plaatje - SVAT Astatine - Universiteit Twente
plaatje - SVAT Astatine - Universiteit Twente
plaatje - SVAT Astatine - Universiteit Twente
Create successful ePaper yourself
Turn your PDF publications into a flip-book with our unique Google optimized e-Paper software.
Cavendish was minstens zo excentriek als Newton. Hij<br />
was haast ziekelijk schuw; elke vorm van menselijk<br />
contact was voor hem een grote bron van ongemak. Hij<br />
communiceerde met zijn werkster middels brieven en<br />
als hij zich vertoonde in het openbaar had hij het liefst<br />
dat mensen naast hem in de lucht praatten zonder<br />
naar hem te kijken, alsof hij er niet was. Naast solitair<br />
was hij bijzonder rijk omdat hij de kleinzoon was van<br />
de hertog van Devonshire en de hertog van Kent. Deze<br />
eigenschappen stelden hem in staat om zijn huis om<br />
te bouwen tot een gigantisch laboratorium waar hij<br />
alle gebieden van de wetenschap aan experimenten<br />
onderworp. Zo gaf hij zichzelf bijvoorbeeld elektrische<br />
schokken in toenemende intensiteit waarbij hij noteerde<br />
hoeveel pijn dat deed en was hij de eerste die<br />
waterstof isoleerde en combineerde met zuurstof om<br />
water te maken.<br />
Toen hij 67 was, richtte hij zich op de machine van<br />
Michell, die bestond uit een verzameling (contra)<br />
gewichten, pendula, assen en torsiedraden (figuur<br />
1). Midden in het apparaat bevonden zich twee loden<br />
ballen van bijna 160 kg die naast twee lichte ballen<br />
waren opgehangen. Het idee was om de gravitationele<br />
aantrekkingskracht tussen deze ballen te meten. Na<br />
het in elkaar zetten van de machine moesten er bijna<br />
een jaar lang 17 intergerelateerde metingen verricht<br />
worden voordat de gravitatieconstante, en daarmee<br />
de massa van de aarde (wat het eigenlijke doel van<br />
zijn experiment was), eruit rolde: 6,673×10−11 m3 kg-1 s-2 , waarmee hij de massa van de aarde vaststelde op<br />
ongeveer 6×1021 kg. Verbazingwekkend genoeg wijkt<br />
deze waarde maar 1% af van de huidige waarde.<br />
Figuur 1: Het apparaat van Michell, waarmee Cavendish<br />
de gravitatieconstante bepaalde.<br />
Nu de formule compleet was, kon er mee gewerkt worden<br />
en waarschijnlijk het meest bekende en invloedrijkste<br />
voorbeeld is wel de ontdekking van Neptunus.<br />
Na de ontdekking van Uranus door eerdergenoemde<br />
William Herschell in 1781 werd al snel duidelijk dat er<br />
enkele onregelmatigheden waren in zijn baan. In 1821<br />
bedacht Alexis Bouvard dat er een achtste planeet zou<br />
18<br />
kunnen zijn die door zijn zwaartekracht de baan van<br />
Uranus verstoorde. In 1845 berekende Urbain Le Verrier<br />
de baan van deze hypothetische achtste planeet<br />
en toen Johann Gottfried Galle zijn telescoop op de berekende<br />
locatie richtte ontdekte hij in 1846 Neptunus.<br />
Ironisch genoeg was het de baan van een andere<br />
planeet die Newtons theorie ontkrachtte, want hoe<br />
prachtig de wetten van Newton ook schitterden in<br />
hun eenvoud, er waren enkele zaken die er niet mee<br />
verklaard konden worden. Allereerst was er een fundamenteel<br />
probleem met Newtons beschrijving van<br />
zwaartekracht, hij wist namelijk niet waar het vandaan<br />
kwam en hoe het overgebracht werd. Newton schreef<br />
hierover:<br />
“That one body may act upon another at a distance<br />
through a vacuum without the mediation of anything<br />
else, by and through which their action and force may<br />
be conveyed from one another, is to me so great an<br />
absurdity that, I believe, no man who has in philosophic<br />
matters a competent faculty of thinking could ever<br />
fall into it.”<br />
Er was echter nog een praktisch probleem: de gemeten<br />
periheliumprecessie van de planeten bleek niet overeen<br />
te komen met de berekende waarden. Voor een<br />
planeet die een baan om de zon volgt is het perihelium<br />
het punt waarop hij zich het dichtst bij de zon bevindt;<br />
het aphelium is dan het punt dat zich het verst van de<br />
zon bevindt. Precessie is het veranderen van de richting<br />
van de as van een roterend object (in het geval van<br />
planeten is dit dus een rechte lijn die het perihelium en<br />
het aphelium snijdt). Periheliumprecessie is dus het roteren<br />
van de omloopbaan om het perihelium. Dit wordt<br />
veroorzaakt door de invloed van zwaartekracht van<br />
andere planeten die de baan verstoren en in mindere<br />
mate doordat de zon geen perfecte bol is maar een<br />
afgeplatte bol, net als de aarde (wat weer een gevolg is<br />
van het draaien van de aarde om zijn eigen as). Dit probleem<br />
werd vooral zichtbaar bij de planeet Mercurius,<br />
omdat deze het dichtst bij de zon staat en een korte<br />
omlooptijd heeft. Er was nog een derde probleem dat<br />
Newtons theorie teisterde. Al in 1784 voorspelde John<br />
Michell (die het apparaat bedacht waarmee Henry<br />
Cavendish de gravitatieconstante voor het eerst mat)<br />
op basis van Newtons gravitatiewet dat sterrenlicht om<br />
massieve objecten zou buigen (gravitational lensing).<br />
Echter werd er maar de helft van de waargenomen<br />
waarde berekend. De druppel die de emmer deed<br />
overlopen en Einstein aanzette tot het publiceren van<br />
algemene relativiteit in 1915, was dat Newton had<br />
aangenomen dat zwaartekracht instantaan moest zijn,<br />
omdat propagatievertraging zou leiden tot instabiele<br />
banen, zijn vergelijkingen waren immers onafhankelijk<br />
van tijd. Dit ging tegen Einsteins speciale relativiteit in<br />
en dus concludeerde Einstein dat Newton fout zat.