| Forrige | |
| Jeg er sikker
på, at min anførte position for den nye stjerne, som er fundet ved
hjælp af de andre fiksstjerner, ikke afviger meget fra den virkelige
position, og hvis Gud giver mig et langt liv, vil jeg anstrenge mig for
at publicere fiksstjernepositionerne, når de engang er forbedrede efter
mine egne observationer, til astronomernes fælles nytte.
Efter at have fundet denne nye stjernes længde og bredde fandt jeg også dens deklination eller (hvad der er det samme) dens mindste afstand fra ækvator ved hjælp af de sfæriske trekanter: 61 dele og 58 minutter. Tilsvarende fandt jeg, at den havde netop denne størrelse ved en observation med instrument. På samme måde fandt jeg (da dens deklination og længde var givet) dens rektascension til 0 grader og 22 minutter. Derfor kulminerer denne stjerne ved 20 minutter af første grad i Vædderen, når den er nærmest zenit, og når den er lige så langt inde i Vægten, passerer den igen meridianen nær horisonten. Dens position er derfor næsten sammenfaldende med den cirkel, som man kalder jævndøgnskoluren, og derfor nær de grænser, der går mellem mælkevejen, Cassiopeia og Cepheus. Den står lodret over de steder på Jorden, der har en arktisk polhøjde på 62 grader minus 2 minutter. Sådan er nemlig som sagt stjernens deklination. Jeg mener nu, at der er sagt og bevist nok om denne nye stjernes position, både i forhold til fiksstjernerne, til ekliptikalængden og til ækvator. Den holdt denne position hele tiden, fra jeg først fik øje på den (jeg har nemlig ofte og omhyggeligt observeret den), |
og den har i de
forløbne seks måneder ikke flyttet sig et minut. Derfor forudsiger
jeg, at den i fremtiden også vil blive på dette sted og ikke i sig
selv vil bevæge sig fremad med nogen anden bevægelse end den, der er
fælles for fiksstjerner i den ottende sfære.
Om dens position i forhold til Verdens diameter og dens afstand fra Jorden, Universets centrum
Det er vanskeligt og kræver et meget skarpt intellekt at undersøge stjernernes afstand fra os på grund af deres utrolige afstand fra Jorden. Det kan ikke gøres på nogen lettere og mere sikker måde end ved en måling af deres parallakse, hvis de har en sådan. Hvis nemlig en stjerne nær horisonten ses på et andet sted, end hvor den på sit højeste nærmer sig zenit, må den nødvendigvis findes i en af de kredse, i forhold til hvilke Jorden har en mærkbar størrelse. Hvor langt den omtalte kreds er væk, vil parallaksens størrelse sammenholdt med Jordens halvdiameter vise. Hvis stjernen både nær ved horisonten og ved zenit ses i det samme punkt af den første bevægede kreds,28 |
|
|
|
