deze lokale hemelsfeer zijn de horizoncoördinaten:

Zuidpunt S Azimut Hoogte
Westpunt W 0° 0°
Noordpunt N 90° 0°
Oostpunt E 180° 0°
Zenit Z 270° 0°
Nadir 90°
onbepaald -90°
onbepaald

4 Soms gebruikt men ook de zenitafstand als tweede coördinaat. De zenitafstand is de lengte van de boog of de hoek
tussen het zenit en de ster. De zenitafstand is het complement van de hoogte en kan variëren tussen 0° en 180°.

1 AA VS 1 61 © 2015 Arteveldehogeschool

Er is een verband tussen de hoogte van de Poolster of de hemelnoordpool, ook
poolshoogte genoemd, en de geografische breedte van een plaats. Deze hoogte is immers
de hoek tussen de astronomische horizon en de richting van de poolster, zodat de
poolshoogte dus gelijk is aan de geografische breedte van de plaats. Zo staat de Poolster
in Gent op 51° hoogte. Het bepalen van deze hoogte van de hemelnoordpool was vroeger
een belangrijk hulpmiddel bij plaatsbepaling van een schip op zee, omdat men hieruit de
breedte kon afleiden van de plaats waar het schip zich bevond. Hiervan komt de
uitdrukking ‘poolshoogte nemen’.

2.1.5.2 Plaatsbepaling op de vaste hemelsfeer (equatoriale coördinaten)
Elke plaats aan de hemelsfeer kan ook beschreven worden ten opzichte van een vaste
sfeer van de sterren. Dit gebeurt met equatoriale coördinaten, die bestaan uit:

De rechte klimming α: Dit is de boog op de hemelequator, gemeten in rechtstreekse
zin of tegenwijzerzin, vanaf het lentepunt tot het snijpunt met de hemelmeridiaan die
door de ster gaat. De rechte klimming wordt algemeen uitgedrukt in tijdmaat, dus in
uren, minuten en seconden. De rechte klimming kan variëren van 0 h tot 24 h.

De declinatie δ: Dit is boog op de hemelmeridiaan door de ster, gemeten vanaf de
hemelevenaar tot de ster. De declinatie wordt positief gerekend op het noordelijk
hemelhalfrond en negatief op het zuidelijk hemelhalfrond. De declinatie wordt
uitgedrukt in graden, minuten en seconden en varieert van 0° tot 90°.

De equatoriale coördinaten zijn dus verbonden met de vaste sterrenhemel en niet met
een bepaalde waarnemingsplaats. De declinatie en de rechte klimming van een ster
blijven dus onveranderlijk in de loop van de tijd, op zeer kleine wijzigingen na. Equatoriale
coördinaten worden om die reden op de meeste sterrenkaarten gebruik.

Verduidelijk op de onderstaande (vaste) hemelsferen de equatoriale coördinaten van een
ster.

1 AA VS 1 Figuur 21: Equatoriale coördinaten

62 © 2015 Arteveldehogeschool

Met een sterrenkaart werken

Methode
Op iedere sterrenkaart staat minimaal de datumcirkel, de hemelevenaar en de ecliptica.
Benoem die lijnen op de sterrenkaart. Het centrum van de hemelevenaar is de hemelpool
die samenvalt met de poolster.
Teken de snijlijn tussen het eclipticavlak en het hemelevenaarsvlak. Die lijn gaat door lente-
en herfstpunt.
Leg een doorzichtig blad op de sterrenkaart en teken een lijn vertrekkend van het
lentepunt (21 maart) tot aan de hemelnoordpool of Poolster.
Op die lijn, een hemelmeridiaan, duid je het zenit aan op 21 maart. Dat ligt op het snijpunt
van de declinatiecirkel met als middelpunt de hemelnoordpool en als straal 90°- de
geografische breedte van de plaats. Gemakshalve verdeel je de straal van de hemelevenaar
in 6x15° en teken je met de hemelnoordpool als middelpunt de declinatiecirkels om de 15°.
Met het zenit als middelpunt teken je de horizoncirkel waarvan de straal ongeveer gelijk is
aan die van de hemelevenaar.
Vervolgens leg je de hoofdwindrichtingen vast op de horizon. Het noorden is het punt op
de horizon het dichtst bij de hemelnoordpool. Het zuiden recht daartegenover. Het oosten
en het westen liggen schijnbaar omgekeerd als gewoonlijk. Maar eens je de sterrenkaart
boven je hoofd houdt, georiënteerd naar het noorden, komt het oosten van de kaart met
het werkelijke oosten overeen.

1 AA VS 1 63 © 2015 Arteveldehogeschool

De sterrenhemel die binnen de horizoncirkel valt, is de zichtbare sterrenhemel op 21 maart
om 12 uur. Om op een bepaalde datum en een bepaald uur de sterrenhemel te kennen,
breng je op het doorzichtig blad nu ook de uurcirkel aan. Dat is een cirkel met middelpunt
P en straal gelijk aan de straal van de datumcirkel. Tegenover het noordpunt staat 24 uur,
het oostpunt 6 uur, het zuiden 12 uur, het westen 18 uur. De andere uren kunnen we
interpoleren in een verhouding 1 uur per 15°.
Als je nu de afgewerkte horizonuurcirkel (het doorzichtig blad) op de sterrenkaart leggen,
zodat het punt P samenvalt met de hemelpool, dan vind je de sterrenhemel op gewenste
datum en uur door uur (in ware zonnetijd, Iet op winter- of zomeruur) en datum te laten
samenvallen. Hierbij moet je er wel steeds op letten dat P samenvalt met hemelpool.

Toepassing
Bepaal de horizontale en equatoriale coördinaten van de staartster van Grote Beer.
Duid een punt aan op de sterrenkaart met als declinatie 30° en rechte klimming 10u.
Leg de horizon voor de sterrenhemel bij zonsopkomst op je geboortedatum. In welk
sterrenbeeld kwam de zon toen op? Waarom klopt dat vandaag niet echt meer?
Observeer 's nachts de sterrenhemel met behulp van de sterrenwijzer. Een ruwe meting in
graden gebeurt met gestrekte arm volgens de methode die in de figuur wordt getoond.

Achtergrondinformatie
De planisfeer of draaibare sterrenkaart is de manier om de sterren en sterrenbeelden te leren
kennen. De planisfeer is ontworpen voor 50° noorderbreedte en in de praktijk uitstekend te
gebruiken tussen 45° en 55° N, dus in geheel Midden-Europa. Van belang is verder dat hij is
ontworpen voor 5° O. Als je niet op 5° O bent, dan moet de planisfeer worden aangepast aan
die positie, om de planisfeer zo nauwkeurig mogelijk te gebruiken. In het grootste deel van
Europa gebruikt men één tijd, namelijk de Midden Europese Tijd. Tenslotte is de planisfeer
ontworpen om te worden gebruikt samen met een goede verrekijker: een onderschat
instrument om de sterren mee te bekijken. De verrekijker is goedkoop, makkelijk te gebruiken
en heeft een groot en helder beeldveld, dat niet op z’n kop staat zoals het beeld van een
telescoop. Naast ruim 600 sterren bevat de planisfeer bijna 200 verrekijkerobjecten.
Belangrijk bij het gebruik van de planisfeer is dat je eerst moet zorgen dat je de algemene
gebruiksaanwijzing goed kent en dat het juist instellen je goed af gaat. Breng pas daarna de
onderstaande tips in praktijk. De zon, de maan en de planeten staan niet stil aan de hemel,
zoals de sterren. Zij bewegen langs of in de buurt van een denkbeeldige lijn, namelijk de
ecliptica of zonsweg. Die laatste naam zegt het al: het is de lijn waarlangs de zon beweegt,
iedere dag een stukje. De ecliptica van de planisfeer is in die stukjes verdeeld: elk stipje of
streepje is één dag. De streepjes zijn de 1e, 11e en 21e van de maand, terwijl bij alle eerste
dagen van de maand het nummer van die maand staat.

Een eerste tip gaat om de aanpassing aan waarnemingsplaats. De zon en de sterren komen
in het oosten op. Dat betekent dat ze in Wenen eerder opkomen dan in Parijs. Dat
tijdsverschil is nauwkeurig bekend, namelijk 4 minuten per lengtegraad. Aangezien de kans
klein is dat je de planisfeer alleen maar in de buurt van 5 ° O gebruikt, of in het centrum
van een andere tijdzone, is aanpassing van de tijd op de bovenschijf noodzakelijk. Het
aanpassen gaat zo: west van 5° O +4 minuten per graad, oost van 5° O -4 minuten per
graad. Stal dat je bijvoorbeeld in Praag bent, met een lengte van 15° O. Dat is 10° verschil
met 5° O, ofwel in tijd 40 minuten. Je bent ten oosten van 5° O, dus moet je 40’ aftrekken

1 AA VS 1 64 © 2015 Arteveldehogeschool

bij de tijd op de bovenschijf. Als een ster volgens de planisfeer om 22u00 opkomt, dan
komt hij in Praag 40 minuten vroeger op, dus om 21u20.
Een tweede tip gaat om de bepaling van de tijdstippen van zonsopkomst en
zonsondergang. Zoals gezegd is de ecliptica verdeeld in de dagen van het jaar. Elk stipje of
streepje stelt de positie van de zon voor op een bepaalde dag. De positie is gemakkelijk te
bepalen: zoek de eerste van de maand op en tel door tot de gewenste datum. Zet nu de
zon op de oostelijke (voor opkomst) of westelijke horizon (voor ondergang) en lees de tijd
af die tegenover de betreffende datum staat. Het aldus verkregen tijdstip wijkt doorgaans
minder dan tien minuten af van de werkelijkheid.

Algemene gebruiksaanwijzing
Op de onderste schijf, de sterrenkaart, zie je een verdeling van de maanden en dagen van het
jaar (binnenste cirkel). Op de bovenste schijf vind je een urenverdeling of de uren die de tijd
aangeven die men in heel West- en Midden Europa gebruikt, namelijk de Midden-Europese
Tijd. Enkel Groot-Brittannië, Ierland en Portugal gebruiken een andere tijd.
Wat je nu moet doen, is het volgende:

Draai de bovenschijf zodanig, dat het gewenste tijdstip naar de juiste datum op de
onderschijf wijst. Denk hierbij aan de zomertijd.
Houd de planisfeer schuin boven het hoofd, zodanig, dat de windrichtingen op de
planisfeer overeenkomen met de werkelijke windrichtingen.
In de ovale horizonopening zie je nu het deel van de sterrenhemel dat zichtbaar is op de
ingestelde datum en tijd.
Zoek eerst enkele heel heldere sterren uit, liefst hoog aan de hemel, dus rond het zenit,
om je goed te oriënteren. De poolster staat dan precies in het midden van de sterrenkaart
en is dus niet te zien vanwege het draaipunt van beide delen van de planisfeer. De poolster
is een ster die ongeveer even helder is als Kochab, ook in de Kleine Beer.

2.2 Dagelijkse beweging van de hemelsfeer

2.2.1 (Schijnbare) Dagelijkse beweging van sterren

2.2.1.1 Beschrijving
Een foto van de sterrenhemel met een lange belichtingstijd toont dat de sterren aan de
hemelsfeer geen punten maar wel kleine bogen nalaten op de foto. Vooral bij de
sterrenbeelden in de richting van het noorden, zoals de Grote Beer (Ursa Major) en de
Kleine Beer (Ursa Minor), valt de kromming van de stersporen sterk op. Er is echter ook
een ster die zo goed als geen sterspoor op de foto heeft getrokken, namelijk de poolster
(Polaris). Dit is de helderste ster van het sterrenbeeld Kleine Beer. Ten slotte kan men ook
concluderen dat de lengte van de sporen die de sterren op de foto achterlaten evenredig
toeneemt met de belichtingstijd.

Uit bovenstaande kan vastgesteld dat de sterren bewegen aan de hemel in de loop van
de nacht. Deze beweging van de sterren is 's avonds goed te zien als men gedurende
enkele uren de nachthemel observeert. Sterrenbeelden in de buurt van de poolster
draaien in tegenwijzerzin rond deze ster; andere sterrenbeelden gaan in de loop van de
nacht onder in het westen of komen op in het oosten.

Als men op opeenvolgende avonden en op hetzelfde tijdstip de hemel bekijkt, dan blijkt
dat de stand van de sterrenbeelden telkens vrijwel dezelfde is. Hieruit leidt men af dat de
sterren in ongeveer één dag tijd een cirkelbeweging om de poolster beschrijven. Deze

1 AA VS 1 65 © 2015 Arteveldehogeschool

beweging wordt daarom de dagelijkse beweging genoemd. De rotatie gebeurt eigenlijk
niet om de poolster, maar wel om de noordelijke hemelpool. De poolster is de helderste
ster vlakbij deze hemelpool.

2.2.1.2 Eigenschappen
De dagelijkse beweging van de sterren heeft de volgende drie eigenschappen:

Cirkelvormige banen loodrecht op de hemelas en met het centrum op de hemelas.

Een eenparige beweging met een hoeksnelheid van 15°/u.

Een beweging van oost over zuid naar west.

Geef een eenvoudig argument waarmee je de hoeksnelheid van de dagelijkse beweging
van sterren van zo’n 15° per uur kan staven.

…………………………………………………………………………………………………………………………………………

…………………………………………………………………………………………………………………………………………

2.2.1.3 Verklaring
In werkelijkheid is het de aarde zelf die ronddraait, om een as die ongeveer naar de
Poolster wijst en met een omwentelingsduur van ongeveer een dag. Als waarnemer denkt
men stil te staan en de richtingen waarin we de sterren waarnemen te zien veranderen.
In werkelijkheid zijn de richtingen van de sterren vast in de ruimte en is het de waarnemer
op aarde die onder deze vaste sterrenhemel doordraait. Vermits de aarde draait van west
naar oost, ziet men de sterrenhemel draaien van oost naar west.

2.2.1.4 Definities
In verband met de dagelijkse beweging van de sterren dienen enkele begrippen
gedefinieerd te worden:

De dagboog en nachtboog van de ster: Dit zijn de bogen die de ster boven of onder de
horizon van de waarnemer beschrijft.

De culminatie van de ster: Dit is de doorgang van de ster door de meridiaan van de
plaats. Men spreekt van de bovenculminatie of de onderculminatie van een ster,
naargelang deze doorgang de hoogste of de laagste stand van de ster is ten opzichte
van de horizon.

Morgen- en avondwijdte: Dit duidt de afstand van het opgang- of ondergangspunt van
een niet-circumpolaire ster tot het oost- of westpunt.

2.2.2 Zichtbaarheid van sterren en sterrenbeelden

Voor elke waarnemingsplaats kunnen de sterren en sterrenbeelden steeds in drie
categorieën onderverdeeld worden:

1 AA VS 1 66 © 2015 Arteveldehogeschool

Circumpolaire sterren: Dit zijn sterren die nooit ondergaan, zoals deze van de Kleine
Beer, de Grote Beer en Cassiopeia. Dit zijn sterrenbeelden die zo dicht bij de poolster
staan dat ze in de loop van de dagelijkse beweging niet onder de horizon komen. Hun
dagboog ligt volledig boven de horizon en snijdt deze nooit. Het zijn 'rond-de-pool-
staande' sterren. Wanneer een circumpolaire ster haar hoogste stand inneemt, is ze
bovenculminatie. Op het ogenblik van haar laagste stand is ze in onderculminatie.

Sterren die opkomen en ondergaan: Er zijn sterren, zoals deze vzn Orion, die in de
loop van de dag of nacht opkomen en ondergaan. Hun dagboog snijdt de horizon.
Sterren van zulke sterrenbeelden komen op in de oostelijke helft van de horizon,
klimmen langzaam hoger aan de hemel tot ze precies in het zuiden, op de meridiaan,
hun hoogste stand bereiken. Dit is de bovenculminatie. Daarna daalt de hoogte van de
ster en gaat ze enige tijd later aan de westzijde van de hemel onder. Sterren op de
hemelevenaar komen exact in het oosten op en gaan exact in het westen onder. De
sterren op het noordelijk hemelhalfrond die niet circumpolair zijn, komen op tussen
het noordpunt N en het oostpunt E en gaan onder tussen het noordpunt N en het
westpunt W.

Nooit zichtbare sterren: Dit zijn de sterren met een ‘dagboog’ die zich altijd onder de
horizon bevindt. Deze sterren zijn voor de waarnemer dus nooit te zien.

De categorie waarin een ster zal terechtkomen, hangt af van twee factoren. Ten eerste is
er de geografische breedte van de waarnemingsplaats en ten tweede telt ook de
declinatie van de ster. Op onze breedte van ongeveer 51° kunnen we sterren zien met een
declinatie groter dan ongeveer -39°.

Vat bovenstaande tekst samen in onderstaande tabel. Teken hiervoor deze sterren op de
hemelsfeer, geef voorbeelden en noteer de declinatie opdat wij de sterren zien.

Altijd zichtbare of circumpolaire sterren

- δ ……………………………………………………………………… Figuur 22: Circumpolaire sterren
- Bv. ……………………………………………………………………

…………………………………………………………………………

Opkomende en ondergaande sterren

- δ ………………………………………………………………………
- Bv. ……………………………………………………………………

…………………………………………………………………………

Figuur 23: Opkomende en ondergaande

1 AA VS 1 67 © 2015 Arteveldehogeschool

Nooit zichtbare sterren

- δ ………………………………………………………………………

- Bv. ……………………………………………………………………

…………………………………………………………………………

2.2.3 Figuur 24: Nooit zichtbare sterren

Sterrentijd en sterrendag

De duur van de schijnbare omwenteling van de hemelbol en dus van de rotatie van de
aarde, speelt een rol in de studie van allerlei tijdmetingen. De tijd die hiermee
geassocieerd wordt, is de sterrentijd. De tijdsduur die de aarde nodig heeft om na één
omwenteling precies weer dezelfde stand ten opzichte van de sterren in te nemen wordt
een sterrendag genoemd. Dit is 23u 56 min. Een tijdstip in sterrentijd zegt dus iets over
de stand van de aarde in de loop van haar aswenteling, en dus ook over de sterren die op
een gegeven ogenblik in een gegeven richting staan. Daarom is er in de meeste
sterrenwachten een klok in sterrentijd.

2.2.4 Dag, nacht en schemering

Eén van de aspecten van de dagelijkse beweging van de hemelsfeer is de opeenvolging
van dag en nacht. De zon bevindt zich immers ook ergens tussen de sterren5 aan de hemel
en draait dus mee met de dagelijkse beweging, waardoor de opeenvolging van dag en
nacht ontstaat.

Sterrenkundig definieert men de dag als de periode tussen het ogenblik dat het eerste
stukje van de zonneschijf boven de horizon komt en het ogenblik dat het laatste stukje
van de zonneschijf weer onder de horizon verdwenen is. De sterrenkundige definitie van
nacht die hiermee gepaard gaat is vanzelfsprekend.

Een tijd voor zonsopkomst of een tijd na zonsondergang is de hemel nog niet helemaal
donker, omdat de zon zich niet voldoende diep onder de horizon bevindt. Deze periode
noemt men de schemering. Men onderscheidt drie soorten schemeringen, die hieronder
worden uiteengezet aan de hand van zonsondergang.

Burgerlijke schemering: Dit is de periode tussen het ogenblik dat de zon ondergaat en
het ogenblik dat ze 6° onder de horizon staat. Op het einde van deze schemering
worden de helderste sterren zichtbaar.

Nautische schemering: Deze term stamt uit de scheepvaart en duidt op de periode
tussen de zonsondergang en het ogenblik waarop de zon 12° onder de horizon staat.
Op het einde van deze schemering is het niet meer mogelijk de grens tussen zee en
lucht te onderscheiden.

5 De sterren in de buurt van de zon kunnen echter niet waargenomen worden door de grote helderheid van de zon.

1 AA VS 1 68 © 2015 Arteveldehogeschool

Astronomische schemering: Deze schemering eindigt als de zon 18° onder de horizon
gekomen is. Op dat ogenblik is het volledig donker. Het is deze schemering die meestal
in de sterrenkunde gebruikt wordt.

Bij een zonsopkomst verloopt de opeenvolging van de schemering uiteraard net
andersom. Eerst begint de astronomische schemering, daarna de nautische schemering
en ten slotte de burgerlijke schemering.

Indien de zon in de loop van de dagelijkse beweging nooit beneden de 18° graden onder
de horizon komt, en dit is bij ons in de zomermaanden het geval, dan blijft het de hele
nacht schemeren. Vermits het dan niet echt donker wordt noemt men dit de periode van
de grijze nachten.

2.2.5 Hemelstanden
Ook wat betreft hemelstanden, kan men drie soorten hemelstanden onderscheiden:

Loodrechte hemelstand: Aan de evenaar staan de dagcirkels van de hemellichamen
loodrecht op de horizon. De dagbogen zijn er even groot als de nachtbogen en dus
duren dag en nacht er even lang, namelijk 12 uur. Er zijn geen circumpolaire sterren;
alle sterren hebben er een dag- en een nachtboog.

Evenwijdige hemelstand: Deze hemelstand komt voor aan de Noordpool en de
Zuidpool. Hier zijn er enkel circumpolaire sterren en sterren die hun volledige baan
onder de horizon beschrijven. Een half jaar lang is het er enkel dag en het andere half
jaar is het er uitsluitend nacht.

Schuine hemelstand: Dit is de hemelstand voor de inwoners tussen de polen en de
evenaar. De dagcirkels van de hemellichamen staan er voor alle geografische breedten
schuin op de horizon, maar wel met een verschillende hoek. De drie categorieën van
sterren komen er voor.

Vat bovenstaande tekst omtrent de verschillende hemelstanden samen in onderstaande
tabel. Noteer hiervoor de grootte van de dagcirkels van de hemellichamen, welke soort
sterren zichtbaar zijn, hoe de verhouding tussen dag en nacht ineen zit en waar op de
aarde deze hemelstand van toepassing is.

Schuine hemelstand

- Dagcirkels: ……………………………………………………….

- Sterren: ……………………………………………………………
- Dag/Nacht: ………………………………………………………

- Waar: ……………………………………………………………… Figuur 25: Schuine hemelstand

1 AA VS 1 69 © 2015 Arteveldehogeschool

Evenwijdige hemelstand Figuur 26: Evenwijdige hemelstand
- Dagcirkels: ………………………………………………………. Figuur 27: Loodrechte hemelstand
- Sterren: ……………………………………………………………
- Dag/Nacht: ………………………………………………………
- Waar: ………………………………………………………………
Loodrechte hemelstand
- Dagcirkels: ……………………………………………………….
- Sterren: ……………………………………………………………
- Dag/Nacht: ………………………………………………………
- Waar: ………………………………………………………………

Wanneer gaat de zon onder in het westen?6

Vanuit mijn tuin zie ik de zon ondergaan in het westen. Maar er is een groot verschil tussen
zomerse ondergang en winterse ondergang. Waar ligt nu het echte westen? Is dat het punt
waar ze in de zomer of in de winter ondergaat?

Het is niet de zomer of de winter, het is de lente of de herfst. Zo zou het korte antwoord op
de bovenstaande vraag kunnen luiden. Maar zoals gewoonlijk valt er wel wat meer te vertellen
dan het korte antwoord.
Om te beginnen kunnen we preciezer zijn: het gaat om de eerste dag van de sterrenkundige
lente of van de sterrenkundige herfst, dit jaar (en ook volgend jaar) respectievelijk op 20 maart
en op 22 september. Op die dagen gaat de zon precies in het westen onder en komt ze precies
in het oosten op, zoals u misschien kunt vaststellen als u de gelukkige bezitter bent van een
tuin met een zodanig panoramisch uitzicht dat u er zowel zonsondergangen als
zonsopkomsten kunt zien. Op die datums, die voor kalendermakers het begin van de officiële
lente en herfst markeren, is de echte lente of herfst, die van regenachtig kwakkelweer en
middelmatige temperaturen, doorgaans al een tijdje bezig. Weerkundigen laten in hun
statistieken voor het gemak lente en herfst beginnen op 1 maart en 1 september. De
begintijdstippen van de astronomische lente en herfst heten equinoxen of nachteveningen of
dag- en nachteveningen, omdat dag en nacht dan even lang duren. Ze hebben vanouds een
bijzondere culturele en religieuze betekenis gehad, net als de zonnewendes in juni en
december. Christenen vieren Pasen in theorie nog steeds op zondag na de eerste volle maan
na de lente-equinox, zij het dan berekend op een traditionele manier, niet volgens moderne
astronomische inzichten of op basis van echte metingen - een gewichtige kwestie overigens,
want er is in het fractieuze verleden van het Christendom bloed gevloeid in twisten over de
enige juiste manier om de paasdatum te berekenen. In sommige traditionele kalenders begint
het nieuwe jaar met de lente-equinox - dat was ook ooit het geval in de voorloper van onze
kalender, getuige daarvan nog de namen van de maanden september, oktober, november en

6 Bron: (Stroeykens, 2008)

1 AA VS 1 70 © 2015 Arteveldehogeschool

december, respectievelijk de zevende (in het Latijn), achtste, negende en tiende maand van
het jaar in de oude manier van tellen.
Ook het feit dat de zon dan precies in het westen ondergaat, en meer nog, dat ze in het oosten
opkomt, is volkeren al sinds mensenheugenis opgevallen - waren de mensen in lang vervlogen
tijden vroeger uit bed en verklaart dat hun grotere interesse voor zonsopkomst, of hadden ze
gewoon een beter panoramisch uitzicht dan wij in het dichtbebouwde Vlaanderen van
vandaag? In monumenten als Stonehenge, die vermoedelijk een religieuze functie hadden
met astronomische of astrologische en kalenderkundige inslag, zijn wel eens oplijningen van
stenen te bespeuren die naar zonsopkomst bij het begin van de lente wijzen. Al is het tussen
zoveel stenen als in Stonehenge natuurlijk gemakkelijk om lijnen te trekken in zowat alle
gewenste richtingen, en bewijst dat dus niet veel. Overtuigender is in Stonehenge een
oplijning naar de zomerzonnewende.
Overigens, als we schrijven dat de zon op 20 maart precies in het westen ondergaat, en dat
dag en nacht dan even lang duren, dan moet u dat precies met een korreltje zout nemen: het
geldt maar bij benadering, en dat om meerdere redenen. Zo is de equinox slechts één
moment, namelijk die van de komende lente valt op 20 maart om 12.44 uur, en wijkt de
eerstvolgende zonsondergang alweer een beetje af. Verder hebt u vanuit uw tuin, hoe
benijdenswaardig en panoramisch ook gelegen, misschien geen uitzicht op een perfect vrije
westelijke horizon. De 'verhoogde horizon' maakt dat de zon wat vroeger en zuidelijker
ondergaat. Anderzijds is er dan weer het effect van de 'atmosferische refractie', waardoor de
zon iets hoger aan de hemel lijkt te staan dan als de aarde geen dampkring had. Daardoor gaat
de zon wat later en noordelijker onder.

2.3 Jaarlijkse beweging van de hemelsfeer

2.3.1 (Schijnbare) Jaarlijkse beweging van de zon

2.3.1.1 Dagboog van de zon
De zon neemt zoals alle hemellichamen deel aan de dagelijkse beweging van de
hemelsfeer, met de afwisseling van dag en nacht als gevolg. De zon beweegt zich echter
ook tussen de vaste sterren. De lengte van dag en nacht verandert immers doorheen het
jaar en gezien dit bepaald wordt door de grootte van de dagboog van de zon, moet die
dagboog dus geen constante zijn. Als we de culminatiehoogte van de zon vergelijken van
dag tot dag, dan is het ook duidelijk dat de zon in de zomer veel hoger aan de hemel komt
dan in de winter. Omgekeerd staat de zon om middernacht in de winter ook veel lager
onder de horizon dan in de zomer. In de zomer kan de zon om middernacht zelfs zo weinig
ver onder de horizon komen dat de hele nacht blijft schemeren en het dus niet echt
donker wordt. Uit deze vaststellingen kan besloten worden dat de declinatie van de zon
in de loop van het jaar tussen twee uiterste waarden schommelt. De zon staat het verst
boven de hemelevenaar in de zomer, met positieve declinatie, en het verst onder de
hemel evenaar in de winter, met negatieve declinatie.

2.3.1.2 Verschuiving van de zichtbare sterrenbeelden
Een andere vaststelling in verband met de beweging van de zon tussen de vaste sterren,
is dat naargelang de tijd van het jaar andere sterrenbeelden aan de nachthemel zichtbaar
zijn. Zo staan in de zomer de sterrenbeelden Boogschutter en Steenbok aan de
avondhemel, terwijl deze sterrenbeelden in de winter helemaal niet te zien zijn. Het
omgekeerde geldt voor het sterrenbeeld Tweelingen; dit is een wintersterrenbeeld, dat
tijdens de zomernachten niet te zien is. Ditzelfde verschijnsel kan ook opgemerkt worden

1 AA VS 1 71 © 2015 Arteveldehogeschool

wanneer de sterrenhemel op opeenvolgende dagen op hetzelfde tijdstip bekeken wordt:
dag na dag zal op hetzelfde uur de sterrenhemel steeds over een klein beetje verder naar
het westen gedraaid zijn.

Hieruit kan besloten worden dat de zon zich per dag over een klein bedrag oostwaarts
tussen de vaste sterren verplaatst. Na één jaar is de toestand weer hetzelfde, zodat de
zon precies een volle cirkel, of dus 360°, heeft afgelegd. De zon beweegt dus ook in rechte
klimming; deze neemt dagelijks toe. Een volledige omloop tussen de sterren gebeurt in
ongeveer 365 dagen. De zon verplaatst zich dus dagelijks 1° van west naar oost toe langs
de sfeer van de vaste sterren.

2.3.1.3 Baan van de zon tussen de vaste sterren
De zon doorloopt dus een grote cirkel op de vaste sfeer van de sterren. Deze grote cirkel
wordt de zonnebaan of ecliptica genoemd. Deze zonnebaan maakt met de hemelevenaar
een hoek van 23°27'; ook de declinatie van de zon schommelt dus, tussen uiterste
waarden +23°27’ en -23°27’. Het punt waar de declinatie van de zon het hoogst is,
namelijk +23°27’, heet het zomerpunt. Het punt waar de declinatie van de zon het laagst
is, namelijk -23°27’, is het winterpunt. Deze punten worden solstitiën genoemd.

Het vlak waarin de zonnebaan zich beweegt, het eclipticavlak, en het equatorvlak snijden
elkaar. Het punt waar de zonnebaan de hemelevenaar snijdt als de zon van het zuidelijk
naar het noordelijk hemelhalfrond overgaat wordt het lentepunt genoemd. Dit punt ligt
in het sterrenbeeld Vissen. Dit punt wordt ook de klimmende knoop van de zonnebaan
genoemd. Het punt waar de zon een half jaar later van noord naar zuid over de
hemelevenaar trekt, wordt het herfstpunt genoemd. Dit punt ligt in het sterrenbeeld
Maagd. Dit punt wordt ook de dalende knoop van de zonnebaan genoemd. Het lente- en
herfstpunt worden verder ook de nachteveningspunten of de equinoxen genoemd.

Duid op de onderstaande hemelsfeer de ecliptica, solstitiën en de equinoxen aan.

1 AA VS 1 Figuur 28: Jaarlijkse beweging van de zon en gevolgen

72 © 2015 Arteveldehogeschool

2.3.2 Astronomische seizoenen

De vier bijzondere punten op de zonnebaan, vooral herfst-, lente-, zomer- en winterpunt,
definiëren de astronomische seizoenen of jaargetijden. De lente is de periode waarin de
zon langs de zonnebaan van lentepunt tot zomerpunt gaat, de zomer correspondeert met
het stuk tussen zomerpunt en herfstpunt, enz.7.

Voor het academiejaar 2015-2016 zijn de begintijdstippen van de seizoenen:

Herfst 23 september 2015, 10u20 MEZT
Winter 22 december 2015, 05u48 MET
Lente 20 maart 2016, 05u30, MET
Zomer 21 juni 2016, 00u34, MEZT

Duid op de voorgaande hemelsfeer de herfst, winter, lente en zomer aan.

2.3.3 Dierenriem

De maan en de planeten bevinden zich aan de hemel steeds in de buurt van de zonnebaan.
Men heeft een bijzondere naam bedacht voor het gebied of de strook aan de hemelbol
die zich 9° aan weerszijden van de zonnebaan uitstrekt, en waarin dus meestal de maan
en de planeten terug te vinden zijn. Deze zone noemt men de dierenriem of de zodiak.
De zodiak loopt door 14 sterrenbeelden. De dierenriem werd ongeveer 2500 jaar geleden
in 12 gelijke stukken van 30° verdeeld, te beginnen vanaf het lentepunt. Elk stuk is een
zogenaamd teken van de dierenriem en werd genoemd naar het sterrenbeeld dat zich in
deze sector van de zodiak bevond. Ten gevolge van bepaalde langperiodieke
schommelingen van de aardas in de ruimte verschuiven de tekens echter in de loop van
de tijd ten opzichte van de sterren, waardoor ze tegenwoordig niet meer samenvallen
met de sterrenbeelden waarnaar ze genoemd zijn. Dit langzaam verschuiven wordt de
precessie genoemd. Zo ligt het lentepunt, dat het begin van het teken van de Ram is, nu
in het sterrenbeeld Vissen, het teken van de Stier ligt tegenwoordig in de Ram, e.d.

2.3.4 Definities van jaar

De duur van een omloop in de schijnbare baanbeweging van de zon om de aarde ligt aan
de basis van het begrip jaar. Naargelang de manier waarop we een omloop definiëren,
krijgen we andere definities voor dit begrip:

Sterrenjaar of siderisch jaar: Dit is de tijd die verloopt tussen twee opeenvolgende
passages van de zon door een vast punt ten opzichte van de vaste sterren. Deze tijd
bedraagt 365d 6u 9m 9s.

7 Deze definities van de seizoenen zijn enkel geldig voor plaatsen op het noordelijk halfrond. Op het zuidelijk halfrond zijn
de seizoenen net andersom.

1 AA VS 1 73 © 2015 Arteveldehogeschool

Tropisch jaar: Dit is de tijd tussen twee opeenvolgende zelfde standen van de zon ten
opzichte van de aarde, bv. in het lentepunt. Vermits het lentepunt zich langzaam
westwaarts verplaatst ten gevolge van de precessie, is een tropisch jaar korter dan een
sterrenjaar, namelijk 365d 5u 48m 46s.

Verduidelijk op de onderstaande hemelsfeer de begrippen siderisch en tropisch jaar.

Figuur 29: Siderisch en tropisch jaar

2.4 Beweging van de aarde
Bij de theorie van de aardrotatie en aardrevolutie stellen we enkele zaken voorop:

De hoogte van zon is de hoek tussen de invallende zonnestralen en de horizon
Als grootste hoogte van zon (culminatie) nemen we de lokale middag, dus 12u
Plaatsen op eenzelfde meridiaan hebben eenzelfde tijdstip
360° stemt overeen met 24u dus een uurgordel is 15°

2.4.1 Aardrotatie

2.4.1.1 Bewijzen
De bewijzen voor de aardrotatie zijn:

De schijnbare dagelijkse beweging van de hemelsfeer van oost over zuid naar west,
met de zon overdag en de maan en de sterren ’s nachts.

De slingerproef van Foucault in 1851 in het Pantheon te Parijs

Beeldopnamen door kunstsatellieten

1 AA VS 1 74 © 2015 Arteveldehogeschool

Foucault toont aan dat de aarde draait8

Dat de aarde eens in de 14 uur om haar as draait, wist men natuurlijk al in de 19e eeuw. Hoe
zou men anders de op- en ondergang van zon en maan kunnen verklaren? Maar een
onbetwiste demonstratie van de aardrotatie was er niet. Tot de Parijzenaar Léon Foucault een
67 meter lange slinder aan het plafond van het Panthéon hing.

Zelfs de Grieken wierpen de hypothese al op dat de aarde eenmaal per dag om haar eigen as
draait. Maar dat kon nooit worden bevestigd. Dat kwam natuurlijk omdat men rotsvast
geloofde dat de zon – en alle andere hemellichamen met haar – rondom de aarde draaite, wat
de dagelijkse op- en ondergang van zon en maan verklaarde. Bovendien dachten Hipparchus
(2e eeuw v.C.) en Ptolemaeus (2e eeuw n.C.) dat als de aarde rond haar eigen as zou draaien,
de bewonders van de aarde dat wel zouden voelen – wat duidelijk niet het geval was. Mede
als gevolg daarvan was het geocentrisch model tot diep in de 17e eeuw het heersende
wereldbeeld. Pas nadat onder andere Copernicus, Galiliei en Newton een goed
wetenschappelijk onderbouwd heliocentrisch alternatief hadden ontwikkeld, greep men
terug naar de aardrotatie om de dagelijkse terugkerende beweging van de zon, de maan en
alle andere hemellichamen te verklaren. Overigens hadden Hipparchus en Ptolemaeus al
ongelijk toen ze stelden dat de aarde niet om haar as kón draaien, gewoonweg omdat ze dat
niet onder hun voeten voelden. Ten eerste kunnen we geen snelheid ‘aanvoelen’. Wat we wel
voelen, zijn veranderen van snelheid (versnellingen), zoals bij een trein die heel abrupt moet
stoppen. Ten tweede is de aardrotatie veel te klein om door mensen zomaar even opgemerkt
te worden – de aarde draait met een snelheid van ongeveer 0,0007 omwentelingen per
minuut. Pas in 1851 toonde de Fransman Léon Foucault ondubbelzinning aan dat de aarde wel
degelijk om haar eigen as draait, zondat dat hij daarvoor naar de hemel moest kijken. Hij deed
dat door voor de ogen van het verzamelde wetenschappelijk gilde van parijs een uitermate
eenvoudig fysisch apparaat tentoon te stellen: een vrije slinger of pendule.

Wetenschapscommunicator

Aanvankelijk zag het er niet naar uit dat Léon Foucault een groot natuurkundige zou worden:
hij had immers nooit natuurkunde gestudeerd. Foucault werd in 1819 geboren in een
bemiddeld gezien, als zoon van een succesvolle uitgever van geschiedenisliteratuur. Omdat
haar zoon perfect tweehandig was, dacht moeder Foucault dat hij een goede chirurg kon
worden. In 1839 begon Foucault aan zijn geneeskundestudie in Parijs. Hij bleek een
beloftevolle student, maar sukkelde met één grote handicap: hij kon geen bloed zien. Een
verderzetting van zijn studie geneeskunde was daarom zinloos. Zijn mentor Alfred Donné nam
hem dan maar aan als zijn persoonlijk assistend. Donné was naast geneeskundeprofessor ook
redacteur bij de krant Journal des débats, waar hij actuele discussies in de Franse wetenschap
van commentaar voorzag. Zonder enige voorkennis ontwikkelde Foucault zich als een
uitmuntend wetenschapscommunicator: ingewikkelde en moeilijke zaken wist hij op een erg
verstaanbare en aanschouwelijke manier uit te leggen aan zijn lezerspubliek. In 1845 nam
Foucault het redacteurschap van Donné over. In de jaren daarna voerde Foucault ook zelf
verschillende knappe experimenten uit. Hij slaagde er onder meer in foto’s van de zon te
maken, en hij bracht verbeteringen aan bij de microscopen van die tijd. Rond 1850 begon bij
hem het idee te rijpen om een slinder (pendule) te ontwerpen die zó was opgehangen dat hij
vrijelijk en zonder enige weerstand zou kunnen bewegen. Als de pendule lang genoeg bleef
slingeren, dacht Foucault, kon hij daarmee rechtstreeks de draaiing van de aarde aantonen.
In januari 1851 was Foucault al in zijn opzet geslaagd. In de kelder van zijn huis zag hij voor
het eerst met eigen ogen dat de aarde draaide, want het slingervlak gaf de voorstelde
precessiebeweging aan. Nog geen maand later herhaalde Foucault zijn verbazend eenvoudig
experiment voor het wetenschappelijke wereldje in het Parijse sterrenkundige observatorium.
Enkele weken later mocht hij een 67 meter lange slinger met een 28 kilogram zware bol

8 Bron: (Starckx, 2011b)

1 AA VS 1 75 © 2015 Arteveldehogeschool

ophangen aan het plafond van het Panthéon, om het grote publiek de laten kennismaken met
het vernuft van de Parijse wetenschappers.

Precessiebeweging

Wat toonde Foucault nou precies aan? Stel dat men een slinger zou ophangen pal boven de
geografische zuidpool, dan zou een vaste waarnemer boven de zuidpool de aarde onder de
slinger zien draaien met de klok mee (met een periode van iets minder dan 24u). Voor iemand
die aan de zuidpool op het aardoppervlak staat – en dus met de aarde meedraait - lijkt het
alsof het vlak van de slingerbeweging in één dag een cirkel van 360 graden beschrijft, en dat
tegen de wijzers van de klok in. Deze slingerbeweging wordt de precessiebeweging van het
slingervlak genoemd. De periode van de precessie van het slingervlak hangt echter af van de
breedte graad van de plaats waar de slinger is opgehangen. Zo zal het bewegingsvlak van een
slinger op de evenaar niet roteren (de periode van de precessie is oneindig) en is het effect op
de tussenliggende breedtegraden kleiner – en de periode groter. Als q de breedtegraad is van
de plaats, dan wordt de precessieperiode als volgt berekend: T = 24 uur / sin q. Zoals de eerste
Silnger van Foucault aantoonde in Parijs (ca. 48 graden noorderbreedte), duurde het ongeveer
33 uur vooraleer de slingerbeweging een volledige cirkel had beschreven. Daarmee had
Foucault duidelijk aangetoond dat de aarde inderdaad draait om haar eigen as.

Kosmologische vragen

Als de Slinger van Foucault aangeeft dat de aarde draait – of het slingervlak – wat draait er
dan precies, en wat staat er stil? Dat is een moeilijke vraag. Als een slinger wordt opgehangen
boven de geografische zuid- of noordpool, dan kan men stellen dat het punt waaraan de
slinger hangt en het vlak waarin hij slingert, onbeweeglijk is in een coördinatenstelsel waarin
ook de verste sterrenstelsels niet bewegen. Maar wat dan als we het hele universum – op de
aarde na – zouden wegdenken? Hoe zouden we dan nog kunnen weten dat de aarde rondom
haar as draait, en hoe moet de slinger weten of zijn slingervlak moet draaien, of niet? Volgens
de 19e eeuwse Oostenrijkse natuurkundige en filosoof Ernst Mach waren precies de verre
(vaste) sterren er de oorzaak van dat er zoiets bestond als inertie (de neiging van voorwerpen
om hun beweging voort te zetten). Voor dit beruchte ‘principe van Mach’ is echter nog geen
enkel bewijs gevonden.

1 AA VS 1 76 © 2015 Arteveldehogeschool

2.4.1.2 Eigenschappen
De eigenschappen van de aardrotatie zijn:

Richting: Van west over zuid naar oost.

Duur: De werkelijke duur wordt aangegeven door de tijd tussen twee opeenvolgende
bovenculminaties van eenzelfde ster, namelijk 23h 56min 4s of één sterrendag.

Figuur 30: Duur aardrotatie

Hoeksnelheid: 15° per uur.

Baansnelheid: De baansnelheid verschilt naargelang de breedteligging: een plaats op
de evenaar heeft een baansnelheid van 40.000 km/dag of van 1.667 km/h, een plaats
op 50° NB heeft een baansnelheid van 1065 km/h of 296 mis, plaatsen aan de
Noordpool of Zuidpool hebben een baansnelheid van 0 km/h.

2.4.1.3 Gevolgen
De gevolgen van de aardrotatie zijn:

Afplatting van de aarde: De baansnelheid van de aswenteling neemt toe met
afnemende breedteligging. Punten aan de evenaar bewegen het snelst en
ondervinden dus een grotere centrifugale kracht dan punten die dichter bij de polen
liggen. Op de Noordpool en de Zuidpool is de centrifugale kracht onbestaande.
Daardoor is de aarde aan de evenaar enigszins verbreed en aan de polen afgeplat. De
afplatting is echter heel klein, namelijk 1/297. Deze afgeplatte bolvorm noemt men
een ellipsoïde.

Afbuiging van de winden: Luchtmassa's boven het aardoppervlak zijn onderhevig aan
de zwaartekracht van de aarde en maken samen met de aarde de dagelijkse
aswenteling van west naar oost. Ze hebben dus een grotere baansnelheid aan de
evenaar terwijl de snelheid naar de polen toe vermindert. Wanneer deze luchtmassa's
zich verplaatsen van pool naar evenaar, dus naar gebieden met een grotere
baansnelheid, dan raken die winden achter ten opzichte van de aardrotatie. In het
omgekeerde geval lopen ze voor. Op het noordelijk halfrond komt dit neer op een

1 AA VS 1 77 © 2015 Arteveldehogeschool

afbuiging naar rechts, op het zuidelijk halfrond is dit een afbuiging naar links. Een
dergelijke kracht die bewegende lichamen op de draaiende aarde doet afbuigen van
hun normale traject, heet de corioliskracht.

Teken in onderstaand kader de afbuiging van de winden als gevolg van de aardrotatie.

Figuur 31: Afbuiging van de winden

Afwisseling van dag en nacht: De zon verlicht steeds een halve aardbol, waar het dan
dag is, terwijl her op de andere helft de nacht is. Door de rotatie kent elke plaats op
aarde in de loop van één beweging een dag en een nacht. De duur van de dag en van
de nacht varieert echter volgens de datum en de breedteligging van de plaats.

Tijdsverschil op aarde: De uurregeling is gebaseerd op de zonnestand. Het is middag
op een bepaalde plaats wanneer de zon culmineert. Voor alle plaatsen op eenzelfde
meridiaan culmineert de zon op hetzelfde ogenblik; ze hebben dus dezelfde tijd ten
opzichte van de zon. Dit noemt men de ware zonnetijd. Als we ons naar het westen
verplaatsen, dus tegen de rotatiezin van de aarde in, is het daar vroeger. Naar het
oosten toe is het later. Per graad die we ons oost-west verplaatsen, overbruggen we
een theoretisch tijdsverschil van 4 minuten. Het is weinig praktisch om voor elke kleine
oost-west verplaatsing een andere tijdregeling in te voeren. Daarom werd de aarde
verdeeld in 24 uurgordels, elk van 15 lengtegraden en met de meridiaan van
Greenwich als middellijn voor de eerste tijdzone. Alle plaatsen binnen dezelfde
uurzone gebruiken de ware zonnetijd van de centrale meridiaan. Deze universele tijd
of wereldtijd (U.T.) is dus afgeleid van de zonnetijd op de meridiaan van Greenwich.
De tijd van deze uurgordel noemen we dan ook de Greenwich Mean Time (G.M.T.) of
de West-Europese Tijd (W.E.T.). Deze uurgordel strekt zich uit van 7°30' W tot 7°30' O.
De Midden-Europese Tijd (M.E.T. = G.M.T. + 1 uur) bevindt zich tussen 7°30' O en
22°30' O; de Oost-Europese Tijd (O.E.T. = G.M.T. + 2 uur) tussen 22°30' en 37°30' O.
Bij de overgang van een zone naar een andere moet het uurwerk aangepast: uren
bijtellen bij verplaatsing oostwaarts, aftrekken bij een verplaatsing westwaarts. In de
praktijk worden de uurzones wel aangepast aan de landsgrenzen en soms kiezen

1 AA VS 1 78 © 2015 Arteveldehogeschool

landen zelfs voor een andere uurregeling dan de hoofdgordel waarin ze gelegen zijn.
Om tijdens de werkdag beter gebruik te kunnen maken van het daglicht, voeren
sommige landen, zoals België tot nu toe, tijdens de zomer een zomeruur in door de
uurwerken nog een uur vooruit te zetten. Zo heeft ons land in de winter de M.E.T. en
in de zomer de O.E.T. Als men vanaf de nulmeridiaan 180° oostwaarts gaat, wint men
12 uur in; als men 180° westwaarts trekt loopt men 180° vertraging op. Aan de
meridiaan van 180° ontstaat een verschil van 24 uur of een dag. De 180°-meridiaan
wordt daarom de datumgrens of datumlinie genoemd. Men heeft het verloop van de
datumgrens zodanig aangepast dat zij overal door de oceaan gaat zonder landsgrenzen
te snijden. Als we de datumgrens overtrekken van oost naar west, tegen de richting
van de aardrotatie, moeten we een dag bij onze datum tellen, als we in omgekeerde
zin reizen, dus in de richting van de rotatie in, moeten we een dag aftrekken.

Teken in onderstaand kader de verschillende uurgordels op aarde als gevolg van de
aardrotatie, zoals dit in theorie opgemaakt is. Noteer ook de werkelijke tijdzones die in
België van toepassing zijn.

Figuur 32: Tijdsverschil op aarde (theoretisch)

In werkelijkheid vallen de grenzen van tijdzones samen met staatkundige grenzen. In
België en in de andere West-Europese landen, gebruiken we de volgende tijden:

In de winter: …………………………………………………………………………………… = …………………
De lokale middag is er rond …………………………………
In de zomer: …………………………………………………………………………………… = …………………
De lokale middag is er rond …………………………………

Maak de onderstaande oefeningen op het tijdsverschil op aarde.

Bepaal het tijdsverschil tussen Lima en NewDelhi, en ook tussen Dakar en Manila.
……………………………………………………………………………..……………………………………………………

1 AA VS 1 79 © 2015 Arteveldehogeschool

Bepaal tijdstip en datum in Sydney en Montreal als het in Brussel op 10 december
19u45 is.

……………………………………………………………………………..……………………………………………………

Het is 4u30 in Brussel op 18 augustus. Bepaal tijdstip en datum in San Francisco
(zomertijd) en in Teheran (geen zomertijd).

……………………………………………………………………………..……………………………………………………

Ik vertrek op 18 november om 13u30 in Auckland. Ik ben 15u en 30min onderweg.
Wanneer (dag + tijdstip) kom ik aan in Madrid?

……………………………………………………………………………..……………………………………………………

Ik ben vergeten wanneer ik in Ankara het vliegtuig moet nemen om naar Buenos Aires
te vliegen. Ik weet nog wel dat ik met de Turkse luchtvaartmaatschappij vlieg, dat ik
15u en 45min onderweg zal zijn, en dat ik in Buenos Aires aankom om 19u45 op 12
augustus. Bepaal mijn vertrekdag en vertrekuur in Ankara.

……………………………………………………………………………..……………………………………………………

De afstand tussen Suva(Fiji) en Papeete (Tahiti) bedraagt 3240 km. Wat is het
tijdverschil en in welke richting moet ik vliegen om een dag extra te hebben?

……………………………………………………………………………..……………………………………………………

2.4.2 Aardrevolutie

2.4.2.1 Bewijzen
Als voornaamste bewijs voor de aardrotatie is er de schijnbare jaarlijkse beweging van
de zon rond de aarde, waarbij voor een bepaalde plaats het moment van hoogste en
laagste culminatie van de zon jaarlijks terugkomt.

2.4.2.2 Eigenschappen
De eigenschappen van de aardrevolutie zijn:

Richting: Rechtstreeks, dus tegenwijzerszin, van west over zuid naar oost

Duur: Het siderisch jaar of de werkelijke duur van de revolutie bedraagt 365d 6u 9m
9s, d.i. de tijd tussen 2 opeenvolgende doorgangen van de aarde t.o.v. een bepaalde
ster. Het tropisch jaar bedraagt 365d 5u 48m 46s, d.i. het tijdsverloop tussen twee
opeenvolgende zelfde standen van de zon t.o.v. de aarde, bijvoorbeeld in het
lentepunt. Het tropisch jaar is dus 20m 24s korter dan het siderische jaar. De oorzaak
hiervan is de langzame verschuiving van het lentepunt langs de ecliptica. Jaarlijks
schuift het lentepunt 50"2 naar het westen op de ecliptica. Dit verschijnsel wordt de
precessie genoemd. Op die manier bereikt de zon ieder jaar in de lente de hemel
evenaar 20 m 24 s voordat ze weer culmineert met een bepaalde ster. De oorzaak van
de precessie moet gezocht worden in de aantrekkingskrachten van zon en maan op de

1 AA VS 1 80 © 2015 Arteveldehogeschool

afgeplatte aarde, die een langzame wijziging van de helling van de aardas
teweegbrengen. We nemen aan dat de aardas bij de beweging om de zon evenwijdig
blijft aan zichzelf In feite is dit op lange termijn niet meer waar, want in ongeveer
26.000 jaar beschrijft de aardas een kegelmantel om een as die loodrecht staat op de
ecliptica. Die beweging van de aardas noemt men precessie en ze doet denken aan een
draaitol. De precessie veroorzaakt dus een jaarlijks teruglopen van het lentepunt, maar
ook een geleidelijke verandering in de positie van de sterren. Nu bevindt onze Poolster
zich nabij de hemelnoordpool, maar vroeger (ca. 150 v.C.) stond die ster 12° van de
hemelpool verwijderd en in het jaar 14.000 zal Wega (uit het sterrenbeeld Lier) onze
Poolster zijn. Deze beweging9 van het lentepunt op de ecliptica wijst dus op een
langzame verplaatsing van het equatorvlak.

Baanvlak: Dit is het eclipticavlak, het vlak waarin de zon schijnbaar in 1 jaar om de
aarde wentelt.

Baanvorm: De aarde beschrijft een ellipsvormige baan om de zon, die in een brand-
punt staat. Dit is de eerste wet van Kepler. Daardoor schommelt de afstand zon-aarde
tussen 152 miljoen km in het aphelium en 147 miljoen km in het perihelium. Op het
noordelijk halfrond staat de aarde tijdens de winter, op 3 januari, het dichtst, tijdens
de zomer op 4 juli het verst van de zon. In haar baan om de zon neemt de aarde vier
speciale standen in, telkens op een datum die overeenstemt met het begin van een
jaargetijde: 21 maart of lente-evening, 21 juni of zomerzonnewende, 23 september
of herfst-evening en 22 december of winterzonnewende.

Figuur 33: Baan aardrevolutie

Omloopsnelheid: De snelheid van de beweging is gemiddeld 30 km/s, maar de
beweging is niet eenparig. Dit beschrijft de tweede wet van Kepler: de voerstraal
aarde-zon beschrijft in gelijke tijdsintervallen sectoren met gelijke oppervlakte. Dit
betekent dat de omloopsnelheid maximaal is in het perihelium en minimaal in het
aphelium. Daardoor duurt ons zomerhalfjaar, van 21/3 tot 23/9 (lente + zomer =

9 In feite vertoont de kegelmantel van de precessie kleine golfbewegingen of rimpelingen omdat de aardas ook nog
schommelt met een periode van 18,6 jaar (nutatie).

1 AA VS 1 81 © 2015 Arteveldehogeschool

92d+93d = 185d), zeven dagen langer dan ons winterhalfjaar, van 23/9 tot 21/3 (herfst
+ winter = 89d+89d = 178d). Keplers derde wet zegt dat de kwadraten van de
omlooptijden zich verhouden als de derdemachten van de voerstralen.

Stand aardas: De aardas staat schuin op het vlak van de aardbaan of het eclipticavlak.
Het equatorvlak van de aarde en het eclipticavlak maken een hoek van 23°27'. Deze
hoek is constant gedurende de hele omwenteling. De aardas blijft de hele revolutie
evenwijdig aan zichzelf

2.4.2.3 Gevolgen
De gevolgen van de aardrevolutie zijn:

Zonnedag en sterrendag: Tijdens een rotatie schuift de aarde 360°/365 of ongeveer 1°
op het eclipticavlak. De aarde moet na één rotatie of sterrendag 24u/360 of 4min
verder roteren om de zon opnieuw boven dezelfde meridiaan te zien culmineren.
Omdat de snelheid van de aarde op het eclipticavlak veranderlijk is, is de ware
zonnedag van ongelijke duur. Daarom is de middelbare zonnedag van 24u ingevoerd.

Burgerlijk jaar10: Een revolutiebeweging van de aarde duurt precies 365 dagen 5u 48
min 46 s. Om een burgerlijk jaar toch in een geheel aantal dagen te kunnen
onderverdelen, wordt om de vier jaar een dag aan de kalender toegevoegd: het
schrikkeljaar. Jaartallen deelbaar door vier zijn schrikkeljaren, maar niet de eeuwjaren,
behalve als die eeuwjaren deelbaar zijn door 400.

Opeenvolging van seizoenen met ongelijke lengte van dag en nacht: Door de schuine
stand van de aardas worden het noordelijk en het zuidelijk halfrond afwisselend naar
de zon toe en van de zon weg gericht. Daardoor verandert de zonshoogte in de loop
van het jaar en varieert de lengte van dag en nacht doorheen het jaar. Deze variaties
van zonnestand en daglengte veroorzaken de seizoenen, met als begindata de
volgende data en kenmerken:

─ 21 maart of lente-evening: De zonnestralen vallen loodrecht in op de evenaar. De
zon staat 's middags in het zenit op 0° breedte; de culminatiehoogte is er 90°. Het
verlichtingsvlak gaat door de Noord- en Zuidpool. Overal is dag gelijk aan nacht. De
formule voor de berekening van de hoogte van de zon voor zowel het noordelijk als
het zuidelijk halfrond is: Hc = 90° - .

Verduidelijk op de volgende globe de lente- en de herfstevening.

10 Hierachter schuilt een lange historiek. Omdat de burgelijke tijdrekening niet overeenstemde met de astronomische
realiteit voerde de Romeinse keizer Julius Caesar in 46 v. C. de schrikkeldag in: om de 4 jaar was er een dag extra. Op die
manier had de Juliaanse kalender een jaar van 365 1/4 dagen. Die correctie van 6 uur was te groot en in de 16° eeuw was
de fout.al opgelopen tot 10 dagen. Paus Gregorius XIII vroeg Copernicus de kalender te hervormen, want de lente begon
niet meer op 21 maart, maar op 11 maart, wat het bepalen van de paasdatum bemoeilijkte. In 1582 werd de Gregoriaanse
kalender ingevoerd. Op 4 oktober volgde 15 oktober, waarmee de fout uit vorige eeuwen werd goedgemaakt. Deze
tijdrekening wordt nu nog altijd gebruikt.

1 AA VS 1 82 © 2015 Arteveldehogeschool

Figuur 34: Aardbelichting 21/3 en 23/9 Figuur 35: Schijnbare zonnebaan op 50°N 21/3 en 23/9

─ 21 juni of zomerzonnewende: De zonnestralen vallen loodrecht in op de
Kreeftskeerkring (23°27' N). In gebieden ten noorden van deze cirkel bereikt de zon
haar maximale culminatiehoogte. De zon valt er echter altijd schuin in. De zon keert
als het ware; ze gaat over van het dagelijks hoger klimmen naar een dagelijks lager
wordende culminatiehoogte. Het steeds langer worden van de dagen gaat over in
het korten van de dagen. In België is de maximale culminatiehoogte van de zon
62°27'. Op het noordelijk halfrond is het zomer want de zon staat hoog aan de
hemel en de dagen zijn lang en de nachten kort. Ten noorden van de
noordpoolcirkel blijft de zon 24 uur boven de horizon. Dit is de pooldag. De lengte
van de pooldag neemt toe met de breedteligging, tot 6 maanden op de Noordpool.
Ten zuiden van de zuidpoolcirkel verschijnt de zon niet meer boven de horizon. Dit
is de poolnacht. De formule voor de berekening van de hoogte van de zon voor het
noordelijk halfrond is: Hc = 90° - ( - 23°27’). Voor het zuidelijk halfrond is dit: Hc =
90° - ( + 23° 27’).

Verduidelijk op de volgende globe de zomerzonnewende.

Figuur 36: Aardbelichting 21/6 Figuur 37: Schijnbare zonnebaan op 50° N 21/6

─ 23 september of herfstevening: Deze toestand is vergelijkbaar met die van 21
maart. De lengte van de dag is overal op aarde gelijk aan die van de nacht. De
formule voor de berekening van de hoogte van de zon voor zowel het noordelijk als
het zuidelijk halfrond is: Hc = 90° - .

1 AA VS 1 83 © 2015 Arteveldehogeschool

─ 22 december of winterzonnewende: De zonnestralen vallen loodrecht in op de
Steenbokskeerkring (23°27' Z). In gebieden ten zuiden van de Steenbokskeerkring
heeft de zon een maximale culminatiehoogte. De zon valt hier echter altijd schuin
in. Het zuidelijk halfrond kent een hoge zonnestand en dus lange dagen en korte
nachten; het is er zomer. In het zuidpoolgebied is het dan pooldag. Op het
noordelijk halfrond staat de zon laag aan de hemel en zijn dagen kort; het is er
winter. De zon keert: de zon bereikt voor ons haar minimale culminatiehoogte en
begint terug te klimmen vanaf deze datum. De dagen beginnen te lengen. In België
is het de minimale culminatiehoogte: 15°33'. Ten noorden van de noordpoolcirkel
komt de zon niet meer boven de horizon. Het is er poolnacht. De formule voor de
berekening van de zonshoogte voor het noordelijk halfrond is: Hc = 90° - ( +
23°27’). Voor het zuidelijk halfrond is dit: Hc = 90° - ( - 23° 27’).

Verduidelijk op de volgende globe de zomerzonnewende.

Figuur 38: Aardbelichting 22/12 Figuur 39: Schijnbare zonnebaan op 50° N 22/12

Vul de tabel op de volgende bladzijde correct in; deze geeft dan een overzicht van de
kenmerken van lente- en herfstevening en zomer- en winterzonnewende.

Zijn de volgende stellingen juist of fout? Leg bondig uit.

Om 12u ‘s middags op 30 juni ziet je op 26° N een zenitale zonnestand. J/F
J/F
……………………………………………………………………………………………………………………………… J/F
Tijdens augustus worden de dagbogen langer voor een plaats op 48° S. J/F
J/F
………………………………………………………………………………………………………………………………
Op 5 juli is de nacht langer op de Noordpool dan op de Kreeftskeerkring.

………………………………………………………………………………………………………………………………
Op 21 juni is de culminatiehoogte op 42° S = 71°23’.

………………………………………………………………………………………………………………………………
In Madrid bedraagt op 21/3 de poolshoogte 50° en de zonsculminatiehoogte 50°.

………………………………………………………………………………………………………………………………

1 AA VS 1 84 © 2015 Arteveldehogeschool

1 AA VS 1 85 © 2015 Arteveldehogeschool

Temperatuurgordels op aarde op basis van de breedteligging: Op basis van de
breedteligging onderscheidt men de tropische zone (tussen de keerkringen), de
gematigde zone (tussen keerkringen en poolcirkels) en de polaire zone (hogere
breedteligging dan de poolcirkels).

Teken op de onderstaande globe de verschillende temperatuurgordels op aarde.

Figuur 40: Temperatuurgordels op aarde

Waarom is er om de vier jaar een schrikkeljaar?

Eerst moet men de vraag stellen wat een schrikkeljaar is. Wel, een schrikkeljaar is een jaar
dat 366 dagen telt in plaats van 365, en wel omdat de maand februari 29 dagen telt in
plaats van de normale 28. Maar waarom is er om de vier jaar een schrikkeljaar? En
waarom is 2000 wel een schrikkeljaar en was 1900 dat bijvoorbeeld niet?
Dieren hebben geen nood aan kunstmatige tijdsstructuren. Zij leven volgens de
seizoenen. Maar die ene slimme diersoort, de mens, moest en zou zijn tijd ordenen. Het
kind kreeg een naam: kalenders. Vooral volkeren met een hoogstaande landbouw- en
jachtcultuur beschikten over kalenders die door sterrenkundigen werden ontwikkeld.
Kwestie van precies te weten wanneer er het best gezaaid, geoogst en gejaagd werd. Voor
hun kalenderbepaling keken sommige volkeren naar de omlooptijd van de maan. De
sterrenhemel veranderde met de seizoenen en de maan leek de grote constante. Die
kwam en ging in ongeveer dertig dagen. Langzamerhand ontstond het idee dat het jaar
uit twaalf maanden bestond. Een maanjaar telde 354 dagen, of 29,5 dagen per
maanmaand. Dat onregelmatigheidje werd opgelost door de ene maand 30 en de
volgende 29 dagen te laten duren. Het is niet duidelijk wanneer precies de mens besefte
dat een maanjaar 'te kort' was. De Chinezen pasten 2300 jaar voor Christus al een truc
toe. Zij lasten iedere vijf jaar, en in latere eeuwen iedere 19 jaar, extra maanden in. De
Babyloniërs en de Grieken hanteerden 1500 jaar later min of meer dezelfde
berekeningen. De joodse kalender gaat nog steeds terug naar de Babylonische en Chinese
astronomen. In een periode van 19 jaar worden er vijf extra maanden aan het joodse jaar
toegevoegd. Joden en islamieten zijn de maan trouw gebleven, terwijl de christenen hun
kalender afstemmen op het zonnejaar.

Egyptenaren
Vermoedelijk waren de Egyptenaren de eersten die bij het zoeken naar een kalender het
zonnejaar volgden. In 46 voor Christus zou Julius Caesar, de in onze contreien goed

1 AA VS 1 86 © 2015 Arteveldehogeschool

bekende Romeinse keizer, dat Egyptische voorbeeld volgen. De oude Romeinse kalender,
met aanvankelijk slechts 304 dagen, was immers helemaal een zootje. Caesar kondigde
de Juliaanse zonnekalender af. Een zonnejaar, of tropisch jaar, is gedefinieerd als de tijd
die de aarde nodig heeft om rond de zon te draaien. Heel precies duurt dat 365 dagen, 5
uren, 48 minuten en 46 seconden. Of decimaal uitgedrukt: 365,24222 dagen. Als je je van
dat verschil niks aantrekt en de duur van een jaar afrondt op 365 dagen, dan kom je om
de vier jaar bijna een dag tekort. In zijn Juliaanse, kalender loste Julius Caesar dat, in
navolging van de Egyptische kalender, op met een schrikkeldag in elk jaar dat deelbaar is
door vier. Om de vier jaar dus. 29 februari werd als schrikkeldag gekozen, omdat in de
Romeinse tijd het nieuwe jaar begon in maart. Die correctie bleek nog niet precies genoeg.
Op de duur rees er toch een probleem met de start van de lente. Het verschil tussen de
gemiddelde duur van het burgerlijke Juliaanse jaar (365-en-één-vierde dagen of 365,25)
en het tropische jaar (365,24222 dagen) bedraagt 0,00778 dagen. Na 1000 jaar was er
tussen de officiële start van de lente, op het concilie van Necaea in 325 vastgelegd op 21
maart, en het astronomische begin van de lente, d.i. het moment waarop dag en nacht
precies even lang zijn, al een kloof van acht dagen.

Gregorius
In 1582 liep men al tien dagen uit de pas. Met alle gevolgen vandien voor het kerkelijke
Paasfeest. Paaszondag valt op de eerste zondag die volgt op de eerste volle maan na het
begin van de lente. Paus Gregorius XIII, daartoe gemachtigd door, het Concilie van Trente,
greep drastisch in. Hij zocht tien dagen zonder belangrijke heiligendagen en decreteerde
dat het na 4 oktober 1582 meteen 15 oktober 1582 zou worden. Gregorius had bovendien
een geniale vondst om soortgelijke ontsporingen in de toekomst te voorkomen. Enkel die
eeuwwisselingen waarbij het jaartal deelbaar was door 400 zouden nog als schrikkeljaar
beschouwd worden. Op die manier verloren 1700, 1800 en 1900, nochtans deelbaar door
vier zoals een normaal schrikkeljaar, hun statuut van schrikkeljaar. 1600 was dan weer
wel een schrikkeljaar. En nu is 2000 dat dus ook. Door die nieuwe Gregoriaanse kalender
komen er in 400 jaren nog slechts 97 schrikkeljaren voor. Het verschil tussen de
gemiddelde duur van het Gregoriaanse jaar (365,2425 dagen) en het tropische jaar
(365,2422 dagen) is teruggebracht tot 0,0003 dagen, ofte 1,2 dagen in 4000 jaar. Die
resterende minieme afwijking wordt gereduceerd tot 0,2 dag door de overeenkomst dat
ook de jaren 4000 en 8000 gewone jaren zullen zijn en geen schrikkeljaren, ook al zijn ze
en deelbaar door 4 en deelbaar door 400.

Eenvoudig allemaal, niet?

2.5 De maan, satelliet van de aarde

2.5.1 Algemene gegevens

De maan is het meest nabije hemellichaam bij de aarde. Haar gemiddelde afstand tot
aarde bedraagt slechts 384.400 km, wat ervoor zorgt dat ze aan de hemel een hoek van
ongeveer een halve graad inneemt. De maan is de satelliet van de aarde. Zelf straalt ze
geen licht uit, maar ze is zichtbaar op aarde omdat ze zonlicht in de richting van de aarde
weerkaatst. De maan is merkelijk kleiner dan de aarde. Door haar geringe massa, namelijk
1/81 van de massa van de aarde, is ook de zwaartekracht op de maan veel kleiner, in het
bijzonder 1/6 van de aardse zwaartekracht. Door deze kleinere valversnelling op de maan
is ook de ontsnappingssnelheid die een voorwerp moet hebben om de maan te verlaten
veel kleiner. De maan heeft dus onvoldoende aantrekkingskracht om gasmoleculen vast

1 AA VS 1 87 © 2015 Arteveldehogeschool

te houden, zodat de maan geen atmosfeer van betekenis heeft. Zonder atmosfeer is elke
vorm van leven zoals wij het kennen onmogelijk. Door de afwezigheid van een dampkring
kan er ook geen water zijn op de maan en dus ook geen wolken. De hemel is er bijgevolg
zwart, want er is geen straalbreking. De dag- en nachttemperaturen op de maan
verschillen enorm; overdag is het er ongeveer 110°C, ’s nachts is het er -150°C.

Massa (relatief) Aarde Maan
Massa (kg) 1,000 0,0123
Straal (evenaar, relatief) 5,98*1024 7,35*1022
Straal ( evenaar, km) 1,000 0,272
Afplatting 6378 1738
Gemiddelde dichtheid (ton/m³) 0,0034 0,002
Valversnelling (evenaar, m/s²) 5,52
Ontsnappingssnelheid (km/s) 9,78 3,34
Siderische rotatieperiode 11,2 1,62
23,93 h 2,4
27,32 d

2.5.2 Uitzicht van het maanoppervlak

Heel wat kennis over de morfologie en de geologie van de maan is afkomstig van de
maanvluchten en de maanwandelingen die de ruimtevaart de laatste vijftig jaar heeft
gerealiseerd. Tussen 16 juli 1969 en 19 december 1972 voerde de Amerikaanse NASA zes
bemande landingen op verschillende plaatsen op het maanoppervlak uit. In het totaal
waren er iets meer dan 80 uur mensen op de maan. Ze brachten ongeveer 386 kg
gesteenten mee naar de aarde. Ook de Russische vluchten met automatische sondes
vormen een belangrijke bron voor de betere kennis van het maanoppervlak. Ook met een
verrekijker of een telescoop kan het uitzicht van het maanoppervlak goed bekeken
worden. Meteen vallen dan twee zaken op, namelijk het grote aantal kraters enerzijds en
de donkere, vlakke gebieden of maria11 anderzijds. Het contrast tussen de donkere maria
en de lichter gekleurde kratergebieden is zelfs al met het blote oog te zien; de donkere
vlekken vormen het populaire ‘mannetje in de maan’. Kraters en maria zijn echter niet
uniek voor de maan; ze worden ook in grote aantallen op andere planeten en manen in
het zonnestelsel aangetroffen.

2.5.2.1 Kraters
De lichtgekleurde kraters op de maan zijn inslagkraters. Vele brokstukken materie,
meteorieten, planetoïden, kometen e.d. storten immers neer op het maanoppervlak. Bij
deze inslagen wordt er op de plaats van de inslag materiaal naar buiten toe geworpen en
ontstaat er centraal een put. De grootte van deze put of krater, en dus ook de energie die
bij de botsing vrijkomt, is afhankelijk van de snelheden van de botsende massa's. Omdat
deze snelheden doorgaans tussen de 20 en 40 km/s bedraagt, zal er bij de inslag van zelfs
een klein lichaam een enorme hoeveelheid energie vrijkomen en een grote krater
ontstaan. Zo leidt de inslag van een rotsblok met 8m diameter tot een krater met een
diameter van ca. 175m en een diepte van ca. 40m. Pas gevormde kraters zijn komvormig,

11 De benaming maria is afkomstig van het Latijnse mare, wat zee betekent.

1 AA VS 1 88 © 2015 Arteveldehogeschool

terwijl oude kraters vaak een ingezakte kraterwand met terrassen hebben. Het
uitgeworpen materiaal vormt in de onmiddellijke omgeving van de krater een deken. Op
grotere afstand van het centrum van de inslag vormen het uitgeworpen puin kleine
secundaire kraters, die in kraterrijen voorkomen. Bij de vorming van secundaire kraters
wordt ook materiaal uit die kratertjes over het omliggende terrein verspreid. Dit materiaal
is meestal bleker dan de onverstoorde bovenlaag, waardoor het omheen de secundaire
kraters een bleke vlek vormt. De blekere langgerekte strepen worden kraterstralen
genoemd. Door de onderlinge vergelijking van deze kratertypes, dekens, kraterrijen en
kraterstralen kan men een relatieve tijdschaal van de bodemlagen van de maan opstellen.

2.5.2.2 Maanbodem
Als gevolg van kraterinslagen over zeer lange tijd, is het oppervlak van de maan bedekt
met een laag van verpulverd gesteente. Deze laag wordt een regolietlaag genoemd wordt
en deze kan op sommige plaatsen 2 tot 15 m dik zijn. De samengeklitte gesteentebrokken
of rotsfragmenten worden breccie genoemd.

2.5.2.3 Maria
De donkere, uitgestrekte vlakten op de maan met relatief weinig grote kraters noemt men
'maanzeeën' of maria. Dit zijn gebieden waar gesmolten gesteente, lava dus, aan de
oppervlakte gekomen is en de omgeving overspoeld heeft. Deze lava bestaat voornamelijk
uit basalt, een gesteentesoort waarin zware mineralen overwegen die rijk zijn aan ijzer en
titanium, zoals pyroxeen en olivien. Deze mineralen zijn ook van nature vrij donker
gekleurd, vandaar dat de maria donkerder zijn dan de hooglanden. De meeste maria zijn
rond van vorm, zoals Mare Crisium, Mare Imbrium en Mare Serenitati, omdat ze ontstaan
zijn in de bekkens van gigantische kraters.

2.5.2.4 Hooglanden
De hooglanden zijn de heldere gebieden op het maanoppervlak. Deze heldere kleur
wordt verklaard door de overheersende granitische gesteenten, die bleek zijn omdat ze
arm zijn aan ijzer en titanium. Mineralogisch overweegt de plagioklaas. De hooglanden
zijn overdekt met grote tot zeer grote kraters.

2.5.3 Ontstaan van de maan

De maan zou ontstaan zijn bij de inslag van een flink uit de kluiten gewassen kleine planeet
- een planeet in de grootorde van Mars - op de nog zeer jonge aarde zo’n 4,6 miljard jaar
geleden. Daarbij zou een deel van de aardkorst weggeslingerd zijn en in een baan om de
aarde gekomen zijn. In de loop van enkele tientallen miljoenen jaren zouden deze
brokstukken dan terug samengeklonterd zijn en zo de maan hebben gevormd.

De maan, dichtbij maar nog steeds onbegrepen

De theorie van de grote botsing linkt aannemelijk, maar is slechts theorie. Ondanks alle
onderzoek is er eigenlijk maar vrij weinig bekend over de maan. Over haar ontstaan en
evolutie zijn alleen nog maar theorieën opgesteld. Willen we meer weten, dan moeten er nog
veel meer bodemmonsters worden onderzocht. Toen Neil Armstrong vele jaren geleden zijn
eerste kleine stap op de maan zette, vormde dielevenloze, grijze bal van steen een doorn in
het oog van menig astronoom. Niet alleen omdat het licht van de maan het waarnemen van

1 AA VS 1 89 © 2015 Arteveldehogeschool

zwakke objecten in het heelal kan belemmeren, maar ook omdat het moeilijk viel te
accepteren dat er van het dichtstbijzijnde hemellichaam zo weinig bekend was. Daar is enige
verandering in gekomen. In de jaren zestig stond de maan voor het eerst in het middelpunt
van de wetenschappelijke belangstelling. Er werden harde landingen uitgevoerd, ondermeer
door de Amerikaanse Rangers, die tot vlak voor de inslag gedetailleerde foto’s van het
maanoppervlak maakten. Russische Loena's en Amerikaanse Surveyors maakten zachte
landingen en deden onderzoek naar de samenstelling'van de bodem, en vanuit een baan om
de maan werd het hele oppervlak nauwkeurig in kaartgebracht door Luna Orbiters Allemaal
ter voorbereiding van wat wel de grootste technische prestatie uit de geschiedenis van de
mensheid wordt genoemd, de landing van de Apollo-11 op de maan. Maar ruim drie jaar later,
na de thuisreis van de Apollo-17 in december 1972, werd het weer rustig.

Mannetje maan
Het grootste deel van de 382 kilo maanstenen die door de Apollo-astronauten mee naar de
aarde zijn genomen, verdween in de kluizen bij NASA’s Johnson Space Center in Houston, en
in de jaren zeventig en tachtig richtte het onbemande ruimte-onderzoek zich volledig op de
verkenning van de andere planeten in het zonnestelsel. Door de onvoorstelbare succesvolle
vluchten van de Amerikaanse Pioneers, Vikings èn Voyagers gemakkelijk opgelost. In bepaalde
tijden leek iedereen de maan even te de opzichten lijkt het maan te vergeten. De canyons op
Mars, wolkenbanden in de dampkring van Jupiter, vulkanen op de Jupiter-maan U10,
fijnstructuur in de ringen van Saturnus en golvende hoogvlakten op Venus vulden de pagina's
van de sterrenkunde- en ruimtevaartbladen. De maan was nergens te bekennen.
Toch hebben de stenen die de Apollo-astronauten mee naar de aarde hebben genomen veel
nieuwe inzichten opgeleverd over samenstelling van de bodem en de geologische
geschiedenis van de maan. Voor eens en altijd werd er definitief afgerekend met het idee dat
maankraters een vulkanische oorsprong zouden hebben. Uit de bodemmonsters bleek
onomstotelijk dat ze zijn gevormd bij de inslagen van kosmische projectielen zoals planetoïden
en kometen. Zelfs de grote donkere vlekken die het beroemde mannetje in de maan vormen,
hebben hun bestaan, aan kosmische inslagen te danken. Het zijn bekkens die een kleine vier
miljard jaar geleden werden gevormd door botsingen met brokstukken van zeker honderd
kilometer in middellijn. De maankorst werd bij die botsingen verbrijzeld en gesmolten
gesteente uit het inwendige stroomde over het oppervlak uit. Vandaar het opvallend gladde
uiterlijk van deze maanzeeën.

Grote botsing
Het vraagstuk van het ontstaan van de maan werd echter niet zo gemakkelijk opgelost. In
bepaalde opzichten lijkt het maangesteente veel op dat uit de mantel van de aarde. Zo komen
er gelijke relatieve hoeveelheden van verschillende zuurstofisotopen in voor. Andere
eigenschappen, zoals het gehalte aan ijzeroxiden, wijken juist sterk af van de aardse situatie.
Oude ideeën over de vorming van de maan waren geen van alle in overeenstemming met deze
merkwaardige resultaten. De theorie dat de maan afkomstig is van de aarde, voor het eerst
geopperd door de zoon van Charles Darwin, moest definitief veld ruimen. De gedachte dat de
maan elders was ontstaan en door de aardse zwaartekracht was ingevangen, bleek niet langer
houdbaar. En dat aarde en maan tegelijkertijd zouden ontstaan zouden zijn uit hetzelfde deel
van de gas- en stofwolk waaruit het zonnestelsel zich vormde, was evenmin aannemelijk.
Tegenwoordig heeft de theorie van de 'grote botsing' verreweg de beste kaarten in handen.
Volgens deze theorie kwam de jonge aarde een paar miljard jaar geleden in botsing met een
andere protoplaneet. ter grootte van Mars. Uit de overblijfselen van die botsing zou de maan
zijn gevormd, Omdat bij de botsing ook een groot deel van de aardse mantel moet zijn
verdampt, bestaat de maan volgens deze theorie voor een deel uit materiaal dat
oorspronkelijk deel uitmaakte van de aarde. Om vele lacunes in de huidige kennis over
ontstaan en vroege evolutie van de maan op te lossen, moet er veel meer bekend zijn over de
samenstelling en de ouderdom van de verschillende structuren op de maan. Tijdens het
Apollo-project is daar wel een begin mee gemaakt, maar anno 1972 was slechts een klein deel
van het maanoppervlak in verschillende golflengten bestudeerd. De Amerikaanse

1 AA VS 1 90 © 2015 Arteveldehogeschool

ruimtesonde Galileo bracht daar enkele jaren geleden verandering in. door grote delen van de
maan in verschillende golflengten te fotograferen. Op die manier verkregen astronauten en
geologen een goed beeld van de verdeling van mineralen en ertsen aan het maanoppervlak.
En passant ontdekte Galileo dat het zwaar bekraterde noordpoolgebied van de maan
oorspronkelijk ook een vulkanische lavavlakte moet zijn geweest net zoals de huidige
maanzeeën. Tevens werd er op de achterzijde van de maan een niet eerder bekend en zeer
oud inslagbekken ontdekt, dat Aitken werd gedoopt. Veel revolutionairder dan Galileo was de
eveneens Amerikaanse ruimtesonde Clementine, die de maan begin dit jaar zeer gedetailleerd
in kaart bracht op elf golflengten. Clementine, van origine een militaire ruimtesonde, was in
staat details van slechts enkele tientallen meters op het maanoppervlak te onderscheiden. De
verwerking van de vele gigabytes aan waarnemingsgegevens is nog in volle gang, maar nu al
heeft het maanonderzoek van Clementine verrassingen opgeleverd, Zo blijkt het maanreliëf
veel sterker te zijn dan tot dusver werd vermoed: het door Galileo ontdekte Aitken-bekken
heeft bijvoorbeeld een diepte van maar liefst twaalf kilometer. Sterrenkundigen en geologen
blijven er met klem op wijzen dat de vele raadsels en mysteries waarin de maan zich nog
steeds hult, alleen opgelost kunnen worden door een grotere verscheidenheid aan
bodemmonsters te onderzoeken. Zowel in de VS als in Europa bestaan plannen voor een
nieuwe verkenning van de maan, waarbij een groot aantal onbemande ruimtesondes en
maanrobotjes het eigenlijke werk moeten gaan doen. Of er daarna nog een overtuigende
reden bestaat om ook weer mensen naar de maan te sturen, moet nog blijken.

Lees bovenstaande tekst. Leg bondig de vier theorieën over het ontstaan van de maan uit
en geef aan welke theorie vandaag de meest waarschijnlijke is.

…………………………………………………………………………………………………………………………………….

…………………………………………………………………………………………………………………………………….

…………………………………………………………………………………………………………………………………….

…………………………………………………………………………………………………………………………………….

2.5.4 Bewegingen van de maan

2.5.4.1 Maanrevolutie
De eigenschappen van de maanrevolutie zijn:

Richting: Rechtstreeks, in tegenwijzerszin, van west over zuid naar oost.

Duur: De siderische tijd is de tijd tussen twee samenstanden van de maan met een
ster, of ook 27d 8u. Deze tijd is een volledige omwenteling van de maan om de aarde.
Tijdens deze siderische maand schuift de aarde, samen met de maan, verder op haar
baan om de zon. Om nu van op aarde de maan opnieuw in dezelfde stand ten opzichte
van de zon te zien, moet de maan nog iets meer dan twee dagen op haar baan om de
aarde opschuiven. Deze tijd tussen twee opeenvolgende zelfde standen van de maan
ten opzichte van de zon heet de synodische tijd en bedraagt 29d 12u.

1 AA VS 1 91 © 2015 Arteveldehogeschool

Figuur 41: Richting en duur maanrevolutie

Snelheid: 12° à 13° per dag.

Baan: De baan van de maan om de aarde is een ellips, met de aarde in één van de
brandpunten. Deze omwenteling gehoorzaamt aan de wetten van Kepler. De afstand
van de aarde tot de maan schommelt tussen 407.000km in het apogeum en
356.000km in het perigeum. De omloopsnelheid is daardoor veranderlijk. De
excentriciteit van de ellipsvormige baan is 1/10. De maanbaan maakt een hoek van
5°09' met het eclipticavlak. De snijpunten van de maanbaan met het eclipticavlak
noemt men de knopen. De snijlijn van het vlak van de maanbaan met het eclipticavlak
is de knopenlijn. De klimmende knoop is het punt waar de maan van zuid naar noord
over de ecliptica gaat, de dalende knoop is het punt waar de maan van noord naar
zuid over de zonnebaan gaat.

Figuur 42: Baan maanrevolutie

De gevolgen van de maanrevolutie zijn:

De maan komt elke dag 50min later op. Tijdens één aardrotatie legt de maan namelijk
1/29,5 van haar baan om de aarde af. Een waarnemer op aarde moet dus 1/29,5ste
meer dan een aswenteling doen om de maan weer voor zijn meridiaan te krijgen. Dit
gebeurt na 24u, zodat 29,5 overeenstemt met 50min. Bijgevolg zullen maansopkomst,
culminatie en ondergang dagelijks 50min later plaatshebben.

De maan kent schijngestalten. Dit zijn de verschillende vormen waaronder de maan
zich aan ons vertoont, naar gelang een min of meer groot gedeelte van haar verlicht
halfrond naar ons gekeerd is. Een volledige cyclus van de schijngestalten duurt 29,5
dagen of een synodische maand. De schijngestalten volgen uit de veranderende
onderlinge stand van aarde, maan en zon. Bij ieder schijngestalte en bij iedere

1 AA VS 1 92 © 2015 Arteveldehogeschool

tussenvorm is steeds de helft van het maanoppervlak belicht. Bij conjunctie of stand
aarde-maan-zon is dit belichte maanoppervlak van de aarde gekeerd en is dus de maan
voor ons onzichtbaar. Dit noemt men de nieuwe maan. Bij oppositie of stand maan-
aarde-zon is het belichte deel van de maan naar de aarde gekeerd. De maan verschijnt
bij zonsondergang boven de horizon en blijft tot bij haar ondergang bij zonsopkomst
als een volledig belichte cirkel zichtbaar. Deze stand heet volle maan. In de
tussenliggende standen is de richting aarde-maan loodrecht op de richting aarde-zon.
Van de belichte maan is slechts de helft van op de aarde als een halve cirkel zichtbaar.
Bij eerste kwartier is de bolle zijde naar rechts gekeerd, bij laatste kwartier is dit naar
links. Bij eerste kwartier schijnt de maan in het eerste deel van de nacht, bij laatste
kwartier tijdens het tweede deel van de nacht.

Figuur 43: Schijngestalten van de maan

2.5.4.2 Maanrotatie
De eigenschappen van de maanrotatie zijn:

Richting: Rechtstreeks, in tegenwijzerszin, van west over zuid naar oost.

Duur: De maan roteert om zichzelf in 27d 8u. Dit is de siderische omwentelingstijd van
de maanrevolutie.

De gevolgen van de maanrotatie zijn:

Van op aarde is steeds dezelfde zijde van de maan te zien. Men spreekt daardoor van
een voorzijde en een achterzijde van de maan.

Een dag op de maan duurt 14 aardse dagen.

1 AA VS 1 93 © 2015 Arteveldehogeschool

Waarom zien we altijd dezelfde kant van de maan?12

Of je nou vanuit Australië, Groenland of België naar de maan kijkt, bij volle maan zul je altijd
hetzelfde plaatje zien. De maan is namelijk altijd met dezelfde zijde naar ons gericht. Hoe de
andere kant, soms wel eens ten onrechte de dark side genoemd, eruitziet, wisten we pas in
1959. Toen maakte een satelliet, de Luna 3, voor het eerst een rondje om de maan. Ironisch
genoeg bleek uit de foto's die deze Russische satelliet maakte, dat aan de andere kant minder
donkere basaltvlaktes zijn, en dat de dark side dus eigenlijk lichter is.
Om te begrijpen hoe het komt dat we maar één kant zien, moet je je realiseren dat de aarde
en de maan geen gladde bollen zijn. Als je de werkelijke contouren van de aarde en de maan
links laat liggen en de twee hemellichamen tekent op basis van hun dichtheden en
zwaartekrachtvelden, dan levert je dat twee knobbelige hier en daar flink ingedeukte bollen
op. De aarde trekt iets harder aan de voor ons zichtbare kant omdat die wat zwaarder is. De
meest energetisch stabiele situatie is dat de maan in de tijd dat zij een rondje om de aarde
maakt ook een pirouette maakt. Doordat de maan op die manier 'meedraait', blijft ze altijd
met dezelfde kant naar ons gericht. De rotatieperiode van de maan is dus gelijk aan de
baanperiode. Maar zonder de getijden zou de maan waarschijnlijk als een tol om ons heen
draaien. Vlak na haar geboorte, wellicht veroorzaakt doordat een grote meteoor ooit een stuk
uit de aarde wegsloeg, draaide de maan een stuk sneller dan nu. 'Hoe snel de maan in het
begin juist draaide is niet geweten', zegt sterrenkundige Jan Cuypers van de Koninklijke
Sterrenwacht. 'Maar uit het niet zo verre verleden weten we dat de getijden de maan hebben
afgeremd.' De heen en weer wiegende oceanen hebben de maan dus getemperd. Maar zij
niet alleen. Ook als er geen water op aarde was, zou de maan slechts één kant van haar gezicht
tonen. De vervorming van de aardbol vindt namelijk niet alleen aan het zeeoppervlak plaats,
maar overal aan het aardoppervlak. En ook het maanoppervlak vervormt. Door de
aantrekkingskracht is er op beide hemellichamen continu een bult; een ophoging gericht naar
het andere hemellichaam. 'De rotatie om de as neemt die getijdenbult, steeds een stukje
mee', zegt Cuypers, ‘het andere hemellichaam trekt die bult dan weer terug. Dat vertraagt de
rotatie, tot deze zo traag is dat de bult steeds naar het andere lichaam is gericht.’
Hetzelfde verhaal geldt voor talloze planeten en manen. Mocht de mens ooit op Mars landen,
dan zal hij daar ook slechts één kant zien van Phobos en Deimos, de twee manen van Mars.
Het mechanisme zorgt er ook voor dat de aarde steeds trager rond haar as tolt. Ofwel: de
dagen en nachten worden steeds langer. In theorie draait de aarde over honderd miljard jaar
nog maar één keer om zijn as per jaar. Een kant van de aarde is dan permanent naar de zon
gericht. Maar een kanttekening is op zijn plaats: tegen die tijd schijnt de zon allang niet meer.

2.5.5 Getijden

2.5.5.1 Begripsomschrijving
Aan de kusten vertoont het zeeniveau t.o.v. een vast punt regelmatige schommelingen;
dit komt door de getijdenwerking. Het waterniveau stijgt gedurende 6 uur; dit heet vloed.
Gedurende 10 à 12 minuten is de waterstand het hoog; dit is hoogtij. De daaropvolgende
6 uur daalt het waterpeil: het is eb. Het waterniveau is daarna enige tijd het laagst; dit is
laagtij. Een volledige getijdencyclus van stijgend en dalend water duurt 12u25min; twee
getijden komen in 24u50min. Dit komt overeen met de schijnbare dagelijkse beweging
van de maan om de aarde. In Oostende bedraagt het verticaal hoogteverschil van het
waterpeil tussen hoog- en laagwaterstand gemiddeld 3,92 m. Dit noemt men de
amplitude. Tijdens één synodische maand van de maanrevolutie is de amplitude
tweemaal duidelijk hoger en ook tweemaal merkbaar lager. Deze fenomenen heten
springtij en doodtij.

12 Bron: (van Dijk, 2008)

1 AA VS 1 94 © 2015 Arteveldehogeschool

2.5.5.2 Verklaring
Door de gravitatiewet van Newton is er een onderlinge aantrekkingskracht tussen de
aarde, de maan en de zon. Deze wet gaat als volgt: F = g.m.M/a² met m kleinste massa, M
grootste massa, a afstand tussen massamiddelpunten, en f gravitatieconstante van
Newton. Vooral de hydrosfeer van de aarde is onderhevig aan de aantrekkingskracht van
de hemellichamen, in eerste plaats de aantrekkingskracht van de aarde zelf, maar ook die
van de maan en de zon. Hoewel de massa van de maan veel kleiner is dan die van de zon,
is haar aantrekkingskracht op de hydrosfeer van de aarde groter, omdat ze zich dichter bij
onze planeet bevindt. De getijden ontstaan als gevolg van het verschil in aantrekkings-
kracht die de maan uitoefent op het water en op de vaste aarde in haar centrum.

De maan heeft een invloed op de getijden. Aan de zijde waar de maan staat, worden de
grote watermassa's van de oceanen, door de kleinere afstand tot de maan, sterker
aangetrokken dan de aardmassa. Het oceaanwater wordt er als het ware weggetrokken
van de aardmassa. Aan deze kant van de aarde ontstaat er dus hoogtij. Aan de andere
zijde wordt de watermassa, door de grotere afstand tot de maan, zwakker aangetrokken
dan de vaste aardmassa. De aardmassa wordt hier weggetrokken van het oceaanwater.
Ook hier ontstaat er dus hoogtij. Tussen deze twee vloedgebieden wordt het water
weggetrokken naar de vloedgebieden toe. Het is er dan dus laagtij. Hoogtij en laagtij
wisselen elkaar tweemaal af in 24u 50min; dit is de duur tussen twee opeenvolgende
doorgangen van de maan voor een zelfde meridiaan.

Ook de aantrekkingskracht van de zon beïnvloedt de getijden. Door de grotere afstand is
de invloed van de zon 2,3 maal geringer dan deze van de maan. Door haar grote massa
trekt de zon ongeveer 160 maal meer de aarde aan dan de maan. Maar de getijden zijn
veroorzaakt door het verschil in aantrekking op de dichtste en de verste delen van de
aarde. Dit verschil is natuurlijk veel groter voor de maan dan voor de zon, daar de maan
veel dichter bij de aarde staat. Voor de maan is het een verschil van 1/60, voor de zon een
verschil van 1/23.438. Bij nieuwe en volle maan, als zon, aarde en maan min of meer op
één lijn liggen, respectievelijk conjunctie- en oppositiestand, wordt de aantrekkingskracht
van de maan op de watermassa in dezelfde gebieden door de aantrekkingskracht van de
zon verstrekt; er ontstaat springtij. Bij eerste en laatste kwartier wordt het effect van de
maan op de watermassa door de zon verzwakt, waardoor doodtij voorkomt.

Beantwoord na het lezen van de bovenstaande tekst de volgende vragen over het
ontstaan van getijden.

Wat is de hoofdoorzaak van de getijdecyclus? Wat is de algemene regel hierbij?

……………………………………………………………………………………………………………………………………
……………………………………………………………………………………………………………………………………
Hoe verklaar je de cyclus van 6u13min, 12u25min en 24u50min i.p.v. 6u, 12u en 24u?

……………………………………………………………………………………………………………………………………
……………………………………………………………………………………………………………………………………

1 AA VS 1 95 © 2015 Arteveldehogeschool

Welke rol speelt de maan bij de getijdecyclus?

……………………………………………………………………………………………………………………………………
……………………………………………………………………………………………………………………………………
Wat is onderlinge positie van de aarde, de zon en de maan bij springtij en doodtij? Duid
dit ook aan op de onderstaande schetsen.

Springtij: ……………………………………………………………………………………………………………………
Doodtij: ………………………………………………………………………………………………………………………

Figuur 44: Gewoon tijd (links), springtij (midden) en doodtij (rechts)

Waarom hebben eb en vloed geen cyclus van 6 uur?13

Het krachtenspel tussen de Maan en de Aarde is inderdaad de belangrijkste motor van de
getijden op zee. De zwaartekracht van de Maan trekt het oceaanwater van de Aarde naar zich
toe, waardoor dat water als het ware een 'bult' vormt aan de kant waar de Maan staat. Daar
is het hoogtij of vloed. Ook het midden van de Aarde wordt aangetrokken door de Maan, maar
al minder, want de afstand tot de Maan is groter. De 'achterkant' van de Aarde, die op dat
moment het verst verwijderd is van de Maan, wordt het minst aangetrokken. Het
oceaanwater blijft daardoor wat verder verwijderd van de Maan en stulpt er wat naar achter,
in een bult. Het is aan die zijde dus op hetzelfde moment hoog water als aan de kant die naar
de Maan gericht is. Op de andere kwartieren van de Aarde is het op dat moment laag water.
Naarmate de positie van de Maan ten opzichte van de Aarde verandert, verplaatsen zich ook
het hoog- en laagtij. De Maan draait in 27,32 dagen rond de Aarde, en dat is inderdaad geen
veelvoud van zes uur. Maar dat is niet de enige omwenteling die ertoe doet. Tegelijk draait de
Aarde immers ook om haar eigen as. En die omwenteling duurt ongeveer 24 uur - wel een
veelvoud van zes uur. Als de Belgische Noordzeekust het ene moment naar de Maan is
gekeerd, is ze twaalf uur later van de Maan weg gekeerd, en nog twaalf uur later weer naar
de maan gekeerd. Daardoor is het er om de twaalf uur hoogtij, en is het zes uur later telkens
laagtij. Ongeveer toch. Want de getijdencyclus overspant niet precies twaalf of 24 uur. De
Aarde is in bijna 24 uur wel helemaal rond haar as gedraaid, maar de Maan is in die tijd niet
op haar zelfde plek blijven staan aan de hemel. Ze is een beetje verder geschoven in haar
ellipsvormige baan om de Aarde, waardoor de Aarde nog 50 minuten verder om haar as moet
draaien eer de Belgische kust weer naar de Maan gericht is. Daardoor is het maar om de 12
uur en 25 minuten hoogtij, en liggen er dus iets meer dan 6 uur tussen hoog- en laagtij.

13 Bron: (De Rijck, 2008)

1 AA VS 1 96 © 2015 Arteveldehogeschool

Overigens wordt niet alleen het oceaanwater door de Maan aangetrokken. Ook de
continenten op Aarde gaan lichtjes op en neer, tot veertig centimeter op sommige plaatsen,
maar een gewone waarnemer merkt daar niets van.

Naast de Maan speelt ook de Zon met haar aantrekkingskracht een rol, maar omdat de Zon
zoveel verder van de Aarde staat, is haar effect op de getijden minder sterk. De Zon versterkt
of verzwakt de getijden wel en dat is het duidelijkst bij springtij. Als de Zon en de Maan in
elkaars verlengde staan, bij volle- of nieuwemaan, 'trekken' ze beide aan het vloedwater en
veroorzaken ze springtij. Als Zon en Maan haaks op elkaar staan ten opzichte van de Aarde,
werken hun krachten elkaar tegen en volgt een doodtij. Toch valt het springtij aan onze
Noordzeekust pas enkele dagen na de volle- of nieuwemaan. Dat komt doordat de grote,
oceaan-overspannende bewegingen van eb en vloed met enige vertraging reageren op de
veranderende krachten van Zon en Maan. Obstakels zoals continenten, eilanden of de
vernauwing in het Kanaal veroorzaken bovendien extra vertraging of extra opstuwing, zodat
de getijden niet overal hetzelfde zijn. De getijden worden niet alleen door kosmische krachten
gestuurd. Ook het weer heeft invloed. Een springtij kan door een sterke en wind uit een
bepaalde hoek een stormvloed veroorzaken.

2.5.5.3 Factoren die de getijden beïnvloeden
Er zijn verschillende factoren die de getijden beïnvloeden:

Uitgestrektheid van de watermassa: De getijden zijn sterker in grote diepe zeeën en
oceanen. Door het verschil in sterkte ontstaat er tussen de oceanen en de ondiepe
randzeeën een verval. Het oceaanwater dringt deze randzeeën binnen. De verticale
beweging wordt hierdoor een horizontale beweging. Men spreekt hierbij van een
vloedstroom en een ebstroom. Dit is bijvoorbeeld het geval voor de Noordzee.

Plaatselijke factoren: Plaatselijke factoren, zoals de uitgestrektheid en de vorm van de
zee, de vorm en de richting van de kust en de overheersende windrichting, kunnen de
amplitude sterk beïnvloeden. Een verschil in plaatselijke factoren zorgen bijvoorbeeld
voor een amplitudeverschil van 11m bij het Kanaal van Bristol en een verschil van 22m
in de Baai van Fundy.

Traagheid van de watermassa: Het intreden van de vloed is steeds later dan de
doorgang van de maan. De haventijd van een plaats is de tijd die verloopt tussen de
culminatie van de maan en het intreden van vloed. Die vertraging is afhankelijk van
plaatselijke factoren, zoals de vorm van de kust, maar is steeds dezelfde voor een
bepaalde plaats. Voor Oostende is dit bijvoorbeeld 25min, voor Antwerpen 4u 30min.
De voortschrijdende beweging van de getijden kan men uitbeelden door lijnen, de
cotidale lijnen, die de punten verbinden waar hoogwater gelijktijdig voorkomt. In de
noordelijke Atlantische Oceaan schrijdt de getijdengolf naar het noorden toe voort te
beginnen met de lijn Azoren - Rio de Oro. In IJsland wordt door de golf 6u later bereikt,
daarna draait de getijdengolf naar het westen en bereikt New-Foundland na 4u. Een
halve dag later, op het ogenblik van vertrek, vindt men de getijdengolf weer bij Kaap
Hatteras en de Kleine Antillen. De getijdengolf draait dus omheen een vaste zone, het
amfidromisch punt. In de Noordzee ligt dit punt tegenover de Nederlandse kust.

1 AA VS 1 97 © 2015 Arteveldehogeschool

2.5.5.4 Toepassingen van getijden
De getijdenwerking kent verschillende toepassingen:

Haventoegankelijkheid: Vloedstromingen dringen riviermondingen en estuaria
binnen, terwijl ebstromen terug stromen richting zee. Hierdoor ontstaat een
amplitudeverschil in havens; in Antwerpen is dit bijvoorbeeld bijna 5m. Zeer grote
schepen moeten bijgevolg wachten op het opkomen van het hoogtij voor ze de haven
binnen kunnen varen. In getijdentabellen kan men hiervoor het waterpeil op elk
ogenblik van de dag opzoeken.

Baggeren van rivieren: Bij getijrivieren, zoals de Schelde, wordt het naar zee
stromende rivierwater afgeremd door het binnenstromende opkomend getij.
Daardoor bezinkt het meegevoerde puin in de bedding. Om de bevaarbaarheid van de
rivier te behouden, moet men bijgevolg baggeren.

Alternatieve energie: Met de energie die ontstaat uit de vloed- en de ebstroom, kan
elektriciteit opgewekt worden. Zo maakt de getijdenkrachtcentrale op de Rance
(Bretagne, Frankrijk) gebruik van een getijverschil van 13m.

2.5.6 Verduisteringen

De aarde en de maan worden beide verlicht door de zon. Achter zich werpen beide
hemellichamen een schaduwkegel af. Zo'n schaduwkegel bestaat uit twee delen. Het
donkere centrale deel noemt men de kernschaduw of de umbra. In de buitenste delen
dringt er nog een deel van het zonlicht door en is het niet helemaal donker. Dit deel is de
bijschaduw of de penumbra. Wanneer een van de hemellichamen in de kernschaduw van
de andere komt, ontstaan een verduistering of eclips.

2.5.6.1 Maansverduistering
Dit komt voor wanneer de maan geheel of gedeeltelijk in de bij- en/of kernschaduw van
de aarde komt: dit is een gedeeltelijke of een volledige maansverduistering. Zo'n
verduistering is zichtbaar van op alle plaatsen op aarde waar het op dat moment nacht is.
Als de maan enkel door de bij schaduw trekt, noemt men de verduistering een
penumbrale eclips. Een totale maansverduistering bestaat uit verschillende fasen en kan
meestal ca 1,5 uur waargenomen worden. De bijgaande figuren zijn de weergave alsof de
maanschijf door de stilstaande aardschaduw trekt. In werkelijkheid bewegen zowel
maanschijf als schaduw ten gevolge van de beweging van de maan om de aarde en van
de aarde om de zon. De maanschijf komt eerst binnen in de penumbra. Hier is de maan
iets lichtzwakker, maar dit valt niet echt op. Vervolgens raakt de maanschijf de umbra en
trekt door de donkere umbra. Dit is de gedeeltelijke eclips. Op het moment dat de
maanschijf volledig in de umbra gekomen is, begint de totale eclips. De duur van de totale
fase varieert van eclips tot eclips. Tijdens de totale fase is de maanschijf verlicht met een
oranje over rood tot donkerbruin schijnsel. Dit is zonlicht dat door de bovenste lagen van
de aardatmosfeer wordt afgebogen en toch nog de maan bereikt. De totale fase eindigt
als de maanschijf de umbra begint te verlaten. Er volgt weer een gedeeltelijke eclips en
een penumbrale eclips.

1 AA VS 1 98 © 2015 Arteveldehogeschool

Figuur 45: Soorten maansverduisteringen

Er moeten twee voorwaarden voldoen zijn om van een maansverduistering te spreken:

Oppositiestand, namelijk zon-aarde-maan, of volle maan. Dit komt ongeveer 12 maal
per jaar voor.

De drie hemellichamen moeten daarbij op een rechte lijn staan. Aangezien de
maanbaan met het ecliptica vlak een hoek maakt van 5°9’, kan deze voorwaarde alleen
vervuld worden bij volle maan in één van de knooppunten. Dan ligt de knopenlijn in
het verlengde van de voerstraal zon-aarde.

Figuur 46: Voorwaarden maansverduistering

2.5.6.2 Zonsverduistering
Dit is het verschijnsel waarbij het zonlicht aan een deel van de aarde onttrokken wordt
omdat de maan geheel of gedeeltelijk voor de zon komt. Dit komt voor wanneer de umbra
van de maan net op het aardoppervlak komt. De penumbra valt steeds op het
aardoppervlak. Overal waar de penumbra op de aardbol valt is een gedeeltelijke
zonsverduistering te zien. De zonneschijf zit voor een stuk achter de maanschijf
verscholen. Daar waar de umbra van de maan op aarde valt, zien de inwoners van dit
gebied een gewone totale verduistering. De maanschijf bedekt dan volledig de
zonneschijf. Als anderzijds de umbra net niet tot op het aardoppervlak komt, dan ligt dit
gebied op aarde in het verlengde van de schaduwkegel van de maan. De maanschijf wordt
dan aan de rand nog iets door de zon overstraald. We krijgen een ringvormige totale
eclips. Een zonsverduistering is slechts in een beperkt gebied op aarde te zien; het is een
vlak van ca. 200 km diameter. Tijdens de duur van een eclips roteert de aarde, zodat het

1 AA VS 1 99 © 2015 Arteveldehogeschool

gebied waarin de eclips zichtbaar is geen rond gebied is, maar wel een strook over de
aardbol. De smalle strook waarin de eclips totaal is wordt de centrale lijn van de eclips
genoemd. Deze centrale lijn loopt van W naar O over het aardoppervlak, vanaf de plaatsen
waar de totaal verduisterde zon opkomt, tot de plaatsen waar de zon totaal verduisterd
ondergaat. Een zonsverduistering is het gunstigst als de zonnediameter zo klein mogelijk
is, en de aarde dus het verst van de zon staat. Voor de bewoners van het noordelijk
halfrond is dit in de zomer. Bovendien moet de diameter van de maanschijf zo groot
mogelijk zijn, en dit is het geval als de maan zich nabij het perigeum van haar baan bevindt.

Figuur 47: Soorten zonsverduisteringen (1)

Figuur 48: Soorten zonsverduisteringen (2)

Er moeten twee voorwaarden voldoen zijn om van een zonsverduistering te spreken:

Conjunctiestand, namelijk zon-maan-aarde, of nieuwe maan. Dit heeft ongeveer 12
maal per jaar plaats.

De drie hemellichamen moeten daarbij op een rechte lijn staan, dus nieuwe maan in
één van de knopen.

Figuur 49: Voorwaarden zonsverduistering

1 AA VS 1 100 © 2015 Arteveldehogeschool