Sigtelinialen

Tychos sigtelinealer
– og deres nøjagtighed.
Erling PoulsentyccPå Tychos tid var den mest almindelige måde at sigte mod en stjerne at have to plader med et hul i hver og når stjernen så kunne ses gennem begge huller så var dens beliggenhed fastlagt. Det er en ret upraktisk metode for man dækker den del af himlen hvor stjernen er og kan derfor ikke orientere sig og være sikker på at det er den rigtige stjerne der sigtes på.Tycho foretrak en anden metode, en lineal med to lige store plader hvor man sigtede gennem en spalte ved den plade der var nærmest øjet AD, stjernen skulle så ses lige ved kanten af den anden plade EH, og som kontrol skulle stjernen samtidig kunne ses gennem den modsatte spalte BC lige ved den modsatte kant FG. Han skriver, at for at være helt sikker på at sigtelinealen peger nøjagtigt så skal stjernen se lige klar ud gennem begge spalter, det tyder på at en stjerne set gennem hans sigtelineal må have haft en lille udstrækning. For ham der jo troede på geometrisk optik hvor lys bevæger sig i rette linier er det blevet fortolket som at stjernernes geometriske størrelse (vinkeldiameter) kunne måles.

skyggekant
skyggekant1

Den tilsyneladende størrelse af en stjerne man måler på med sigtet afhænger ikke alene af stjernens lysstyrke, men i høj grad af spaltebredden, så hvis to stjernes tilsyneladende vinkeldiameter skal sammenlignes så skal spalten være den samme, hvilket viser (os i dag) at den diameter man måler ikke har noget med stjernen at gøre.
For at forstå hvad han så må vi kikke på lys der passerer en kant, lys er jo bølger så det der dannes er et diffraktionsmønster. Af kurven kan ses at en nøjagtighed i sigtet på mindre end ½’-1′ (1 bueminut=1/60° ~ en tokrone set på 82,5 m afstand) ikke har været muligt. Og ved måling af en stjernes diameter, som vel nemmest har været mulig ved at rette linealen lidt til højre for stjernen og så lade den drive hen forbi, og måle tiden for hvornår den lige kan ses i den højre spalte til den forsvinder i den venstre (for hver 4 sek. flytter en stjerne ved himlens ækvator sig 1′). En lysstærk stjerne vil kunne ses i spalten lidt før og i den anden spalte lidt efter en lyssvag og dermed blive målt til at have en større diameter. Han angiver selv størrelsen af stjernerne til det næsten umålelige for de svage til 2′ for de lysstærke.

Et forsøg i praksis viste at spaltebredden betød meget for hvor svage stjerner der kunne ses samt at man faktisk nemt kommer til at tro at stjernediametre kan måles.

Da han ikke kunne måle en stjerneparallakse (og den derfor måtte være under 1′) så ville det, hvis Jorden bevægede sig rundt om Solen, anbringe stjernerne i en meget stor afstand, og da han kunne måle (troede han) deres størrelse så kunne han beregne hvor store de i virkeligheden var, og resultatet var at de mindste stjerner han kunne måle havde diametre på størrelse med Jordens bane om Solen og de lysstærke stjerner var meget større (Tychonis Brahe Dani Opera Omnia VI, side 197, København 1913-1929). Resultatet var for ham umuligt og derfor mente han at Jorden var i midten af Universet (derfor ingen parallakse) og stjernerne lige udenfor Saturns bane, altså så nære at hans målte størrelser gav rimelige resultater.

Hans egen beskrivelseskyggekant2