(Grieks Gaia, Latijn Tellus, astronomisch aangeduid door het teken 6 of ©) is een der planeten van ons zonnestelsel, wentelt met de overige planeten om de zon en neemt onder de hoofdplaneten naar haar afstand van de zon de derde plaats in. In grootte overtreft zij drie dezer hoofdplaneten, maar zij is veel kleiner dan vier der overige planeten.
De afmeting der buitenste planeet, Pluto, is waarschijnlijk van dezelfde grootte-orde als die der aarde.De aarde beweegt op een gemiddelde afstand van ongeveer 150 millioen km in een jaar rondom de zon. Haar rotatie-as, die een hoek van 67° met het baanvlak maakt, behoudt bij deze beweging voortdurend dezelfde stand. Deze omstandigheid veroorzaakt de wisseling der jaargetijden.
Naar de schijn is de aarde het middelpunt van het heelal en bewegen zich om haar, als centrum, de zon, de maan en alle andere hemellichamen in cirkelvormige banen. Deze opvatting beheerste de gehele Oudheid en Middeleeuwen en vormt de kern van het stelsel van den Alexandrijnsen geleerde Ptolemaeus. Wel werd reeds vroeg door enkele sterrenkundigen een aswenteling, zelfs een progressieve beweging der aarde als waarschijnlijk aangenomen, zoals door Hiketas, Ekphantus, Seleukos en vooral door Aristarchus; hun aantal was en bleef echter zeer gering, al viel het steeds moeilijker, nieuw ontdekte feiten met het bestaande stelsel in overeenstemming te brengen. Eerst in de 16de eeuw werd vooral door de werkzaamheid van Copernicus, Kepler en Galilei aan onze aarde een meer bescheiden plaats aangewezen.
Ontstaan
Omtrent het ontstaan der aarde is weinig met zekerheid te zeggen, behalve dat zij uit de zon moet zijn ontstaan. De denkbeelden die men zich omtrent het ontstaan der aarde gevormd heeft, kunnen in twee categorieën gesplitst worden. Bij de ene soort theorieën zoekt men de oorzaak in de vorming van het planetenstelsel geheel in de zon zelf, terwijl de andere categorie de oorzaak buiten de zon zoekt, nl. in een botsing of een zeer nabij passeren van een andere ster. De bekendste theorie der eerste soort is de zgn. nevelhypothese van Laplace, waaraan ook de naam van Kant verbonden wordt en welke zich het zonnestelsel ontstaan denkt als een langzaam roterende verdichting in een uitgestrekte oernevel, een verdichting die gaandeweg afkoelde, zich samentrok en sneller ging roteren, totdat op den duur de snelle draaiing veroorzaakte, dat zich aan de rand een ring van materie afscheidde. Dit zelfde proces zou zich verscheidene malen hebben afgespeeld; de materie in ieder der afgescheiden ringen zou zich ten slotte op de een of andere wijze samengebald hebben tot één lichaam: een planeet.
De nevel-hypothese stuit bij nadere uitwerking op zeer grote moeilijkheden, die ertoe geleid hebben voor het ontstaan van het planetenstelsel de hulp van een tweede ster in te roepen. Bij de botsings- of ontmoetingstheorie, waaraan de namen Chamberlin, Moulton, Jeans en Jeffreys verbonden zijn, stelt men zich voor, dat ongeveer 1011 jaren geleden een ster met een massa van dezelfde grootte-orde of groter dan de zon deze op zó korte afstand (van minder dan driemaal de straal der zon) voorbijgegaan is, dat de door deze ster op de zon uitgeoefende getijdekrachten groot genoeg waren om een belangrijke hoeveelheid materie aan de zon te onttrekken. Uit deze materie, oorspronkelijk gasvormig, werd het planetenstelsel gevormd. Chamberlin en Moulton namen aan, dat de materie eerst condenseerde in zeer kleine vaste deeltjes die zich pas langzamerhand tot planeten verenigden (de zogenaamde planetesimaal-hypothese); Jeans en Jeffreys daarentegen achtten het waarschijnlijker dat de grote planeten bijna van het begin af hun tegenwoordige massa’s bezeten hebben. Met betrekking tot de afstand der passerende ster zijn in de laatste tijd door Jeffreys argumenten gegeven die leiden tot de onderstelling dat de passerende ster de zon werkelijk geraakt moet hebben.
Een eigenaardige consequentie van het aanvaarden der ontmoetingstheorie is, dat een planetenstelsel als iets tamelijk zeldzaams beschouwd moet worden. De onderlinge afstanden der sterren zijn zo groot in vergelijking met hun diameters, dat een ontmoeting als de boven beschrevene tot de zeldzaamheden zal behoren, zodat men bij deze theorie verwachten moet, dat slechts een buitengewoon gering percentage van de sterren in het sterrenstelsel planeten zal bezitten.
Ofschoon enige der ernstige bezwaren tegen de theorie van Laplace door de botsings- en ontmoetingstheorieën uit de weg geruimd zijn, blijven er ook voor deze nieuwe theorieën nog feiten die moeilijk te rijmen zijn (zie bijv. het hieronder aangehaalde werk van Nölke). Deze moeilijkheden hebben aanleiding gegeven tot verscheidene andere theorieën, waarop hier echter niet nader ingegaan kan worden, te minder daar geen als bevredigend te beschouwen is.
De nevel-hypothese is weer nieuw leven ingeblazen door von Weizsacker, wiens belangwekkende, doch moeilijke theorie de oorzaak van het ontstaan van het planetenstelsel wederom in de zon alleen zoekt.
Vorm
De vorm der aarde werd eerst in nieuwere tijd met nauwkeurigheid vastgesteld. In de Oudheid bestonden daaromtrent zonderlinge voorstellingen en vele volken beschouwden hun woonplaats als het middelpunt der aarde. Dit was voor de Israëlieten Jeruzalem, voor de Grieken Delphi of de Olympus, voor de Hindoes de berg Meroe en voor de Skandinaviërs het verre Noorden. De Grieken beschouwden de aarde als een platte schijf, door de Oceaan omspoeld en overwelfd door het hemelgewelf, dat op reusachtige pilaren rustte. Als een der westelijke pilaren gold het Atlasgebergte. Zij meenden, dat de zon des ochtends aan de oostelijke rand der schijf uit de wateren opdook, om haar dagreis naar het westen te volbrengen. Hier werd zij door een gouden vaartuig opgenomen, dat haar door de wolken van het noorden heen spoedig weder naar het oosten bracht. Dergelijke voorstellingen vinden wij bij Hesiodus, alsook nog bij Herodotus en Hippocrates van Chios. Andere wijsgeren, onder anderen Thales en Anaximander, gaven aan de aarde de gedaante van een cylinder. Intussen verkondigden reeds Pythagoras en vooral Philolaus en Parmenides, dat de aarde een bolvormige gedaante bezat, en bij de latere wijsgeren, vooral bij Plato, is deze voorstelling algemeen. Met bijzondere nadruk heeft Eudoxus (350 jaren v. Chr.) daarop gewezen, en Aristoteles gaf reeds daarvoor een drietal bewijzen, die nog in bijna alle leerboeken voorkomen. Archimedes voegde er een vierde, rechtstreeks bewijs aan toe, dat evenwel alleen voor het vloeibare gedeelte der aardoppervlakte van kracht is. Hij wees er op, dat een vloeistof niet in rust kan zijn zonder evenwicht, en dat zij zich niet in evenwicht kan bevinden, zonder een bolvormige gedaante aan te nemen. In de latere dagen der Oudheid bestond bij de geleerden geen twijfel omtrent de bolvormige gedaante der aarde, zoals uit de geschriften van Cicero, Plutarchus e.a. blijkt. Anders was het gesteld in de Middeleeuwen. De heilige Bonifacius verhief met kracht zijn stem tegen den Beiersen priester Vergelius, die het bestaan van tegenvoeters en dus de bolvormige gedaante onzer planeet verdedigde. Zelfs wordt beweerd, dat, toen Columbus zijn plan ontwikkelde, om een reis naar Indië in westelijke richting te doen, vele geleerden bevreesd waren, dat hij met zijn vaartuig van de rand der aardschijf in de onmetelijke ruimte zou storten. Eerst na het einde der Middeleeuwen vond de bolvorm der aarde meer algemeen ingang. Bij de Arabieren en de Moren en eveneens bij de beroemde Joodse geleerden, die tijdens de Middeleeuwen in Spanje leefden, stond zij toen reeds lang vast. Daarentegen vond deze leer bij de Chinezen en Japanners eerst in de 17de eeuw door bemiddeling der Jezuïeten-missionarissen ingang.
Het is onnodig in te gaan op de talrijke in de loop der geschiedenis gevonden bewijzen voor de benaderde bolvorm der aarde. Een der beste reeds in de oudheid bekende argumenten was de cirkelvormige gedaante van de aardschaduw bij maansverduisteringen.
PROF. DR J. H. OORT
Afmetingen.
Toen men wist, dat de aarde een ongeveer bolvormig lichaam moest zijn, volgden er spoedig pogingen, om de omvang te meten en op te sporen in hoever zij afwijkt van de vorm van een volkomen bol. Drie verschillende wegen heeft men hiertoe ingeslagen, nl. door graadmetingen, door de schommelingen van de slinger en door de berekening van enige opmerkelijke ongelijkheden in de loopbaan van de maan. Men vond, dat de aarde een sphaeroïde is, een bolvormig lichaam, aan de polen afgeplat. Eratosthenes was de eerste, die het ondernam, al was het ook op een hoogst gebrekkige wijze, de lengte van een graad van de meridiaan en alzo de omvang der aarde te bepalen. Volgens zijn opmeting en berekening was die omvang 250 000 stadiën. Dat vraagstuk was echter eerst na grondige verbetering der meetinstrumenten voor oplossing vatbaar.
Aan den Hollander Willebrord Snellius (1581-1626) komt de eer toe, de eerste te zijn geweest, die een wetenschappelijke graadmeting — van Alkmaar naar Bergen op Zoom, ter lengte van 1°11’30" — heeft volbracht. Dit geschiedde met behulp der triangulatie of driehoeksmeting. Een volgende graadmeting is die van Picard (1669) in Frankrijk, tussen Parijs en Amiens, waarbij voor ’t eerst de verrekijker toepassing vond en die later (1683-1700) door D. en J. Cassini en De la Hire noordwaarts tot Duinkerken en zuidwaarts tot bij Perpignan werd voortgezet. De uitkomst hunner werkzaamheden was, dat een graad in het zuiden van Frankrijk meer lengte bezat dan een graad in het noorden, weshalve de aarde de gedaante moest hebben van een ellipsoïde, d.w.z. van een lichaam, door de halve omwenteling ener ellips ontstaan, welker langste as met de as der aarde samenviel.
Intussen had Newton reeds vroeger een tegenovergestelde leer verkondigd. De omwenteling der aarde moest volgens hem leiden tot een afplatting aan de polen, en wel tot een bedrag van 1/230ste van de middellijn der aarde. Engelse en Franse sterrenkundigen hebben hierover een halve eeuw gestreden, totdat men eindelijk erkende, dat de afstand van Duinkerken tot Perpignan veel te klein was, om er een beslissend oordeel op te bouwen. Om die reden begaven zich in 1735 Bouguer en La Condamine naar Peru en Maupertuis, Clairaut en Outhier naar Lapland. De uitkomst van hun opmetingen was, dat de lengte van een graad in Peru (onder de evenaar) 56 750 en in Lapland (op 66° N.Br.) 57 420 toisen bedroeg, zodat de mening van Newton op een schitterende wijze bevestigd werd. Nadien zijn verschillende graadmetingen met de grootste zorgvuldigheid volbracht, zoals die, welke in 1792, tot verkrijging van een aan de natuur ontleende lengtemaat (meter), door Méchain, Delambre en Borda begonnen en in 1808 door Biot en Arago voltooid werd en van Duinkerken tot Formentéra over meer dan 120 loopt — die, welke in 1810 door Svanberg in Lapland is ondernomen tot herziening van die van Maupertuis — die van Gauss in Hannover — die van Bessel en Baeyer in Oost-Pruisen en de grote Russische meting van Struve (1817-1855).
Ed. Schmidt, Walbeek en Bessel hebben de verkregen uitkomsten ten grondslag gelegd voor hun nauwkeurige berekeningen. Volgens die van Bessel, welke op een tiental graadmetingen steunt, is de straal van de evenaar 6 377,397 km, de halve as der aarde 6 356,079 km lang. De halve as der aarde is derhalve 21,3 km korter dan de straal van de evenaar, zodat de afplatting 1/300, of volgens Bessel’s en Puissant’s verbeterde graadmeting 1/298,32 bedraagt. Herhaaldelijk is het bedrag der afplatting opnieuw berekend geworden en steeds verkreeg men een bedrag, dat weinig van 1/300 verschilt, bijv. Helmert 1/299, Clarke 1/293, Hayford in 1909 1/297. Zij is zo gering, dat haar voorstelling op een globe van 1/2 meter middellijn nog geen millimeter zou vereisen. De uitzetting van onze aarde onder de evenaar is nog niet eens vijfmaal zo groot als de hoogte van de Mont-Blanc. De verschillen tussen deze gevonden waarden zijn veel groter dan de waarnemingsfouten toelaten. De oorzaak hiervan is te zoeken in de ongelijke massaverdeling der aarde, waardoor op verschillende plaatsen een afwijking van het schietlood wordt veroorzaakt. Dergelijke plaatselijke afwijkingen vindt men niet alleen in de buurt van hoge bergen, maar ook in volkomen vlakke streken.
De eerste lengtegraadmeting, dus in O.W. richting op een parallel, geschiedde in 1734 door J. Cassini en Miraldi. Wetenschappelijke waarde bezit echter eerst die, welke tussen Bordeaux en Fiume werd uitgevoerd en in 1823 voltooid werd. Later hadden nog enkele plaats. Alle graadmetingen werden echter overtroffen door de grootse onderneming, waarmee op voorstel van Baeyer in 1861 een begin werd gemaakt en die nog niet voltooid is. Daaraan namen de meeste Europese staten deel en in 1864 had te Berlijn de eerste vergadering der gevolmachtigden voor de Midden-Europese graadmetmg plaats. Er werd aldaar besloten tot instelling ener Permanente Commissie, die jaarlijks zou vergaderen, en van een Centraalbureau. In 1867 werd de Midden-Europese tot een Europese graadmeting uitgebreid, waaraan alle staten van Europa, met uitzondering van Turkije en Griekenland, deelnamen. Door toetreding van buiten-Europese staten ontstond in 1886 de Internationale aardmeting, die zich behalve met de bepaling van de lengte van een aardboog nog met andere geophysische vraagstukken bezighoudt, zoals de verandering der geografische breedte en de bewegingen der aardas, waarover bijna jaarlijks in de Generalberichte en Verhandlungen der Permanente Commissie verslag wordt uitgebracht. De tegenwoordige organisatie dagtekent van 1895.
De „Annuaire pour 1914, publié par le Bureau des Longitudes” geeft:
Gemiddelde lengte van één graad aan de meridiaan 111 132 m. Omtrek van de evenaar 40 075 721 m- Oppervlakte der aarde 510 065 000 km. Inhoud der aarde 1 083 205 x 106 km3.
Reeds vóór de tijd, waarin men door graadmetingen deze uitkomsten verkreeg, hadden Christiaan Huygens en Newton uit de middelpuntvliedende kracht van een omwentelend lichaam de stelling afgeleid, dat onze aarde een sphaeroïde, een afgeplat bolvormig lichaam moet zijn. Clairaut, Schmidt, Ivory, Airy, en vooral Laplace hebben over dat onderwerp hoogst scherpzinnige berekeningen geleverd. Op de zich snel rondwentelende aarde verkrijgen alle deeltjes een neiging, om zich van de as te verwijderen als gevolg van de Wet der Traagheid. Er is dus een kracht nodig om deze deeltjes op de cirkelomtrek te houden. Deze middelpuntzoekende kracht moet des te groter zijn, naarmate de straal van de doorlopen cirkel groter is. Zij neemt dus af van de evenaar naar de polen (voor de equator moet de middelpuntzoekende kracht het i/28g der aantrekking bedragen), en aangezien deze compenserende kracht moet worden geleverd door de zwaartekracht, blijft er voor eenzelfde voorwerp aan de equator een kleiner gewicht over dan aan de polen. Deze gevolgtrekking werd door proeven met de slinger bevestigd. Hierdoor (doch ook wegens de geringere dichtheid als gevolg van de hogere temperatuur) is de oppervlakte van het water onder de evenaar verder van het middelpunt der aarde verwijderd dan aan de polen, zodat onze planeet een afgeplatte gedaante bezit. Huygens vond voor de afplatting 1/578, Newton 1 /28g (het verhoudingsgetal der middelpuntvliedende kracht en der aantrekkingskracht onder de evenaar).
Behalve door graadmetingen, die moeilijk en kostbaar zijn, kon de juiste gedaante der aarde ook bepaald worden met een minder kostbaar middel, de slinger. Daar de slingertijd omgekeerd evenredig is met de vierkantswortel uit de versnelling der zwaartekracht, zal bij onveranderde lengte een slinger dus langzamer slingeren op die plaatsen, waar de zwaartekracht kleiner is. Omgekeerd is uit de meting der slingertijden verandering der zwaartekracht te berekenen. Wij zagen, dat aan de evenaar de vermindering tengevolge van de aswenteling der aarde bedraagt het 1/289. De slingerwaarnemingen gaven echter een vermindering van 1/194 aan. Dat verschil is alleen te verklaren uit de grotere afstand, waarop de waarnemer zich onder de evenaar verder van het middelpunt der aarde bevindt dan aan de polen. De eerste waarnemingen omtrent de slingertijd werden gedaan door Richer, die een juist lopend slingerwerk van Parijs naar Cayenne overbracht (1671) en bevond, dat het op laatstgenoemde plaats, dicht bij de evenaar gelegen, twee minuten achterliep in het etmaal, zodat hij de slinger korter moest maken. Sedert zijn dergelijke slingerproeven op tal van plaatsen verricht met steeds nauwkeuriger instrumenten, waarbij men ontdekte, dat hoge bergen, onderaardse holen en zelfs de dichtheid der naburige gesteenten invloed hebben op de slingertijd, zodat men de uitkomsten der waarnemingen doorgaans niet volkomen kan vertrouwen. In de regel geven de slingerproeven een groter bedrag voor de afplatting dan de graadmetingen.
PROF. W. E. BOERMAN
Ouderdom
Deze kan als een astronomisch vraagstuk worden beschouwd en maakt dan deel uit van de vraag naar de ouderdom van ons zonnestelsel en van zijn leden. De astronoom Jeans schat de ouderdom van de zon op iets minder dan 8 000 000 millioen jaren. Rutherford komt tot een geboortejaar van de aarde uit de zon van minder dan 3400 millioen jaren. Schmiedel heeft in 1926 berekend, hoe oud de aarde is door het afkoelingsproces van een hete aardbal na te gaan. Aangezien hij de warmteproductie door radioactieve afbraak niet in zijn berekeningen opneemt, stellen zijn waarden minima voor. Hij vond: minstens 1800 millioen jaren van het ogenblik af, dat de aarde de hoogste temperatuur bezat, minstens 800-1000 millioen jaren van het ogenblik, dat er een aardkorst bestond en minstens 300 millioen jaren van het ogenblik, dat er zeeën op de aardkorst bestonden. Als geologisch vraagstuk kan de ouderdom van de aardkorst berekend worden en dan hangt de ouderdom van de gehele aarde verder af van de kosmogenetisrhe theorie, die aan het ontstaan der aarde ten grondslag wordt gelegd. De ouderdom van de aardkorst is vroeger op verschillende manieren benaderd. Men heeft getracht uit het zoutgehalte der oceanen en uit de hoeveelheid zout, die jaarlijks door rivieren in zee gebracht wordt, de ouderdom der oceanen en daarmede van een vaste korst op aarde te berekenen. Men heeft berekend en met elkaar vergeleken de hoeveelheid stoffen, die jaarlijks door rivieren zwevend en in oplossing in zee worden gebracht en de hoeveelheid gesteenten, die afgezet zijn uit het aldus getransporteerde materiaal. Zulke methodes vereisen echter talrijke veronderstellingen, zodat wel eens gezegd is, dat zij tenslotte neerkomen op de oplossing van één enkele vergelijking met talrijke onbekenden. Daarentegen is een zeer uitgebreide reeks van onderzoekingen sedert enige tientallen van jaren aan de gang, die volgens de tegenwoordige stand der wetenschap wel tot bruikbare resultaten voert. Deze zijn alle gebaseerd op de radioactieve afbraak (z radio-activiteit) van de
elementen uranium, thorium en actinium, die alle eindigen met lood: uranium-lood met een atoomgewicht van 206, actinium-lood 207, thorium-lood 208. Het gewone lood, dat in de loodertsen zoals loodsulfide (PbS) in de aardkorst voorkomt, bezit het atoomgewicht 207,2. De eerste stoot voor de beste wijze van berekening van de ouderdom van de aardkorst is door Boltwood in 1907 aangegeven, die op de gedachte kwam, dat indien lood het eindproduct van de radio-actieve afbraak van uranium is, de verhouding van lood tot uranium in een mineraal groter moest worden naarmate het mineraal ouder is. Naast het uranium-lood, dat het belangrijkst is, is later gebleken ook het thorium-lood van belang te zijn voor de berekening van de ouderdom van de aardkorst; het actinium-lood is daarvoor van zeer geringe betekenis. De meest waarschijnlijke ouderdom van een mineraal wordt volgens A. Holmes (1937) als volgt gevonden:
Benaderde ouderdom = lood / ( uranium + 0,36 thorium ) X
x 7600 millioen jaren en de Verbeterde ouderdom = 15 150 ( log (uranium + 0,36 thorium + 1,55 lood) — log (uranium + 0,36 thorium) millioen jaren.
Indien verondersteld wordt, dat al het lood in stollingsgesteenten van radio-actieve oorsprong is, zou de ouderdom van de aardkorst kunnen worden bepaald. H. N. Russell heeft dit denkbeeld in 1921 uitgewerkt en de berekeningen zijn in 1926 door Holmes verbeterd. Zodoende kwam Holmes met inachtneming van onderzoekingen van Aston tot een maximum ouderdom van de aardkorst van rond 3000 millioen jaren. In de historische geologie is sinds lang een relatieve tijdschaal opgesteld, waarvan aanvankelijk slechts bekend was, dat elk hoger lid jonger was dan het daaronder liggende lid. Wel is naderhand getracht de relatieve tijdsduur der verschillende leden van die tijdschaal te schatten, hetgeen met behulp van de dikte der in de geologische tijdperken afgezette sedimenten geschied is, maar enigszins betrouwbare, absolute getallen werden pas gevonden met behulp van de radium-lood-methode. De ouderdom van talrijke mineralen uit verschillende tijdperken van de geologische geschiedenis is berekend door de verhouding van lood tot uranium en thorium te bepalen. Het volgende staatje is aan tabellen van A. Holmes (1937) ontleend:
Het oudste der hier genoemde mineralen is de uraniniet (een uranium oxyde) van Huzon Claim, Manitoba, bezit een ouderdom van 1770 millioen jaren. Dit mineraal is met de pegmatiet gevormd, waarin het voorkomt. Maar voordat die pegmatiet uitkristalliseerde, moet er een ander gesteente geweest zijn, waarin deze binnendrong. A. Holmes meent, dat de ouderdom der aarde op minstens 1900 tot 2000 millioen jaren geschat mag worden.
Lit.: A. Holmes, Radioactivity and Geological Time. In Physics of the Earth IV: The Age of the Earth, pp. 124-459. Buil. 80, National Research Council (Washington 1931); ld., The Age of the Earth. New Nelson Classics (London 1937).
Temperatuur.
Voor directe temperatuurmeting is slechts een geringe dikte van de aardkorst toegankelijk. Immers bij een aardstraal van 6370 km vergeleken, betekent de grootst bereikte diepte in een boring van 4576 m (San Joaquin Valley, Californië) niet veel. Het allerbovenste bodemlaagje volgt de temperatuurschommelingen van de lucht. Tengevolge van de slechte warmtegeleiding van de bodem worden de schommelingen van de bodemtemperatuur op de geringe diepte van enkele meters in de tropen en van enkele tientallen meters in gematigde streken tot op nul gereduceerd. Op die diepte begint de eerste constante bodemtemperatuur, die iets hoger is dan de gemiddelde luchttemperatuur. Daaronder is voor elk niveau in de aardkorst de temperatuur in het algemeen constant. Uit talrijke temperatuurmetingen in diepe boorgaten blijkt, dat de temperatuur in de bovenste delen van de aardkorst in Europa met ongeveer 3 gr. C. per 100 m of 0,03 gr. C. per m diepte toeneemt, in Noord-Amerika met ongeveer 1,7 gr. C. per 100 m. Deze temperatuur-toeneming per 100 m of per m wordt geothermische gradiënt genoemd; voor Europa bedraagt hij in vlak terrein 3 of 0,03. Daarnaast wordt het begrip geothermisch bedrag gebruikt, dat aangeeft hoeveel m men in de aardkorst moet dalen om 1 gr. C. toeneming van temperatuur te constateren. Het gemiddeld geothermisch bedrag bedraagt voor Europa in vlak terrein 33 m. Voor de Verenigde Staten ligt dit hoger en bedraagt ca. 60 m. De temperatuur op een bepaalde plaats en op een bepaalde diepte bedraagt de som van de eerste constante bodemtemperatuur op die plaats en de temperatuur-toeneming voor die diepte in verband met de daar optredende geothermische gradiënt. In Nederland werden temperatuurmetingen in boorgaten door de Rijksopsporing van Delfstoffen verricht. In Woensdrecht bedroeg de bereikte diepte 1200 m en de temperatuur aan het eindpunt 54,3 gr. C.; in Ratum werd tot 1337 m geboord en als hoogste temperatuur 50,5 gr. C. gevonden. In de veronderstelling, dat voor beide plaatsen op 30 m diepte een constante bodemtemperatuur van 12 gr. C. gevonden wordt, zou voor Woensdrecht een geothermische gradiënt van 3,52 gr. en een geoth. bedrag van 28 m en voor Ratum een geoth. gradiënt van 2,96 gr. en een geoth. bedrag van 34 m bestaan. Ratum komt dus zeer dicht bij de gemiddelde waarden voor Europa. In bergachtig terrein treedt in verband met de sterke afkoeling der toppen een groter geoth. bedrag onder de toppen op dan normaal in de vlakte en onder dalen een kleiner geoth. bedrag dan normaal. Er bestaan voorts tal van invloeden, die het geoth. bedrag van het gemiddelde doen afwijken. In vulkanische streken is het geoth. bedrag natuurlijk kleiner en bovendien veranderlijk met de graad van werkzaamheid van de vulkaan. Scheikundige processen in de bodem, vooral oxydatieprocessen maken het geoth. bedrag kleiner. Daarmede worden in verband gebracht de kleinere geoth. bedragen in steenkolen- en aardolie-gebieden. Steenkool New Castle 23,3 m, Gelsenkirchen 23,5 m, aardolie Pechelbron 14-21 m, Samarinda 20-28m.
Vooral door de bouw der grote Alpentunnels: St. Gotthard, Simplon en Lötschberg, is meer in finesses bekend geworden, welke factoren het geoth. bedrag beïnvloeden. Daartoe behoren: de specifieke geleidbaarheid der verschillende gesteenten, de verschillen in geleidbaarheid van een en hetzelfde gesteente in verschillende richtingen, de ligging der aardlagen (steil of vlak) en de graad van vochtigheid der gesteenten. Ten slotte is gebleken, dat vooral in onderaardse spleten en poreuze gesteenten stromend water een grote invloed op de gesteentetemperatuur en daarmede op het geoth. bedrag uitoefent.
De temperatuur op grotere diepte kan slechts langs theoretische weg worden afgeleid en aangezien de gegevens voor een dergelijke schatting nog schaars zijn, bestaat omtrent dit punt nog geen zekerheid. A. Adams gaat bij zijn berekeningen uit van de ouderdom van de aardkorst van 1600 millioen jaren. Daarvoor was er volgens hem neg geen korst, maar was de buitenste bolschaal van de aarde vloeibaar. Hij komt dan tot een temperatuur op 100 km diepte van 1300 gr. C., op 200 km van igoo gr. C. en op 300 km van 2400 gr. C. Volgens Jeffreys zou op 300 km slechts een temperatuur van 1000 gr. C. heersen en op 800 km een temperatuur van ruim 1400 gr. C. Beide geophysici houden rekening met het radium-gehalte van de aardkorst. Van de temperatuur op nog grotere diepte is nog minder bekend. Vroeger werd gemeend, dat de temperatuur naar binnen steeds hoger wordt. Zo schatte Arrhenius in 1903 de temperatuur in het middelpunt der aarde op 100 000 gr. C. Tegenwoordig is men geheel teruggekomen van dergelijke hoge waarden.
Wiechert meent, dat de temperatuur in het middelpunt der aarde hoogstens 8000 gr. C. kan bedragen, maar dat het waarschijnlijker is, dat deze tussen 3000 gr. en 4000 gr. C. ligt. Schmiedel komt bij zijn berekeningen van de ouderdom der aarde op een hoogste temperatuur van 1700 gr. C., die volgens hem nu nog in de binnenste 9/10 van de aardstraal optreedt, aangezien de afkoeling pas tot het buitenste 1/10 gedeelte van de aardstraal zou zijn doorgedrongen. Op een diepte van 40-45 km bedraagt de temperatuur volgens zijn berekeningen 1260 gr. Gutenberg acht het mogelijk, dat de hoogste temperatuur in de aarde nog onder 2000 gr. blijft. Hieruit volgt dus, dat volgens tegenwoordige opvattingen de temperatuur in de eerste honderdtallen km’s snel stijgt om daarna slechts zeer langzaam toe te nemen of constant te blijven tot aan het middelpunt der aarde.
Lit.: C. E. van Orstrand, Observed Temperatures in the Earth’s Crust; Physics of the Earth VII: Internal Constitution of the Earth, pp. 125-151 (New York 1939); B. Gutenberg, The Gooling of the Earth and the Temperature in its Interior, Ib. pp. 153-164.
Samenstelling.
In de laatste 25 jaar zijn er verschillende schematische voorstellingen van de samenstelling der aarde gegeven, o.a door Wiechert (1907), F. E. Suess (1909). Hobbs (1921), Goldschmidt (1922) en Adams. Williamson en Washington (1925). De opvatting der laatstgenoemden is hier in bijgaande figuur voorgesteld. Van buiten naar binnen volgen op elkaar:
I. 60 km aardkorst, waarvan de bovenste 20 km de scheikundige samenstelling van een graniet bezit met het soort. gew. 2,8. daaronder 40 km met de scheikundige samenstelling van bazalt en soort. gew. 3,2.
II. Van 60-1600 km een bolschil met de samenstelling van een peridotiet en een gemiddeld soort, gew. van 4.
III. Van 1600-3000 km een bolschil, die uit een mengsel van steen en nikkelijzer bestaat. De bovenste 700 km noemt Washington de ferrosporadische bolschil (omdat ijzer er sporadisch tussen steen in voorkomt), soort. gew. 6. de onderste 700 km lithosporadische bolschil (omdat steen er sporadisch tussen nikkelijzer in voorkomt) soort, gew. 8.
IV. De aardkern van 3000 km tot aan het middelpunt 6370 km; de kern bezit dus een straal van ± 3400 km, zij bestaat in hoofdzaak uit nikkelijzer en heeft een soort. gew. van ± 10.
De druk in de aarde is afhankelijk van het soort. gew. der verschillende bolschillen en van de aardkern. Er wordt verondersteld dat de druk in de inwendige aarde optreedt als hydrostatische druk. Gutenberg komt tot de volgende drukken:
Diepte in km Druk in atmosferen
I 280
10 2 800
50 14500
500 180 000
1000 380 000
2000 860 000
3OOO I 500 000
4OOO 2 400 000
5OOO 3 000 000
6370 3 300 000
Deze hoge drukken brengen met zich mede dat het moeilijk is zich een voorstelling te maken van de aggregatietoestand van de inwendige aarde. De temperatuur onder de aardkorst is vermoedelijk wel zo hoog, dat de kristallijne gesteenten, die wij van de aardkorst kennen, daar in gesmolten toestand verkeren. Dat wekt de indruk van een zeer warme, gloeiende vloeistof. Maar deze vloeistof is even weinig beweeglijk als koud glas. dat in tegenstelling met een vaste kristallijne stof een vaste amorfe stof is en beschouwd wordt als een onderkoelde vloeistof. Glas heeft bij gewone temperatuur zijn beweeglijkheid verloren, een grote inwendige wrijving gekregen, omdat het een onderkoelde vloeistof is. De warme stof onder aarde is evenmin kristallijn, maar is amorf; in de gewone zin van het woord is zij vast, maar dat komt hier, omdat zij onder geweldige druk staat; in tegenstelling met „onderkoelde vloeistof” zou men hier kunnen spreken van een „overdrukte vloeistof”. Zodra echter plaatselijk de druk wordt opgeheven, gaat de amorfe stof in een vloeibare stof over, die magma genoemd wordt. Normaal verkeert de aarde onder de aardkorst in de latent-magmatische toestand. Slechts het allerbovenste gedeelte van de inwendige aarde wordt soms in of door de aardkorst geperst. Magma dringt dan in de aardkorst binnen. Lava, die met een temperatuur van iooo gr. tot noo gr. naar buiten treedt, is ontgast magma (z vulkanisme).
Geologische bouw.
Onder de geologische bouw der aarde verstaan wij de bouw der aardkorst, zoals die door het geologisch onderzoek is vastgesteld. De structuur-elementen van die bouw kunnen in drie hoofdgroepen worden ondergebracht.
1. De oude massieven, die, indien zij zeer groot zijn, schilden genoemd worden. Zij zijn uitsluitend prae-cambrisch geplooid. Door radioactieve ouderdomsbepalingen zijn door A. Holmes voorlopig een achttal prae-cambrische plooiingsperiodes opgespoord. Maar het is nog niet mogelijk deze stap voor stap in hun verspreiding over de aarde te vervolgen. De oude massieven zijn gedeeltelijk door horizontaal liggende jongere sedimenten, van cambrische af tot de jongste toe, bedekt.
2. De plooibundels der postcambrische plooiingsperiodes, die een gevolg zijn van in hoofdzaak horizontaal, dus ten opzichte van de aardbol tangentiaal werkende drukkrachten.
H. Stille (1924) heeft 19 verschillende nacambrische plooiingsfazen onderscheiden, die gewoonlijk tot drie plooiingsperiodes worden samengevat: de caledonische, de hercynische (= variscische) en de alpiene. J. H. F. Umbgrove (1942) heeft de alpiene in twee groepen: de mesozoïsche en cenozoïsche (= tertiaire-alpien s.s.) verdeeld. Gedurende een plooiingsfaze werd een beperkt gedeelte van de aardkorst tot een plooibundel samengeperst. In de eerste plaats waren het sedimenten, die door het plooiingsproces werden aangegrepen. Veelal, maar niet altijd, was daarmede een starre strook aan het oude massief toegevoegd. De caledonische plooiingen konden dus slechts cambrische en silurische sedimenten aangrijpen. De hercvnische plooiingen in de eerste plaats devonische, carbonische en permische, maar, vooral wanneer in het gebied geen caledonische plooiing had plaatsgegrepen, ook cambrische en silurische. Zo heeft de plooiing der Alpen gedurende de alpiene (s.s.) faze niet alleen de tertiaire sedimenten samengedrukt, maar alle sedimenten van de permische af, dus de afzettingen van perm, trias, jura, krijt en tertiair. Waar hier van plooien gesproken werd, bedoelen wij tevens begeleidende verschijnselen als plooiopschuivingen,-overschuivingen, en dekbladen.
3. Het derde structuurelement ontstond door bewegingen die primair verticaal plaats vonden, dus ten opzichte van de aardbol radiaal, waardoor breukgebergten gevormd werden. Het grootste voorbeeld hiervan is de Afrikaanse breukzone, een kleiner voorbeeld het complex van Vogezen, Rijndalslenk (= Bovenrijnse laagvlakte) en Zwarte Woud.
De kaart van de bouw der aarde, die bijna geheel aan H. F. Umbgrove ontleend is, vertoont:
1. de schilden en oude massieven;
2. de plooibundels der bovengenoemde vier plooiingsperiodes en
3. de belangrijkste breukzones.
Bij de behandeling van elk der verschillende werelddelen wordt op deze kaart teruggekomen en worden de hoofdtrekken er van verklaard.
Inwendige aarde
Onder inwendige aarde verstaan wij dat gedeelte van de aardbol, dat onder de aardkorst ligt. Terwijl men enige tientallen jaren geleden omtrent de bouw, de samenstelling en de eigenschappen der inwendige aarde volkomen in het duister tastte, is tegenwoordig, dank zij het aardbevingsonderzoek met behulp van seismografen, daarover wel iets bekend. Het staat nu wel vast, dat de aarde van buiten naar binnen niet geleidelijk verandert, maar dat er scheidingsvlakken in de aarde voorkomen, waarop sprongsgewijze de elastische eigenschappen veranderen.
Dergelijke discontinuïteitsvlakken van de 1ste orde bestaan er volgens Gutenberg, afgezien van de aardkorst of lithosfeer, die volgens hem 60 km dik is, op 1200 km en 2900 km diepte. Tussen 60 en 1200 km ligt de mantel, ook wel substratum genoemd, tussen 1200 en 2900 km de tussenlaag van Gutenberg en daaronder volgt de aardkern of barysfeer. Onze landgenoot, de seismoloog S. W. Visser, meent, dat de aardkern pas op 3200 km diepte begint. Men heeft zich na de ontdekking der discontinuïteitsvlakken afgevraagd, hoe deze te verklaren zijn en is gekomen tot verschillen in de scheikundige samenstelling van aardkorst, mantel, tussenlaag en aardkern. Daarbij kon van de volgende overwegingen worden uitgegaan: Het gemiddeld soortelijk gewicht der gesteenten, die de ons bekende 16 bovenste km van de aardkorst opbouwen, bedraagt 2,8, het soort. gew. van de gehele aarde bedraagt 5,52, dus moet het soort, gew. van de aardkern meer dan 5,52 bedragen.
Uit de hemelruimte vallen nu en dan meteorieten op de aarde; daaronder zijn steenmeteorieten, die met aardse gesteenten vergeleken kunnen worden, ijzermeteorieten, die uit nikkelijzer bestaan en meteorieten, die uit gesteente plus nikkelijzer bestaan. De meteorieten zijn vermoedelijk van een vroeger uiteengespat planetarisch lichaam afkomstig. Waar nu de aardkern zwaarder moet zijn dan 5,52 en nikkelijzer aan deze voorwaarde voldoet, heeft men gemeend te mogen veronderstellen, dat de aardkern uit nikkelijzer bestaat. Een geheel andere zienswijze omtrent de aardkern is door Kuhn en Rittmann (1941) ontwikkeld. Zij menen, dat de kern der aarde uit zeer sterk gecomprimeerde zonnenmaterie zou bestaan.
Scheikundige samenstelling.
Deze kan pas worden benaderd, nadat in grote trekken is vastgesteld, hoe de verdeling van de gehele aarde in kern en bolschillen waarschijnlijk is. De Amerikaanse petrograaf, H. S. Washington, heeft op de basis der hierboven besproken indeling der aarde in bolschillen de scheikundige samenstelling geschat. Een eerste stap was de berekening van de verhoudingen der gewichten.
Het spreekt vanzelf, dat een andere scheikundige samenstelling der gehele aarde te voorschijn zou komen uit een berekening, die op een andere samenstelling der verschillende bolschillen gebaseerd is. Tammann meent bijv., dat de tussenlaag (III) van 1400 km dikte uit sulfieden zou bestaan met een soort. gew. 5,6. Goldschmidt laat de tussenlaag (III) uit een mengsel van oxyden en sulfieden bestaan. Volgens Kuhn en Rittmann bestaat de aardkern uit zonnenmaterie. Het is echter niet waarschijnlijk, dat daarvoor voldoende zwavel voorhanden is, aangezien noch aardse stollingsgesteenten noch meteorieten ooit veel zwavel bevatten.
PROF. DR B. G. ESCHER
Lit.: H. Jeffreys, The Earth, sec. edit. (Cambridge 1929); Beno Gutenberg and al., Physics of the Earth VII, Internal Constitution of the Earth (New York 1939); W. Kuhn und A. Rittmann, Über den Zustand des Erdinnern und seine Entstehung aus einem homogenen Urzustand. Geol. Rundschau, Bd. 32, p. 215-256 (1941).
Aswenteling.
Aristoteles was van mening, dat de aarde zich in het midden der oneindige ruimte bevond en dat de zon, maan en sterren in ieder etmaal om haar heen wentelden. Wij weten echter sedert de dagen van Copernicus, dat deze dagelijkse beweging der zon en der vaste sterren een dergelijk zinsbedrog is, als wij ondervinden, wanneer wij door het raampje van een in beweging zijnde spoortrein naar buiten kijken en wanen, dat wij stil staan, maar telegraafpalen, bomen en huizen, zich in een tegenovergestelde richting bewegen. De aarde draait in 24 uren eenmaal om haar as en daar wij met haar omwentelen, vertoont zich het uitspansel, alsof het zich om ons heen beweegt. De aswenteling der aarde is nu een voldongen feit. Van de talrijke afdoende bewijzen is een der interessantste en meest directe de slingerproef van Foucault, het eerst door dezen in het Panthéon à Parijs uitgevoerd. De proef berust op het principe dat, indien een opgehangen voorwerp, hetwelk practisch vrij van wrijving in ieder willekeurig vlak slingeren kan, in één vlak tot slingeren gebracht wordt, dit vlak onveranderlijk hetzelfde blijven zal, tenzij er storende invloeden op de slinger werken Indien men aan de Noordpool zo een slinger in beweging bracht, dan zou men de aarde ten opzichte van het slingervlak in 24 uur geheel zien ronddraaien. Indien de slinger zich niet bij de pool bevindt, wordt de theorie ingewikkelder, maar ook op lagere breedten zal de aarde onder de slinger zich draaien ten opzichte van het slingervlak; de tijd, vereist voor een volledige omwenteling, bedraagt 24: sin 𝛽 uren, waarin 𝛽 de geographische breedte voorstelt. In Parijs is de omwentelingstijd dus ongeveer 32 uur.
Onder de gevolgen van de aswenteling moeten vermeld worden: de afplatting der aarde, de richting der passaatwinden, de invloed op de bewegingsrichting der grote zeestromen en de spiraalachtige beweging van de wind rondom een depressie. Practisch benut wordt de aswenteling bij de bepaling van de tijd en in meer beperkte omvang bij het zgn. girokompas, hetwelk een sneldraaiende tol (giroscoop) bevat, welks as zich onder de invloed van de draaiing der aarde in de N.-Z. richting plaatst.
De draaiingsas snijdt het aardoppervlak respectievelijk in de Noord- en Zuidpool. De positie van de aarde ten opzichte van de rotatie-as, en daarmee de plaatsen der beide polen op het aardoppervlak, zijn echter veranderlijk. Men moet deze schommelingen van de aarde ten opzichte van haar draaiingsas wel onderscheiden van de schommelingen die de richting van de draaiingsas zelf ondergaat als gevolg van de aantrekking van zon en maan op de afgeplatte aarde (de zgn. precessie en nutatie). Deze laatste zullen hier niet besproken worden.
De verplaatsingen der polen zijn buitengewoon gering: in de laatste decenniën is de afwijking van de pool van zijn gemiddelde plaats zelden groter dan 10 m geweest. De veranderingen hebben echter een breedte-variatie tengevolge, die goed waarneembaar is.
De beweging van de ware rotatie-as rondom de gemiddelde as is zeer gecompliceerd; de amplitude wisselt op onregelmatige wijze. Twee perioden zijn in de variatie duidelijk te herkennen, respectievelijk van een jaar en van omstreeks 430 dagen. De laatste is van bijzonder belang daar zij iets leert omtrent het inwendige der aarde: zo de aarde een geheel vast, onelastisch lichaam was, dan zou de periode van de vrije schommeling der aardas, zoals oorspronkelijk door Euler aangetoond werd, 305 dagen moeten zijn. Lange tijd is tevergeefs naar een breedte-variatie met deze periode gezocht.
Niet slechts de richting der as, ook de omwentelingstijd der aarde is aan kleine veranderingen onderhevig. Uitgaande van de onderstelling dat de aarde altijd even snel geroteerd heeft, is het mogelijk om terug te rekenen waar en op welke tijd totale zonsverduisteringen in de oudheid zichtbaar geweest moeten zijn. De zo berekende plaatsen verschillen echter aanmerkelijk van de plaatsen waar zij werkelijk gezien schijnen te zijn en hieruit valt af te leiden dat de aarde vroeger sneller gedraaid moet hebben' de lengte van de dag moet gemiddeld ongeveer met 1/100 seconde per eeuw toegenomen zijn. De toeneming wordt veroorzaakt door de wrijving van de door zon en maan te voorschijn geroepen getijdegolven. Behalve deze zgn. seculaire acceleratie hebben ook onregelmatige veranderingen in de rotatiesnelheid plaats (zie literatuur).
PROF. DR J. H. OORT
Beweging
De aarde beweegt zich in een elliptische baan om de zon en is groter dan de beide dichter bij de zon geplaatste planeten Mercurius en Venus. Ook is zij groter dan de volgende planeet (Mars) en de asteroïden, die reeds ten getale van honderden zijn waargenomen. Maar zij is veel kleiner dan de meer verwijderde planeten Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Terwijl de eerstgenoemde drie enige manen of wachters bezitten, heeft onze aarde er één, die zich gestadig om haar heen beweegt en bij bepaalde standen het teruggekaatste licht der zon over een gedeelte harer oppervlakte verspreidt. De afstand der aarde van de zon bedraagt gemiddeld 149 mill. km, doch is niet steeds dezelfde. De aarde volbrengt haar loop om de zon in 365 dagen, 5 uren, 49 minuten en 45,98 seconden, het tijdperk, dat wij jaar noemen.
De schijnbare dagelijkse beweging der hemellichamen om de aarde kan men door de aswenteling van deze laatste verklaren. Zo ook de jaarlijkse, welke ook ontstaat door de beweging der aarde, daar deze ieder etmaal gemiddeld een boog van 59' van haar baan om de zon doorloopt. Daarom zien wij gedurende het gehele jaar telkens nieuwe sterren tegelijk met de zon op- en ondergaan, totdat onze aarde bij de aanvang van een nieuw jaar teruggekeerd is tot het punt, dat zij 12 maanden te voren verlaten heeft. Terwijl de zon zich dagelijks met al de sterren van het O. naar het W. schijnt te bewegen, zien wij, dat zij zich tevens met betrekking tot de vaste sterren, een weinig oostwaarts begeeft. De eerste beweging is dezelfde, welke wij bij al de hemellichamen opmerken, de tweede behoort aan de zon alleen. Binnen de tijd van 365¼ dagen doorloopt zij het gehele uitspansel, telkens in een grote cirkel door dezelfde sterrenbeelden, die samen de Dierenriem vormen, terwijl het vlak van deze loopbaan dat van de evenaar des hemels — het naar alle kanten zich eindeloos uitbreidend vlak, door de evenaar der aarde gelegd — snijdt onder een hoek van 23 ½ °. Men noemt deze loopbaan de Zonneweg (Ecliptica). De Ouden meenden, dat de zon die inderdaad aflegde, maar Copernicus heeft duidelijk gemaakt, dat ook deze beweging een schijnbare is. De bewegingen der maan, der planeten en der kometen, welke alle aan het uitspansel van plaats veranderen of op verschillende tijden een verschillende stand met betrekking tot de vaste sterren innemen, kan men dan alleen op een bevredigende wijze verklaren, wanneer men aanneemt, dat de zon stilstaat en dat de aarde, evenals de overige planeten en kometen, zich om haar heen beweegt. De schijnbare beweging der zon ontstaat door het feit, dat de aarde gedurende haar omloop om de zon met betrekking tot deze achtereenvolgens verschillende standen inneemt. Nadat Copernicus deze belangrijke waarheid verkondigd had, vond Bradley de afdwaling (aberratie) van het licht, welke de vaste sterren aan de hemel ellipsen doet beschrijven, die men als miniatuur-afdrukken van de loopbaan der aarde moet beschouwen — een rechtstreeks bewijs voor de jaarlijkse beweging der aarde. Hieraan hebben de nauwkeurige sterrenkundige waarnemingen van de latere tijd in de jaarlijkse parallaxis der vaste sterren een nieuw bewijs toegevoegd.
Volgens de berekening van Kepler is de loopbaan der aarde een ellips, in welker éne brandpunt de zon zich bevindt. De halve grote as van deze ellips heeft een lengte van 152 millioen km, terwijl die der korte as bedraagt 147 millioen km. Voor de gemiddelde afstand neemt men tegenwoordig 149,5 millioen km of 23 439,2 aequatoriale aardstraal (z zon). De omtrek van de loopbaan der aarde heeft een lengte van ongeveer 938,9 millioen km, zodat zij in één seconde een weg van ruim 29 km doorloopt.
Intussen is noch het cijfer, dat de lengte van de grote as der loopbaan uitdrukt, noch enig ander cijfer, dat de afmetingen dier baan aanwijst, volkomen standvastig. De ligging en de gedaante der loopbaan ondergaan in bepaalde tijdperken een aanmerkelijke wijziging als gevolg van de invloed, die, behalve de zon, vooral de naastbijgelegen hemellichamen door hun aantrekkingskracht op de aardbol en zijn bewegingen hebben. De elliptische gedaante der baan, ofschoon weinig van een cirkel verschillend, is veranderlijk. Haar excentriciteit (uitmiddelpuntigheid, uitgedrukt door de verhouding van het lengteverschil der grote en kleine as tot de grote as) bedraagt thans 0,016750 en de vermindering daarvan in elke eeuw 0,000043. Ook de ligging der aardbaan in de ruimte is niet onveranderlijk.
Jaargetijden.
Behalve de schijnbare, jaarlijkse beweging der zon bespeuren wij een tweede, die een dagelijkse verandering veroorzaakt. Deze dagelijkse wisseling van de stand der zon is de oorzaak van de verschillende lengte der dagen en nachten en van het ontstaan der jaargetijden. Slechts op twee dagen van het jaar, de 21ste Mrt en de 23ste Sept., gaat de zon juist in het oosten op en in het westen onder. Dan zijn alle dagen en nachten even lang; dat is de tijd der voorjaarsen najaars-nachteveningen (aequinoctiën). Van de 21ste Maart tot de 21ste Juni schijnt de zon bij haar op- en ondergang gestadig verder naar het noorden te gaan; zij beschrijft elke dag een grotere boog aan de hemel, verheft zich telkens hoger in de meridiaan, zodat bij het lengen der dagen de middagzon steeds hoger komt, totdat zij op de 21ste Juni haar hoogste standpunt heeft bereikt. Van nu af geschiedt het op- en ondergaan meer en meer oost- en westwaarts, de middaghoogte neemt af en de dagen worden korter, totdat op de 23ste Sept. de dagen en nachten weer even lang zijn. Daarna heeft het op- en ondergaan meer en meer naar het zuiden plaats, de nachten worden langer dan 12 uur, de middaghoogte der zon vermindert van dag tot dag en haar stralen vallen steeds lager in, zodat zij betrekkelijk weinig warmte geven. De laagste stand wordt bereikt op 21 Dec. De beide verste noordelijke en zuidelijke punten, welke de zon bereikt, dragen de naam van zonnestilstanden (solstitiën). Men heeft dus een zomer- en een winter-zonnestilstand, die 23 ½ 0 ten noorden en ten zuiden van het oost- en westpunt van de horizon gelegen zijn. Alleen onder de evenaar zijn de dagen en nachten altijd even lang.
Indien de aardas loodrecht op het vlak harer baan (de ecliptica) stond, zouden wij die afwisseling niet kennen. De verlichtingscirkel der zon zou dan steeds door de beide polen gaan, zodat hij alle parallellen in gelijke helften verdeelde, terwijl de middaghoogte der zon voor elke plaats altijd dezelfde bleef. Elke plek zou dus steeds op dezelfde wijze door de zonnestralen verwarmd worden. Wegens de schuine stand der aardas op het vlak harer loopbaan — de helling der ecliptica t.a.v. het vlak van de aequator bedraagt 23°27'10" — heeft het zo even voorgestelde verschijnsel echter alleen plaats gedurende de nachteveningen. Op de 21ste Juni is de noordpool het meest naar de zon toegekeerd en wel zó, dat dan de parallel van 23°1710o" door de stralen der zon loodrecht getroffen wordt en de verlichtingscirkel zich even ver over de noordpool heen uitstrekt als hij van de zuidpool verwijderd blijft, zodat hier — op de Noordpoolcirkel — de langste dag een etmaal moet duren, terwijl het dan op de andere poolcirkel even lang nacht is. Op dit tijdstip valt aan de noordpool zelf, die tijdens de nachtevening in de verlichtingscirkel kwam, de middag van haar halfjarige dag, terwijl het voor de zuidpool middernacht is van haar halfjarige nacht. Op 21 Dec. is de zuidpool naar de zon gekeerd en heeft dan de middag van haar halfjarige pooldag; voor de noordpool is het dan mid-poolnacht. Omdat de zon op die dagen naar de evenaar terugkeert, noemt men elk der parallellen van 23 ½ ° op het zuidelijke en noordelijke halfrond keerkring (ook tropicus; Grieks tropein = keren). De eerste is de Steenboks-, de andere de Kreeftskeerkring.
Doordat niet alleen de helling, maar ook de richting van de as der aarde op haar jaarlijkse baan dezelfde blijft, ontstaat de afwisseling der jaargetijden. Voor een plaats op het noordelijk halfrond is de tijd, waarin de zon zich noordwaarts van de evenaar verwijdert (d.w.z. dat de aarde steeds meer haar noordpool naar de zon toekeert), de lente; die, waarin zij zuidwaarts tot de evenaar nadert, de zomer-, die, waarin zij zich zuidwaarts van de evenaar verwijdert, de herfst, en die, waarin zij wederom tot de evenaar nadert, de winter. Terwijl op het éne halfrond het éne jaargetijde heerst, vindt men op het andere het tegenovergestelde. Daar de jaarlijkse beweging der aarde niet gelijkvormig is, zijn de vier jaargetijden niet even lang. Gedurende de winter bevindt zich de aarde nl. het dichtst bij de zon, waardoor de werking van de aantrekking der zon vermeerderd en de loop der aarde bespoedigd wordt. Thans duurt bij ons de lente gemiddeld 92 dagen, 20 uren, de zomer 93 dagen, 15 uren, de herfst 89 dagen, 19 uren en de winter 89 dagen, 1 uur. Lente en zomer zijn dus samen 8 dagen langer dan herfst en winter.
Van de stand der zon is niet alleen de verlichting, maar ook de verwarming van de oppervlakte der aarde afhankelijk. Op die grond verdeelt men haar oppervlakte in 5 gordels, in een hete gordel (tropische gordel), tussen de keerkringen gelegen, in twee gematigde gordels, op de beide halfronden door de keerkringen en poolcirkels begrensd, en in twee koude gordels, nl. de kappen, binnen de poolcirkels gelegen. Deze verdeling is wel van belang voor de verlichting; de werkelijke verdeling der warmte over de aardoppervlakte is echter nog van vele andere factoren afhankelijk.
De beschijningsgordels zijn weer niet onveranderlijk, doordat thans de helling der ecliptica o’’,4758 in het jaar vermindert. In de loop der duizenden jaren zal die vermindering geregeld voortschrijden tot 21°, om na die tijd langzaam te vermeerderen tot 27 of 28°. Volgens de berekening van La Grange was de helling der ecliptica het grootst 29 400 jaren vóór de aanvang onzer jaartelling. Zij bedroeg toen 27°31'. Na die tijd is zij gedurende 15 000 jaren verminderd, zodat zij in het jaar 14400 vóór Christus haar kleinste waarde verkreeg, namelijk 21°20'. Daarna klom zij in 12 400 jaren, dus tot 2000 jaren vóór Christus, tot een bedrag van 23°53' en van die tijd af vermindert zij gedurende 8600 jaren en bereikt in het jaar 6600 van onze tijdrekening een kleinste waarde van 22°54', om eindelijk in de tijd van 12 700 jaren weder aan te groeien en zich in het jaar 19 300 tot een bedrag van 25°21' te verheffen.
Terwijl de hoek, die het aequatorvlak maakt met de ecliptica, dus niet geheel onveranderlijk is, blijft ook de aardas niet nauwkeurig evenwijdig aan zichzelf; zij beschrijft een kegel om de as der ecliptica en wel in ongeveer 26 000 jaar. Het gevolg hiervan is, dat de snijlijn van aequatorvlak en ecliptica zich jaarlijks 50",26 verplaatst van het oosten naar het westen, een verschijnsel, dat de sterrenkundigen met de naam van vooruitgang (praecessie) der nachteveningen bestempelen. Om die reden stemmen heden ten dage de tekenen van de Dierenriem niet meer overeen met de sterrenbeelden, waaraan zij eertijds hun naam ontleenden. In het jaar 320 vóór Christus viel het punt der voorjaarsnachtevening in het sterrenbeeld de Ram, thans valt het 30°, dus een geheel teken, verder naar het westen.
Ook die verschuiving heeft weer een samengestelde gang: gedeeltelijk wordt dit veroorzaakt door de zon in een halfjaarlijkse periode en met een bedrag van 1",34, gedeeltelijk door de maan in een periode van 18 ¾ jaar ten bedrage van 16",78, terwijl andere ongelijkvormigheden, door de aantrekking der planeten ontstaan, wel gering zijn, maar een veel langere periode hebben. Eerst na 25 812 jaren zal die verschuiving al de tekenen van de Dierenriem doorlopen en de aarde haar zogenaamd Platonisch jaar voleindigd hebben. De polen veranderen in die tijd van richting; in het jaar 2700 vóór Christus was een ster in de Draak Poolster. Was in de tijd van Hipparchus de pool 12° verwijderd van de tegenwoordige poolster (thans is die afstand nog slechts 10°30’!), onze nakomelingen zullen in het jaar 14000 de ster Deneb in de Zwaan als Poolster zien schitteren.
Aangezien de aarde zich langs een elliptische baan beweegt, zijn de afstanden, die zij in dezelfde tijden doorloopt, volgens de wetten van Kepler ongelijk. Zij spoedt zich te sneller voort, naarmate zij zich dichter bij de zon bevindt, en dus het snelst bij haar naaste zonnestand (perihelium). Deze valt tegenwoordig nagenoeg samen met de aanvang van het jaar, maar gaat jaarlijks 61 ",27 voorwaarts, zodat in 58 jaren het verschil ontstaat van een dag, en de aarde zich na verloop van 21 000 jaren weder op dezelfde datum in haar perihelium bevindt. De dagelijkse beweging der aarde langs haar loopbaan bedraagt gemiddeld 59'83",3. Dit bedrag klimt in het perihelium tot 61'10",I en daalt in het aphelium tot 57’11",7. De aarde loopt om de zon in de richting van het westen naar het oosten, dus in die der aswenteling.
De duur van de loop der aarde om de zon noemen wij een jaar. De ongelijke snelheid, waarmede de aarde haar tocht volbrengt, en de verschuiving der nachteveningspunten geven een ongelijkheid in tijdsduur tussen twee opvolgende culminaties der zon; d.i. dus van een dag of etmaal. Van het ogenblik af, dat men nauwkeurig lopende uurwerken bezat, moest daarom de ware zonnedag vervangen worden door een gemiddelde. De middelbare dag zou ontstaan door een denkbeeldige zon, welke de zonnedagen het gehele jaar door even lang doet zijn. De hiernaar geregelde tijd heet middelbare tijd. Zij is nu vóór, dan achter de zonnetijd en stemt er slechts op 4 dagen van het jaar mee overeen. Het verschil heet tijdvereffening en had bijv. in 1914 als uiterste bedrag + 14 min. 25 sec. en - 16 min. 21 sec. In de moderne tijd heeft men tenslotte nog ten gerieve van het internationale verkeer de zone- of gordeltijd ingevoerd.
PROF. W. E. BOERMAN
Breedte en lengte.
De aarde heeft een omwentelende beweging om een (denkbeeldige) as, welke de oppervlakte der aarde snijdt in de poolpunten of polen, onderscheidenlijk de noord- en de zuidpool. De platte vlakken, welke loodrecht staan op de as, snijden de oppervlakte in evenwijdige cirkels, die van het westen naar het oosten lopen, de parallellen. De grootste parallel bevindt zich op gelijke afstand van de beide polen; zij is een grote cirkel, die de oppervlakte der aarde in twee halfronden — een noordelijk en een zuidelijk halfrond — verdeelt. Zij draagt de naam van evenaar (equator), omdat, wanneer de zon zich in haar vlak schijnt te bewegen, over de gehele aarde de dagen en nachten even lang zijn. De middellijn van de evenaar is tevens die der aarde. De vlakken, welke door de aardas gelegd kunnen worden, snijden de aardoppervlakte volgens grote cirkels, welke meridianen, middag- of lengtecirkels heten, evenals de parallellen wel breedtecirkels worden genoemd. Door ieder punt der aardoppervlakte kan men zich een parallel, en een meridiaan gelegd denken. Wil men de ligging ener plaats op aarde bepalen, dan begint men van de evenaar af langs de meridiaan der plaats de graden te tellen tot aan de plaats, en het aantal graden vermeldt ons hare geografische breedte, die zowel zuider- als noorderbreedte kan wezen. De evenaar ligt op 0°, de pool op 900 breedte. Elke graad wordt in 60 minuten (') en elke minuut in 60 seconden (") verdeeld. De breedte is gelijk aan de poolshoogte, zodat men haar bepalen kan door het meten van de hoek, waaronder op de bedoelde plaats de Poolster zich boven de horizon verheft.
Door de breedte is alleen de parallel aangewezen, waarop een plaats gelegen is. Deze parallel is, gelijk iedere cirkel, in 360° verdeeld. Over elk deelpunt loopt een meridiaan, ook wel middagcirkel geheten, omdat de zon in het vlak van deze cirkel juist op de middag haar hoogste standpunt boven de horizon bereikt. Eén dier middagcirkels — bij ons gewoonlijk die, welke over de sterrenwacht te Greenwich loopt — wordt aangenomen als de eerste meridiaan, en van hier telt men doorgaans oost- of westwaarts de graden langs de evenaar, of ook wel langs een parallel, tot aan de meridiaan der plaats, waarvan men de ligging bepalen wil. Het aantal graden noemt men de geografische lengte van de bedoelde plaats. Men heeft dus ooster- of westerlengte. (Somtijds wordt de lengte van 0° tot 360° geteld, in welk geval het verschil tussen ooster- en westerlengte vervalt.) Door een nauwkeurige opgave van de lengte en de breedte is de ligging ener plaats, als een snijpunt van twee bekende lijnen, volkomen bepaald.
Alle plaatsen op de verlichte helft van dezelfde meridiaan hebben tegelijkertijd middag en alle plaatsen op de donkere helft tegelijkertijd middernacht. Twee plaatsen, met een graad lengte-verschil, hebben 4 minuten verschil in tijd. De zon doorloopt immers schijnbaar in 24 uren de gehele aardomtrek, en dus in één uur 360° : 24 = 15°, d.i. 1° in 4 minuten.
De vaststelling van een „eerste meridiaan” is willekeurig. Ptolomaeus plaatste hem zo ver mogelijk naar het westen en ook nu nog is de meridiaan van Ferro in gebruik, wel niet de werkelijke meridiaan van Ferro, maar die, welke 20° ten westen van Parijs gelegen is. De Fransen hebben de meridiaan, die door de sterrenwacht te Parijs loopt, als de eerste aangenomen. Die van Greenwich, van de Engelsen, is in het algemeen bij de scheepvaart en in de wetenschap in gebruik. Zoals de evenaar onze aarde verdeelt in een noordelijk en zuidelijk halfrond, verdeelt de eerste meridiaan haar in een oostelijk en westelijk halfrond.
De bepaling der lengte kan op verschillende wijzen geschieden; doch alle methoden komen daarop neer, dat het tijdsverschil tussen twee plaatsen nauwkeurig wordt vastgesteld. Reeds in de Oudheid was dit beginsel bekend en werd het toegepast; maar wegens gebrek aan goede methoden en nog meer aan nauwkeurige instrumenten, moest men zich eeuwenlang met globale schattingen tevreden stellen. Men kan nu het tijdsverschil bepalen óf door van beide plaatsen uit op hetzelfde absolute tijdsogenblik een bepaald verschijnsel waar te nemen, óf door de plaatselijke tijd met behulp van een nauwkeurig lopend uurwerk, een chronometer, naar elders over te brengen en aldaar met de locale tijd te vergelijken. Bij de eerstgenoemde methode gebruikt men lichtsignalen, in de jongste tijd vooral electrische signalen (meestal een enkele druk), die door de telegraaf worden overgeseind. Bij grote afstanden, evenals op zee maakte men wel gebruik van verschijnselen aan de sterrenhemel, zoals verduisteringen der manen van Jupiter. Tegenwoordig echter zijn de radiotijdseinen, voor den verstweg zijnden reiziger of topograaf het zeer nauwkeurige middel voor zijn lengtebepaling. Met behulp van chronometers is de bepaling zeer eenvoudig. Reist men zó ver oostwaarts, dat het uurwerk 1 uur vroeger dan de plaatselijke tijd aanwijst, dan heeft men 15 lengtegraden afgelegd. Reist men daarentegen 15 lengtegraden westwaarts, dan wijst de chronometer een uur later aan dan de plaatselijke tijd. Vandaar, dat wie een tocht om de wereld volbrengt en hierbij een oostelijke richting volgt, een dag wint, terwijl hij, die westwaarts trekt, een dag verliest. De eerste reizigers, die zulk een tocht voleindigden, waren bij hun terugkeer niet weinig verbaasd, dat zij een dag later kwamen dan hun aantekeningen aanwezen, terwijl in het bekende boek van Jules Verne „De Reis om de Wereld in 80 dagen”, Philias Fogg zijn weddenschap alleen daardoor won, dat hij tengevolge van het tijdsverschil één dag had uitgespaard.
Ten einde op zee het bepalen der lengte met behulp van chronometers nog nauwkeuriger te doen zijn, worden sinds 1 Juli 1911 door het station voor draadloze telegrafie op de Eiffeltoren (en later ook door andere stations) op vastgestelde tijden signalen gegeven. Aldus kan men op zeeschepen gemakkelijk telkens de chronometers controleren.
Het bepalen der geografische breedte geschiedt meestal door het meten van de hoogte der zon of van andere sterren. Immers de geografische breedte is gelijk aan de poolshoogte. Men heeft daarvoor de beide culminatiehoogten van een circumpolaire ster of de bovenste culminatie ener andere ster, meestal de zon, te meten. In het laatste geval moet de declinatie der ster bekend zijn; men berekent dan de equatorhoogte; het complement daarvan is de poolshoogte.
Daar de gedaante der aarde op de beweging van de maan een merkbare invloed heeft, kan omgekeerd een nauwkeurige waarneming der bewegingen van laatstgenoemde ons de nodige gegevens bezorgen omtrent de gedaante onzer planeet. De uitkomsten daarvan zijn belangrijker dan die der slingerproeven, omdat zij onafhankelijk zijn van de oneffenheden der oppervlakte en van de aard van de bodem. De schijnbaar onregelmatige bewegingen der maan of de storingen in haar lengte en breedte geven volgens de berekeningen van Laplace voor de afplatting 1/299. Helmert vond volgens deze methode voor de afplatting 1/297,8 met een waarschijnlijke fout in de noemer van pl.m. 2,2.
Maar nu is de aarde ook niet eens een regelmatige sphaeroïde; alle meridianen zijn niet volkomen gelijk, de evenaar en alle parallellen zijn geen volkomen cirkels. Daar slingerproeven en graadmetingen op verschillende gedeelten der oppervlakte zo verschillende uitkomsten hebben opgeleverd, moet de vorm der aardoppervlakte van de regelmatig gebogen sphaeroïde afwijken. Men duidt de gedaante, die de aarde in werkelijkheid bezit, aan met de naam geoïde. Volgens Helmert bedraagt het verschil t.a.v. de sphaeroide echter nergens meer dan pl.m. 200 m.
Land en water.
Land en water op aarde verhouden zich wat hun oppervlakte betreft als 1 : 2,42. Het land beslaat nl. een oppervlakte van 29 pct; het water van 71 pct. Het land is zeer ongelijkmatig verdeeld; op het N. halfrond beslaat het 40 pct, op het Z.- 17 pct, op het W.- 20 pct en op het O. halfrond 35 pct. Alleen tussen 70° en 40° N.Br. heeft het land de overhand op het water. Zuidelijker dan 40° N.Br. krijgt de zee steeds meer de overhand, tussen 40° en 70° Z.Br. is er vrijwel geen land. Verdeelt men de aarde in twee halfronden, zó, dat het meeste land op het ene en het meeste water op het andere ligt, dan wordt Nantes ongeveer het centrum van het land- en het Antipoden-eiland bij Nieuw-Zeeland ongeveer dat van het waterhalfrond of waterhemisfeer. Het landhalfrond is dan nog maar voor 46.8 pct land, het waterhalfrond slechts voor 11.4 pct. Onder de Oude Wereld verstaat men Europa, Azië en Afrika te zamen, onder de Nieuwe Wereld de beide Amerika’s; later is daarbij nog het vastland Australië gevonden en in de jongste tijd Antarctis of het Zuidpoolland.
De grootte der werelddelen (inch de eilanden) is als volgt: Eurazië (d.i. Europa, 9.97 mill. km2, en Azië 44,18 mill. km2) 54.15 mill. km2, Afrika 29.82 mill. km2, Australië 8.9 mill. km2, Noord-Amerika 24.1 mill. km2, Zuid-Amerika 17.78 mill. km2 en Antarctis ±14 mill. km2. Azië en Europa vormen eigenlijk één continent; de onderscheiding kan eigenlijk alleen om cultuurhistorische reden worden gemaakt. Het noordpoolgebied valt uiteen in delen, welke tot Eurazië of tot Noord-Amerika moeten worden gebracht, ook al reikt het vastland zelf minder ver poolwaarts (Europa tot 71°10', Azië tot 77°42', Amerika tot 71°5o' N.Br.). Op het zuidelijk halfrond reiken de vastlanden minder ver poolwaarts (Amerika tot 56°, Afrika tot 34°51' en Australië tot 390).
De gemiddelde hoogte van al het land is op 825 m te stellen; de gemiddelde diepte der wereldzee op rond 3800 m.
De hoogste verheffing bereikt de vaste aardkorst in de Mount Everest (in de Himalaja), nl. 8880 m boven de zeespiegel.
De grootste eilanden zijn Groenland (2.2 mill. km2), Nieuw-Guinee (0.8 mill. km2) en Borneo (0.74 mill. km2).
De hydrosfeer vormt één samenhangende watermassa, die gewoonlijk in drie oceanen verdeeld wordt, de Atlantische Oceaan (waartoe ook de Noordpoolzee en de Baffinsbaai moeten worden gerekend), de Pacifische of Grote Oceaan (inch Tasmanzee) en de Indische Oceaan. De grenzen lopen over de meridianen van Kaap Hoorn, Kaap Agulhas en de Zuidkaap van Tasmanië. De Zuidpoolzee wordt niet meer als zelfstandige oceaan opgevat. Te zamen zijn deze drie grote waterbekkens 335,3 mill. km2; doch van de grootste betekenis zijn de slechts 7.2 pct van de hele wereldzee innemende bijzeeën, waarvan de belangrijkste wel zijn de Noord- en Oostzee, de Middellandse Zee met aanhangsels, de Amerikaanse Middelzee, de Austraal-Aziatische Middelzee, de Oostchinese zee, de Japanse Zee, de Zee van Ochotsk en de Beringzee. Wanneer bijzeeën gelegen zijn tussen grote continentale oppervlakten noemt men ze middelzeeën, zoals Middellandse Zee, Caraïbische Zee, Austraal-Aziatische Middelzee en de Noordelijke Ijszee. Randzeeën zijn zeeën, die langs de randen der oceanen liggen en door een aantal eilanden of reeksen van eilanden van de oceaan zijn gescheiden.
Om de hoogte der landmassa’s beter te doen uitkomen tekent men op de kaart hoogtelijnen of isohypsen (= lijnen van gelijke hoogte), en om het reliëf van de zeebodem te laten zien, trekt men op dezelfde wijze de dieptelijnen of isobathen (= lijnen van gelijke diepte). Op een goede dieptekaart ziet men, dat de zeebodem, hoewel afwisselend van reliëf, over het geheel toch vlakker vormen vertoont dan het land. Toch is het reliëf van de zeebodem minder eentonig dan men aanvankelijk wel aannam. Van de kust tot ongeveer 200 m diepte (soms ook dieper) is gewoonlijk de hellingshoek dezelfde als op het land. Deze voortzetting van het vastland onder water noemt men het continentale plat, daarna volgt de vastelandsglooiing van en naar de diepzee. De continentale platten nemen te zamen 27.5 mill. km2 of 7.6 pct van de wereldzee in; de vastelandsglooiingen (tussen 200 en 3000 m diepte), nemen ongeveer 19 pct van de wereldzee in. De diepzee zelf vertoont een over het geheel vlak golvend reliëf tussen 3000 en 7000 m diepte; echter zijn daarin langs de randen tengevolge van tectonische bewegingen in de aardkorst troggen of diepzeeslenken ontstaan. Overigens kenmerkt de oppervlakte van de zeebodem zich door plateau’s, ruggen, bergtoppen (vulkanen), dalen en bekkens. De grootste diepte loodde men in 1927 met het echolood in de Philippijnentrog en wel 10800 m. De gemiddelde diepte der wereldzee is berekend op 3800 m. Het volume van de hydrosfeer is slechts ) pet van dat der gehele aarde. Naar het gewicht is de verhouding tussen beide als 1 : 1100. De kleur van het water, het zoutgehalte, de temperatuur, de bewegingen van het water en het organisch leven zullen bij de zee ter sprake komen.
De dampkring.
De dampkring of atmosfeer omringt de aarde tot op aanzienlijke hoogte, vermoedelijk tot op ongeveer 1000 km. Zij vormt voornamelijk het studieterrein van de meteorologie en klimatologie. De lucht van de dampkring bezit een zeker gewicht en elke luchtlaag zal dus van de lucht, die zich boven de luchtlaag bevindt, een zekere druk ondervinden. De luchtdruk moet dus met de hoogte afnemen. Gemiddeld weegt een luchtzuil. die tot op het zeeniveau reikt, evenveel als een zuil kwik van 760 mm of 1013,3 millibaar; op 5000 m hoogte bedraagt de druk 471,7 mb; op 10.000 m 264,2 en op 16 km 103,3 mb; op 60 km hoogte slechts nog ongeveer 0, 19 mb.
De lucht bestaat tot ongeveer 16 km hoogte uit een mengsel van gassen; hoofdzakelijk uit stikstof (78,03 pct van het volume) en zuurstof (20,99 pct); verder argon (0,90 pct). In zeer kleine hoeveelheden komen daarnaast nog enkele zeldzame zg. edelgassen voor, nl. helium, neon, krypton en xenon. Boven 16 km hoogte treedt slechts een zeer langzame verandering in de samenstelling der lucht op.
Bergbestijgers krijgen boven 3500 m last van de bergziekte. Op groter hoogte (tot 6000 m) komen ballonreizigers; daarboven wordt kunstmatige zuurstoftoevoer noodzakelijk. Daalt het zuurstofgehalte echter beneden 17.2 pct (d.i. op ± 20 km hoogte), dan is het menselijk leven ten enenmale onmogelijk. Boven 10 tot 15 km bemerkt men daarvan weinig meer. Aan dr Berson gelukte het, zich tot aanzienlijke hoogte boven de aardoppervlakte te verheffen, nl. in 1894 tot 9155 m en in 1901 zelfs tot 10 500 m. Veel hoger kan men niet komen, tenzij in een gesloten ballongondel, waarin druk en zuurstofgehalte (met medegenomen zuurstofcylinders) constant knnnen worden gehouden. Dit deden Piccard en Kipfer, die in 1931 een hoogte van ruim 16 000 m bereikten. Zij deden waarnemingen tussen 15 000 en 16 000 m.
In tegenstelling met stikstof en zuurstof komen koolzuur (gemiddeld 0,03 pct), waterdamp (gemiddeld i pct op onze breedte, 3 pct in de equatoriale lucht), ammoniak e.a. gassen niet in een standvastige verhouding in de onderste lagen van de dampkring voor. Een zeer belangrijk bestanddeel van de lucht is het ozon, dat gevormd wordt uit zuurstof onder inwerking van ultraviolette stralen met korte golflengte. Het meeste ozon blijkt in de atmosfeer aanwezig te zijn bij verticale uitwisseling van lucht bij onweer. Vermoedelijk is het ozon in de onderste luchtlagen afkomstig uit de ozonlaag op 20-25 km hoogte. Bovendien is de lucht doorgaans in verschillende mate verontreinigd door stof, microscopische organismen en gasvormige verbindingen, die somtijds voor den mens gevaarlijk kunnen worden. Bij de dampkring zijn vooral de toestanden van belang, die als het weer en het klimaat worden aangeduid.
Biosfeer.
De levende wezens op aarde, de mensen, planten en dieren, vat men wel samen onder de naam biosfeer. Deze biosfeer strekt zich uit van de bodem van de hydrosfeer en tot de hoogste toppen van de lithosfeer en zelfs daarboven. Deze verspreiding na te gaan, behoort tot de taak der aardrijkskunde. Zij wordt in hoofdzaak beheerst door het klimaat, de bodem en het verband met vroegere flora’s en fauna’s. Wat het klimaat betreft, spelen licht en warmte de hoofdrol in het plantenleven, bij de warmte zoowel de gemiddelde temperatuur als de duur der periode, waarin het plantenleven zich in een bepaalde streek ontwikkelen kan. De wind is van invloed op de verspreiding der planten; zeer gevoelig zijn deze ook voor vochtigheid en droogte. De bodem werkt verschillend, naarmate hij meer of minder vruchtbaar en waterdicht is. Naar de voorliefde voor een bepaalde grondsoort onderscheidt men kiezel-, kalken zoutplanten. De hoogte van de bodem is van groot gewicht evenals ook de geografische breedte. De levensduur der planten neemt van de evenaar naar de polen af. Zo treft men in de equatoriale streken zo goed als geen eenjarige gewassen aan. Wouden ontbreken in de poolstreken en op hoge gebergten door gebrek aan warmte, in vele warme landen door gebrek aan water. Zowel in horizontale, als in verticale richting kan men de aarde in een aantal plantengordels verdelen, ieder gekenmerkt door eigen gewassen (flora) en door eigen begroeiingsvormen (plantenformaties) (z plantengeografie). Ook met de dierenwereld is zulks het geval (z dierengeografie). Weliswaar dragen de dieren niet zoveel bij tot het karakter van een landschap als de planten, maar zij wedijveren met de planten wat hun nut voor den mens betreft. Door het voedsel zijn de dieren in hoge mate afhankelijk van de planten, zodat dan ook bepaalde diervormen aan bepaalde begroeiingsvormen gebonden zijn, bijv. apen, herten, eekhoorntjes, klimvogels aan bossen; de kameel, giraffe, vele antilopen aan steppen. Daar de roofdieren van de planteneters moeten leven, zullen de laatste ver in de meerderheid moeten zijn; deze leven dan ook veelal in grote kudden in tegenstelling met de eerste. Zowel het dierlijk, als het plantaardig leven neemt van de evenaar naar de polen toe af, zowel naar het aantal soorten als naar het aantal individuen; zo leven volgens Wallace in de tropen 37 familiën van de landzoogdieren en 61 van de vogels, buiten de tropen echter resp. slechts 5 en 1 j.
Terwijl vele planten en dieren reeds in hoge mate de eigenschap bezitten zich te acclimatiseren, geldt zulks in nog hogere mate van den mens. Niet alleen dat de mens sedert het begin van de 19de eeuw sterk in aantal is toegenomen, ook heeft hij tal van nieuwe, tot dusverre vrijwel onbewoonde gebieden, bezet.
Zie verder Anthropogeografie en Volkenkunde.
PROF. W. E. BOERMAN
Lit.: H. Jeffreys, The Earth (Cambridge 1924, 278 biz.); F. Nölke, Der Entwicklungsgang unseres Planetensystems (Berlin 1930); Physics of the Earth IV. The Age of the Earth. Bull, of the National Research Council Nr. 80, June 1931, Washington, waarin: Ch. Schuchert, Geochronology, or the Age of the Earth on the basis of sedimentation biz. 10-64, A. Knopf, Age of the Ocean, biz. 65-72, A. F. Kovarik, Calculating the age of minerals from radioactivity data and principles, biz. 73123, A. Holmes, Radioactivity and geological time, biz. 124-459 (met een literatuurlijst van 639 nummers), E. W. Brown, The age of the earth from astronomical data, biz. 460-466; J. Jeans, The Universe around us (Cambridge 1930); O. Schmiedel, Das Alter der Erde nach dem Abkühlungsprozess (Berlin 1927); E. Przybullok, Polhöhenschwankungen (Braunschweig 1914); W. de Sitter, Over den astronomischen tijd (Hemel en dampkring 1927, blz. 129); F. R. Helmert, Die Schwerkraft und die Massenverteilung der Erde. Encyclopädie der mathematischen Wissenschaften, Bd VI. iter Teil; W. de Sitter, On the Flattening and the constitution of the earth. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, No. 55, 1924; L. H. Adams, Temperature at moderate depths within the earth. Joum. Washington Academy of Science. Vol. 14 No. 20, Dec. 4, 1924, pp. 459~472; B. Gutenberg, Der Aufbau der Erde (Berlin 1925) ; A. Sieberg, Geologische Einführung in die Geophysik (Jena 1927); B. Guten be rg, Lehrbuch der Geophysik (Berlin 1929); Id., Handbuch der Geophysik, Band III, Lief. 1 (Ib. 1930); A. Supan-E. Obst, Grundzüge der physischen Erdkunde (Berlin-Leipzig, Tg27-’3o); G. Linck, Aufbau des Erdballs (Jena 1924); H. S. Washington, The chemical composition of the earth. American Joum. Science, Vol. IX, May 1925; Id., La costituzione della Terra, Bui. Volcanologique, Nov. 5 et 6, 1925 (Napoli 1926) ; Hübners Geografisch-Statistische Tabellen aller Länder der Erde, 71 Ausgabe (Wien 1932); W. Bleeker, Leerboek der Meteorologie, Dl 1. Synoptische Meteorologie, (Zutphen 1942); J. Veldkamp, De ionosfeer (Hemel en Dampkring 1944, blz. 141-148. 1945 blz. 31-36 en 51-56; H. N. Russell, The Solar System and its Origin; H. Groot, Cosmogonie (Servire 1942).
