II. DE ASTRONOMIE AAN HET BEGIN VAN DE ACHTTIENDE EEUW
Voordat we iets zinnigs kunnen zeggen over De Munck's astronomische waarne
mingen, is het noodzakelijk dat we enig inzicht verwerven in de stand van deze
wetenschap aan het begin van de achttiende eeuw. Hoe was het met dit vak ge
steld?1 In de zeventiende eeuw was de professie ingrijpend veranderd. Door de
uitvinding van de verrekijker (overigens een Middelburgse claim2), het slinger
uurwerk en de micrometer was de astronomie van een in hoge mate kwalitatief
vak omgezet in een kwantitatieve wetenschap, waarin precisie-metingen moge
lijk waren. Kon Tycho Brahe aan het eind van de zestiende eeuw waarnemingen
uitvoeren met instrumenten die tot op twee boogminuten nauwkeurig waren,
rond 1700 was deze nauwkeurigheid sterk gestegen. Volgens sommigen bedroeg
de instrumentele precisie rond 1725 ongeveer 8 boogseconden3. (Ter vergelij
king: de maandiameter is ca. 30 boogminuten groot, dat zijn 1800 boogsecon
den.) Tegen het einde van de eeuw zou de voortschrijdende techniek metingen
mogelijk maken met een nauwkeurigheid van omstreeks één seconde4. Vergele
ken met Brahe dus een verbetering van ruim een factor 100.
Deze sterk verbeterde observatie-technieken leidden er toe dat het in de zestien
de eeuw ontvouwde wereldbeeld van Copernicus rond 1700 definitief was geves
tigd. Aan de hemel waren inmiddels drie rotatie-centra aangetoond, te weten de
Zon, de Aarde en de planeet Jupiter. Ook hadden de observaties tot gevolg ge
had dat de schaal van het veronderstelde hemelgewelf extreem vergroot moest
worden. De kosmische dimensies bleken veel groter te zijn dan men ooit voor
mogelijk had gehouden5.
Zo bleek men - ondanks de verbeterde instrumentatie - toch niet in staat te zijn
om een schijnbare beweging van de dichtstbij staande sterren aan te tonen. Deze
zogenaamde 'sterreparallax' was een noodzakelijk gevolg van de veronderstel
ling van Copernicus dat de aarde rond de zon draait. Net zoals een reiziger op
aarde een dichtbij staande boom tegen de horizon ziet bewegen, zo moet een
astronomische waarnemer een verschuiving kunnen constateren van relatief
dichtbij staande sterren ten opzichte van verder weg staande sterren. In feite zou
men de projectie van de aardbaan tegen het hemelgewelf moeten kunnen waar
nemen. Uit het feit dat deze verschuiving niet boven de meetnauwkeurigheid
van de toenmalige instrumenten uitkwam, concludeerde de Engelse astronoom
Bradley in 1728 dat de afstand tot de dichtstbijzijnde ster toch zeker zo'n 400.000
astronomische eenheden (ofwel: zonsafstanden) moest bedragen6. Dit was een
aanzienlijk grotere afstand dan de in de Oudheid en middeleeuwen gehanteerde
schatting van ca. 20 astronomische eenheden. De schaal van het veronderstelde
hemelgewelf moest dus ongeveer met een factor 20.000 worden opgerekt.
Veroorzaakte de verbeterde meetnauwkeurigheid op deze manier een concep
tuele uitbreiding van het heelal, ze maakte anderzijds ook een ontdekking moge
lijk waarmee de beweging van de aarde rond de zon even onomstotelijk werd
aangetoond als wanneer men de sterreparallax wél had kunnen meten. Bij zijn
speurtocht naar de bepaling van de sterreparallax had Bradley namelijk de
astronomische aberratie ontdekt, een systematische verschuiving van de waar
genomen positie van een ster als gevolg van de eindige snelheid van het licht.
De verklaring ervan was briljant van eenvoud. In de tijd waarin het licht zich
door een telescoop van objectief naar oculair verplaatst, vervolgt de aarde ra-
105
