Tekstbase - kontekst
Du er på side 7 af 20 sider (Side 21 i forlægget)
Document Buttons
Distantiam vero huius stellæ a fixis aliquibus in hac Cassiopeiæ constellatione, exquisito instrumento, et omnium minutorum capacj, aliquoties obseruaui. Inueni autem eam distare ab ea, quæ est in pectore, Schedir appellata B, 7. partibus et 55. minutis: a superiori vero sellæ G, partibus 5, minutis 21: a flexura denique, et ea, quæ iuxta ilia D, 5 partibus minuto 1.
Ex his distantijs huius nouæ stellæ a dictis fixis, ipsius locus incidit, quo ad longitudinem in 7G: ♉, cum latitudine Septemtrionalj 54 fere partium, paucissimis vtrobique neglectis minutis: idque potissimum per duas vltimas distantias, a flexura videlicet, et suprema Cathedræ innotuit. Nam si harum duarum fixarum loca, secundum longitudinem et latitudinem nota, præsupponamus, non latebit scientiæ triangulorum sphæricorum gnaro, noui sideris ab æquinoctio verno in longitudinem, et ab Eccliptica in latitudinem remotio.
Sint enim euidentioris demonstrationis gratia, in sequentj figuratione, duæ stellæ fixæ sideris Cassiopeiæ A et B: quarum A sit illa in Cathedræ parte superiore, quam alij in ascensu medio collocant: B vero illam, quæ in flexura est, iuxta ilia, representet: C autem locus nouæ stellæ, et AC, arcus distantiæ eius a suprema Cathedræ: CB, arcus inter hanc et flexuram interceptus: et AB, arcus intercapedinis vtriusque fixæ. Sit insuper G polus Zodiacj Boreus, a quo duo quadrantes descendant in Eclipticam, per prænominatas fixas in A et B positas: per A quidem GD: per B vero GF. Erit itaque DF arcus Ecclipticæ dirimens vtriusque fixæ longitudinem, et AD, atque BF, arcus latitudinum earundem fixarum. Pari ratione a polo Zodiacj, per locum nouæ stellæ in C positæ, ducatur quadrans in Eclipticam, quæ hîc GE erit. Itaque E locus longitudinis nouæ stellæ, et DE arcus differentiæ longitudinis huius a priori fixa in A posita: CE vero arcus latitudinis, seu remotionis ipsius ab Ecliptica.
Præsupponantur autem loca longitudinis et latitudinis Fixarum, qualia Copernici abacus, adiecta æquinoctij precessione, indicat, vt sit longitudo
Jeg observerede adskillige gange denne stjernes afstand til forskellige fiksstjerner i Cassiopeia med et særligt udvalgt instrument, der registrerer alle detaljer. Jeg fandt, at dens afstand fra den stjerne, der er i brystet, kaldt Schedir (B), var 7 dele og 55 minutter. Fra G var den 5 dele og 21 minutter, fra bøjningen og den stjerne, som er ved hoften (D) 5 dele og 1 minut.
Ud fra disse afstande mellem den nye stjerne og de nævnte fiksstjerner falder dens position ved længden 7 grader i Tyren og en nordlig bredde på omtrent 54 dele – bortset fra nogle ganske få minutter i begge koordinater. Det var særlig tydeligt ved de to sidste afstande (dvs. fra hoften og den øverste stjerne i Stolen). Hvis vi nemlig forudsætter disse to fiksstjernes positioner givet ved længde og bredde, vil den, der har forstand på sfæriske trekanter, ikke være i tvivl om den nye stjernes afstand i længde forårspunktet og afstand i bredde fra ekliptika.
Lad der nu – for at føre et mere tydeligt bevis – på den følgende figur være to fiksstjerner i stjernebilledet Cassiopeia, A og B. Af disse er A stjernen i Stolens øvre del, som nogle anbringer i den midterste opstigning. B angiver den stjerne, som er i bøjningen nær hoften. C er den nye stjernes position, og AC er dens bueafstand fra den øverste i Stolen. CB er buen mellem den og bøjningen, og AB er bueafstanden mellem de to fiksstjerner. Lad ydermere G være Dyrekredsens nordlige pol, hvorfra to kvadranter går ned til ekliptika gennem de førnævnte fiksstjerner i A og B. GD gennem A, GF gennem B. DF vil derfor være en del af ekliptikabuen, som angiver forskellen i de to stjerners længde; AD og BF vil være breddebuer for de samme fiksstjerner. På samme måde skal der fra Dyrekredsens pol gennem den nye stjerne C’s position trækkes en kvadrant mod ekliptika; den vil her være GE. Derfor er E den nye stjernes længde(punkt), og DE angiver dens forskel i længde fra den første fiksstjerne i A. CE er dens breddebue, eller dens afstandsbue fra ekliptika.
Lad os antage, at længde- og breddepositionerne for fiksstjernerne er, som Kopernikus’ beregning angiver (hvortil kommer jævndøgnspræcessionen), hvorved
