Tycho Brahes instrumenter.

Erling Poulsen

Tycho Brahe er nok mest kendt for sit koleriske temperament, sin sølvnæse og sin nye stjerne. Temperamentet som skulle være gået ud over bønderne på Hven blev undersøgt i samtiden og der blev ikke fundet belæg for bøndernes klager, han har nok været en hård herre, men ikke værre end det der var normalt. Sølvnæsen har været et betagende syn, men ikke noget at være kendt for, Christian d. IV er jo kendt for andet end et manglende øje. Og den nye stjerne i 1572 blev først set af andre.

Brahes berømmelse blandt astronomer skyldes hans nye standard inden for konstruktionen af instrumenter, hvorved han opnåede en præcision i observationer som ikke var opnået før. En nøjagtighed som senere gjorde det muligt for Kepler at finde de geometriske love der styrer planeternes gang.

Der eksisterer ingen af Brahes instrumenter i dag, da han forlod Danmark i 1597 tog han kun få med, men tre år efter bragte hans elev Christian Longomontanus resten ned til Prag. Efter hans død købte Kejser Rudolf dem alle af hans efterladte, og som årene gik forsvandt de alle.

Heldigvis udgav han bogen ”Mecanica” i 1598 og i den giver han en så indgående beskrivelse af instrumenterne og deres anvendelse, at vi i dag er i stand til at rekonstruere dem.

De første ”hjemmelavede” instrumenter fik han lavet i Augsburg i en alder af kun 22, han var taget til byen for at studere og især for at knytte forbindelse til de astronomiinteresserede brødre Johannes Baptista og Paul Hainzel, borgmester og rådmand. Sit første instrument var en stor passer med radius på 155 cm, lavet af valnøddetræ og bronze, instrumentet havde ingen fod og skulle derfor hvile på en mur eller lignende når man skulle måle afstanden mellem to himmellegemer. Da han året efter forlader byen forærer han passeren til Paul Hainzel. I 1572 da han så ”den nye stjerne” fik han lavet en magen til, for at kunne måle stjernens parallakse (hvilket han ikke kunne og derfor sluttede at den var lige så langt væk som de andre stjerner, den opdagelse som gjorde hans første bog til en revolution).

Sammen med brødrene Hainzel fik han konstrueret sit livs største instrument, som var så stort at det måtte opstilles udendørs i Pauls have et stykke fra byen. Denne store kvadrant målte 543 cm fra centrum til periferien og krævede flere personer for at blive betjent. På grund af sine meget store grader var den meget nøjagtig, men desværre ikke så håndterlig. Da den stod udendørs led den under naturens luner og væltede under et stormvejr i 1574, alle hans senere instrumenter var knap så store.

Under opholdet fik han også bestilt træskelettet til sin 1½ m store himmelglobe.

I Augsburg fik han for alvor interesse for alkymi og i flere år derefter var det især denne videnskab han dyrkede. Men efter han havde gjort sin store opdagelse af den nye stjernes afstand og udgivet bogen om det vendte han tilbage til astronomien. På øen Hven blev konstrueret en lang række ret forskellige instrumenter, som blev brugt til at måle stjernernes placering. Derved blev han efterhånden opmærksom på de småfejl som alle instrumenter har og kunne dermed tage højde for det. De første målinger fra Hven har en fejl på ca. 2’ (1’=1/60 grad), men i slutningen af sit ophold på øen er han kommet ned på kun ½’.

Den væsentlige grund til målenøjagtigheden skyldtes en ny måde han sigtede efter stjernerne på. Det mest almindelige var, som på den store kvadrant i Augsburg, at montere to gennemhullede plader på sigtelinialen, og når man så kunne se en stjerne gennem begge huller så sigtede man korrekt. Problemet med denne sigtemetode er dobbelt, dels forhindrer det lille hul i pladen meget af lyset fra stjernen i at nå øjet og derfor kan kun ret lysstærke stjerner ses, dernæst vil den forreste plade dække en del af himlen så man ikke kan være sikker på at sigte på den rette stjerne.

Brahes metode bestod i at anvende to firkantede metalplader påmonteret sigtelinialen, på den plade nærmest øjet var på alle sider med fjeder monteret små plader, så der opstod fire spalter hvis størrelse kunne indstilles. Når man skulle sigte på en stjerne kunne man for det første gøre spalten så bred så stjernen kunne ses, derpå skulle sigtes så den gennem spalten lige kunne ses på den tilsvarende kant på den øverste plade, derpå flyttedes øjet til spalten overfor og her skulle den samme stjerne kunne ses lyse lige så kraftigt som i den første spalte blot ved den øverste plades anden kant, når det var tilfældet var sigtet korrekt. De to sidste spalter blev benyttet når der skulle måles to koordinater på stjernen f. eks. højde og azimut, så skulle stjernen selvfølgelig kunne ses lyse lige kraftigt i alle fire spalter. Den forreste plade forhindrer en i at se en del af himlen gennem den første spalte, men så snart øjet flyttedes til den anden kunne denne del af himlen ses og man kunne derved være sikker på at sigte på den rette stjerne.

En sigteanordnig af denne type er blevet afprøvet af forfatteren og ingeniør Mogens Bech ovenpå dennes kikkert og det viste sig at sigtenøjagtigheden var 15”-20” (1”=1/60’), nu var denne kikket forsynet med motor så nøjagtigheden var optimal, Brahes instrumenter skulle med hænderne styres efter himmelkuglens rotation så nøjagtigheden på ca. 30” passer meget godt. En anden iagttagelse var at lysstærke stjerners diameter med dette sigtemiddel faktisk lader sig måle (forudsat den tids teori for lys) til ca. 2’ (i dag ved vi at lys er bølger og at det er det der er forklaringen), Brahe bruger stjernernes målelige diametre som argument for sit geocentriske verdenssystem (det ville hvis Jorden bevægede sig rundt om Solen sammenholdt med den umålelige årlige stjerneparallakse have givet stjernediametre på flere hundrede gange Solens).

Den dengang mest brugte måde at angive stjerner og planeters position på himlen var i Ekliptikasystemet. Himmelkuglen tænkes inddelt i to halvdele af Solens tilsyneladende årlige bane ekliptika (zodiaken), som nulpunkt på denne storcirkel vælges det ene af de punkter hvor Himlens ækvator (som er Jordens ækvator projekteret ud på himmelkuglen) skærer ekliptika; punktet der vælges er det hvor Solen bevæger sig fra at være under ækvator til at være over, da det sker i marts måned kaldes punktet forårspunktet, . Når et himmellegemes koordinater så skal findes forestiller man sig en cirkel fra ekliptikas pol, gennem himmellegemet og ned vinkelret på ekliptika, vinklen fra himmellegemet og ned til ekliptika kaldes bredden og vinklen fra forårspunktet hen til der hvor cirklen skær ekliptika kaldes længden. For så vidt et udmærket system, men at konstruere instrumenter der direkte kunne måle forskelle i længde og bredde var svært, de skulle kunne dreje i to akser og ville være meget ustabile. Brahe brugte dog en ringkugle til dette formål da den jo direkte gav resultater.

For at undgå ustabiliteten konstruerede Brahe en ringkugle som direkte kunne måle koordinatforskelle i det system vi stadig anvender, Ækvatorsystemet. Det ligner Ekliptikasystemet blot er himlens ækvator valgt som den grundlæggende storcirkel og stadig med forårspunktet som udgangspunkt. Når et himmellegemes koordinater skal findes forestiller man sig en cirkel fra ækvators pol, gennem himmellegemet og ned vinkelret på ækvator, vinklen fra himmellegemet og ned til ækvator kaldes deklinationen og vinklen fra forårspunktet hen til der hvor cirklen skær ekliptika kaldes rektascensionen. Et instrument der kunne måle himmellegemers vinkelforskelle i dette system behøvede kun at dreje i én akse og var dermed meget nemmere at bruge og mere nøjagtigt. Det var til gengæld nødvendigt at omregne de målte koordinater til Ekliptikasystemet bagefter, hvilket ikke var helt nemt da man endnu ikke havde opfundet logaritmerne.

Det mest stabile instrument man kunne konstruere var et hvor koordinaterne kunne udmåles i Horisontsystemet, her forestiller man sig en cirkel fra Zenith gennem himmellegemet og ned vinkelret på horisonten, vinklen fra himmellegemet og ned til horisonten kaldes højden og vinklen fra syd hen til der hvor cirklen skær horisonten kaldes azimut. Et instrument til dette brug skulle også kun dreje i én akse, men den er lodret og dermed meget stabil. Her skal man så bagefter omregne først til Ækvator- og dernæst til Ekliptikasystemet, dertil skal også tiden kendes og det var svært med tidens ure.

Et instrument som vi i dag vel mest ville kalde dekorativt, men som for Brahe var mere end det, var hans store globe. Som fortalt bestilte han allerede trækuglen mens han var i Augsburg, efter den var blevet færdig lå den til tørre i flere år hvorefter den kom til København hvor ujævnheder blev glattet med pergament. Derpå blev den belagt med messing, som blev glattet ud så det lignede en massiv messingkugle. Herpå blev så graveret både Ækvator- og Ekliptikasystemet, på den faste kant blev Horisontsystemet tegnet således at hele globussen kunne anvendes til overslagsberegninger mellem de forskellige systemer. I årene der fulgte blev så de stjerner hvis position han fik målt indgraveret i kugleoverfladen.

Mange andre instrumenter fik han også lavet på sit værksted mens han var på Hven, og der blev målt og målt med det formål at få bedre modeller for hvordan universet fungerede. En type som ikke direkte gav koordinater, men til gengæld kunne bruges til kontrol, var instrumenter som kun skulle måle vinklen mellem to himmellegemer. Et af dem er vist her, en sekstant hvor to observatører samtidig sigter på hvert sit himmellegeme. Derpå kunne han ved beregninger kontrollere sine andre målinger.

Formålet med alle disse målinger var at råde bod på det han allerede opdagede som 17-årig under sit ophold i Leipzig:

”saa anvendte jeg Dag for Dag større Omhu paa at mærke mig deres Stilling, og jeg sammenholdt dem jævnlig med Tallene i de Pruteniske Tavler (thi ogsaa dem havde jeg paa egen Haand gjort mig fortrolig med); for Ephemeriderne stolede jeg ikke paa, eftersom jeg var blevet klar over, at Stadius’ Ephemerider, de eneste, der paa den Tid byggede paa disse Tal, paa mange Punkter var unøjagtige og fejlfulde. Men da jeg ikke havde nogle Instrumenter til min Raadighed, eftersom min Hovmester ikke vilde lade mig faa dem, benyttede jeg mig i Begyndelsen, saa godt det kunde lade sig gøre, af en ret stor Passer, idet jeg anbragte dens Toppunkt ved mit Øje og rettede begge dens Ben mod den Planet, der skulde observeres, og en eller anden Fixstjerne i dens Nærhed, eller ogsaa tog jeg paa samme Maade to Planeters indbyrdes Afstand og bestemte (ved en simpel Beregning) deres Gradafstand i Forhold til hele Cirklens Omkreds. Og selv om denne Observationsmetode ikke var videre nøjagtig, kom jeg dog derved saa vidt, at jeg blev ganske klar over, at begge Tavler led af utaalelige Fejl. Dette fremgik ogsaa mere end tilstrækkeligt af den store konjunktion mellem Saturn og Juppiter i Aaret 1563, som jeg begyndte med at omtale, og det var netop ogsaa Grunden til, at jeg gik ud fra den; den afveg nemlig en hel Maaned fra de Alphonsinske Tal og ogsaa nogle Dage, om end ganske faa, fra Copernicus’.” (oversat fra Mecanica)

Det lykkedes ikke Brahe at finde en bedre model for hvordan planeterne bevæger sig, det måtte vente til at Kepler arbejdede videre på Brahes observationer, men teorien for Månens bevægelse havde han held med, den blev væsentligt forbedret.

Siden Brahes tid er verdensbilledet blevet ændret mange gange og altid fordi man fik nye eller mere nøjagtige måleresultater, som det gamle verdensbillede ikke kunne forklare, så det der rykker startede med Brahe, nøjagtighed, nøjagtighed, nøjagtighed…