161 
Als M = massa van den nevel, m = massa van de planeet, 
dan kunnen wij, door gebruik te maken van: 
M = , m rr: jr rj‘ ()', 
(4) schrijven: 
r^- [* -f-' - + <•*’“” + -P"®) 
A’ 499 r, 
De stralingsdruk, dien de planeet ondervindt, wanneer zij alle 
opvallende straling absorbeert, berekenen wij weer met de formule : 
D=-. 
c 
Met dit bedrag moet de Newtonsehe attractie verminderd worden 
om de resulteerende kracht K te vinden. 
Deze wordt dus : 
. Mm 9S 
K=f. 
L 
(è P-1 P-3 p P- 
+ P-3.-P) 1 ( 6 ) 
]■ 
4/099' 
Kan deze vermindering groot genoeg zijn om merkbare storingen 
te veroorzaken ? 
Om dit te onderzoeken, beschouwen wij het volgend hypothetisch 
geval : 
Wij nemen aan, dat de zonnenevel, na de vorming van Neptunus, 
zich teruggetrokken heeft tot binnen de baan van Uranus. Neptunus 
zelf denken wij ons nog gasvormig, zij ’t dan ook aanmerkelijk 
dichter dan den zonnenevel, en met een lOO-rnaal grooter straal dan 
tegenwoordig. 
Wij zien verder af van het feit, dat de zonnenevel naar alle 
waarschijnlijkheid reeds een vrij sterke centrale condensatie moet 
gehad hebben, een omstandigheid, die ongunstig werkt voor een 
eventueel effect van stralingsdruk. 
Wij leggen de volgende getalwaarden aan onze berekening ten 
grondslag : 
Straal van Uranusbaan R = 2,868 . (cm.). 
Tegenwoordige zonsstraal =6,96 (cm.). 
,, zonsdichtheid p, = 1,4. 
,, Neptunusstraal i\ = 2,8 10® (cm.). 
,, dichtheid van Neptunus 9/ = 1,1. 
Gravitatie constante / = 6,66 . lO^®. 
Absorptie exponent ‘) p =0.0002. 
Hiermede vinden wij : 
A- = /^ (1 - 2800 5). 
’) Vergel. : Emden, „Gaskugeln”, p. 285. 
Verslagen der Afdeeling Natuurk. Dl. XXX. A”. 1921. 
11 
