Fiksstjerneparallaksen og aberrationen
Fiksstjerneparallaksen
Aberrationen
|
| Princippet for aberation illustreret ved
et tog i regnvejr uden blæst.
|
Fiksstjerneparallaksen
Efter at Copernicus' og Keplers model var accepteret, begyndte man at lede efter beviser for den. En af metoderne kunne være at konstatere fiksstjerneparallaksens eksistens.
Fiksstjerneparallaksen viser sig ved at sigtelinien til en stjerne varierer efter hvor i sin bane omkring Solen, Jorden befinder sig. Selv om jordbanens diameter er ca. 300 × 106 km (300.000.000 km), er afstanden til selv de nærmeste stjerner så enorme, at det ikke er en enkel sag at observere en parallakse. Da man først målte den - i 1838 - var den på ca. ½" (½ buesekund, sv. t. 1/1.800 af en grad) for stjernen 61 Cygni.
Op gennem 1700-tallet søgte mange astronomer, bl.a. Ole Rømer efter fiksstjerneparallaksen. Rømer publicerede aldrig sine resultater, men hans efterfølger, Peder Horrebow udgav i 1727 en bog, Copernicus triumphans, hvori han hævdede, at fiksstjerneparallaksen var fundet; i stedet for at blive hyldet, blev han gjort til grin. Det menes, at Holberg hentydede til Horrebow, når han lod Erasmus Montanus blive til grin, fordi han hævdede, at Jorden var rund, og ikke "flack". Holberg ændrede diskussionens emne til det lettere forståelige om Jordens form.
Undervejs fandt man et helt andet fænomen, aberrationen. I 1728 publicerede James Bradley en opdagelse af en årlig bevægelse af stjernerne. Bevægelsen skyldes, at Jorden i sin bane om Solen har en fart (ca. 30. km/s), som ikke er ubetydelig i forhold til lysets hastighed (ca. 300.000 km/s). Derved skifter lyset tilsyneladende retning afhængig af Jordens bevægelsesretning.
Opdagelsen af aberrationen medførte, at modstanderne af Copernicus' idé om, at Jorden bevæger sig, kun kunne opretholde deres modstand, hvis de samtidig benægtede rigtigheden af Rømers opdagelse, af at lyset udbreder sig med en endelig hastighed. Efter opdagelsen af aberrationen mistede måling af parallaksen karakter: det var stadig af betydning at måle den, bl.a. som middel til afstandsbedømmelse i rummet, men den var ikke længere nødvendig for at sandsynliggøre Jordens bevægelse om Solen.
© Copyright 2001 Danmarks Natur- og Lægevidenskabelige Bibliotek
