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estrellas fijas

Las estrellas en el cielo nocturno parecen estar adheridas a un fondo oscuro, la bóveda celeste. Kepler, Johannes. Mysterium Cosmographicum , 1596. Representación heliocéntrica ...

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Las estrellas en el cielo nocturno parecen estar adheridas a un fondo oscuro, la bóveda celeste.
Kepler, Johannes. Mysterium Cosmographicum , 1596. Representación heliocéntrica del cosmos de Kepler, que contiene una "sphaera stellar fixar" exterior, o esfera de estrellas fijas.

En astronomía , las estrellas fijas ( del latín : stellae fixae ) son los puntos luminosos, principalmente estrellas visibles a simple vista , que parecen no moverse entre sí contra el fondo oscuro del cielo nocturno . Se definen en contraste con los puntos luminosos que parecen moverse entre sí y con las estrellas fijas, que incluyen los planetas clásicos y los cometas . Las estrellas fijas incluyen todas las estrellas visibles a simple vista, excepto el Sol , así como la tenue banda de la Vía Láctea . Debido a su apariencia estelar a simple vista, las pocas nebulosas individuales visibles y otros objetos de cielo profundo también se cuentan entre las estrellas fijas. Aproximadamente 6000 estrellas son visibles a simple vista en condiciones óptimas.

El término «estrellas fijas» es un nombre inapropiado, ya que estos objetos celestes no están realmente fijos entre sí ni con respecto a la Tierra. Debido a su inmensa distancia de la Tierra, estos objetos parecen moverse tan lentamente en el cielo que el cambio en sus posiciones relativas es casi imperceptible en la escala temporal humana, salvo mediante un examen minucioso con instrumentos modernos , como los telescopios , que pueden revelar sus movimientos propios . Por lo tanto, se pueden considerar «fijos» para muchos fines, como la navegación , la cartografía estelar , la astrometría y la medición del tiempo .

Debido a las grandes distancias de los objetos astronómicos , la visión humana es incapaz de percibir la profundidad tridimensional del espacio exterior , lo que da la impresión de que todas las estrellas y otros objetos extrasolares se encuentran a la misma distancia del observador. En la tradición astronómica de la física aristotélica, que se extendió desde la antigua Grecia hasta los inicios de la ciencia europea, se creía que las estrellas fijas existían unidas a una gigantesca esfera celeste , o firmamento , que gira diariamente alrededor de la Tierra. Por ello, se la conocía como la "esfera de las estrellas fijas", que actuaba como el supuesto límite de todo el universo . Durante muchos siglos, el término " estrellas fijas" fue sinónimo de dicha esfera celeste.

Muchas culturas antiguas observaron estrellas nuevas, ahora llamadas novas , lo que proporcionó indicios de que los cielos no eran completamente inmutables. Sin embargo, dado que las novas se desvanecen en pocas semanas o meses, el fenómeno no se comprendió entonces, al igual que el de los cometas. En la astronomía científica europea, se fueron reuniendo gradualmente pruebas que refutaban la idea del firmamento. La Revolución Copernicana de la década de 1540 impulsó la idea, sostenida por algunos filósofos de la antigua Grecia y del mundo islámico, de que las estrellas eran en realidad otros soles, posiblemente con sus propios planetas. El descubrimiento definitivo del movimiento propio se anunció en 1718, y la paralaje se sospechaba en la década de 1670, pero se demostró definitivamente en la década de 1830. Otras culturas (como la astronomía china) o bien nunca creyeron en una esfera de estrellas fijas, o la construyeron de maneras diferentes. (Véase Cosmología §  Cosmologías históricas ).

En muchas culturas, se ha creído que las estrellas más brillantes forman constelaciones , figuras visibles en el cielo que parecen ser permanentes y se consideran fijas . De esta manera, las constelaciones se han utilizado durante siglos, y aún se utilizan hoy en día, para identificar regiones del cielo nocturno tanto por astrónomos profesionales como aficionados .

Modelos astronómicos que incluían estrellas fijas

Pitagóricos

Los filósofos pitagóricos tenían diversas concepciones sobre la estructura del universo, pero todas incluían una esfera de estrellas fijas como límite. Filolao ( c. siglo V a. C. ) propuso un universo con un fuego central invisible para el hombre. Todos los planetas, la Luna, el Sol y las estrellas giraban alrededor de este fuego central, siendo la Tierra el objeto más cercano. [ 1 ] En este sistema, las estrellas se encuentran en la esfera más alejada, que también gira, pero demasiado lentamente para que su movimiento sea observable. El movimiento de las estrellas se explica, en cambio, por el movimiento de la Tierra alrededor del fuego central. [ 1 ]

Otro pitagórico, Ecphantos de Siracusa ( c. 400 a. C. ), propuso un sistema bastante similar al de Filolao, pero sin un fuego central. En cambio, este cosmos estaba centrado en la Tierra, que permanecía inmóvil pero giraba sobre su eje, mientras que la Luna, el Sol y los planetas giraban a su alrededor. [ 1 ] El límite final de este sistema era una esfera fija de estrellas, y se creía que el movimiento percibido de las estrellas era causado por la rotación de la Tierra. [ 1 ]

Platón

El universo de Platón ( c. 429 – c. 347 a. C. ) se centraba en una Tierra completamente estacionaria, construida con una serie de esferas concéntricas. La esfera exterior de este sistema consistía en fuego y contenía todos los planetas (que, según Platón, incluían la Luna y el Sol). La parte más externa de esta esfera era donde se ubicaban las estrellas. [ 2 ] Esta esfera de fuego giraba alrededor de la Tierra, arrastrando consigo a las estrellas. La creencia de que las estrellas estaban fijas en su lugar dentro de la esfera de fuego era de gran importancia para todo el sistema de Platón. La posición de las estrellas se utilizaba como referencia para todos los movimientos celestes y para crear la idea platónica de que los planetas poseían múltiples movimientos. [ 3 ] 

Eudoxo de Cnido

Eudoxo , discípulo de Platón, nació alrededor del año 400 a. C. [ 4 ] Matemático y astrónomo, generó uno de los primeros modelos esférico-céntricos de los sistemas planetarios, basado en su formación matemática. El modelo de Eudoxo era geocéntrico, con la Tierra como una esfera estacionaria en el centro del sistema, rodeada por 27 esferas giratorias. [ 4 ] La esfera más alejada contenía estrellas, las cuales, según él, estaban fijas dentro de la esfera. Así, aunque las estrellas se movían alrededor de la Tierra por la esfera que ocupaban, ellas mismas no se movían y, por lo tanto, se consideraban fijas. [ 5 ]

Aristóteles

Aristóteles , que vivió entre 384 y 322 a. C. [ 4 ] estudió y publicó ideas similares a las de Platón, y basadas en el sistema de Eudoxo, pero las mejoró a través de sus libros Metafísica y Sobre los cielos escritos alrededor del 350 a. C. [ 4 ] Afirmó que todas las cosas tienen alguna forma de moverse (incluidos los "cuerpos celestes" o planetas), pero negó que el movimiento pudiera ser causado por el vacío, porque entonces los objetos se moverían demasiado rápido y sin direcciones perceptibles. [ 4 ] Afirmó que todo era movido por algo y comenzó a explorar un concepto similar a la gravedad. Fue uno de los primeros en argumentar (y probar) que la Tierra era redonda, basándose en observaciones de eclipses y los movimientos de los otros planetas en relación con la Tierra. [ 4 ] Procedió a concluir que la mayoría de los planetas navegaban en un movimiento circular .

Su cosmos era geocéntrico, con la Tierra en el centro, rodeada por una capa de agua y aire, que a su vez estaba rodeada por una capa de fuego que llenaba el espacio hasta llegar a la Luna. [ 5 ] Aristóteles también propuso un quinto elemento llamado "éter", que supuestamente compone el Sol, los planetas y las estrellas. [ 4 ] Sin embargo, Aristóteles creía que, si bien los planetas giran, las estrellas permanecen fijas. Su argumento era que si un cuerpo tan masivo se moviera, seguramente habría evidencia perceptible desde la Tierra. [ 6 ] Sin embargo, no se puede oír el movimiento de las estrellas, ni se puede ver realmente su progreso, por lo que Aristóteles concluye que, si bien pueden ser desplazadas por los planetas, no se mueven por sí mismas. Escribe en Sobre los cielos : "Si los cuerpos de las estrellas se movieran en una cantidad de aire o de fuego... el ruido que crearían sería inevitablemente tremendo, y siendo así, alcanzaría y destruiría las cosas aquí en la Tierra". [ 7 ] Su teoría de que las estrellas pueden ser transportadas pero estaban fijas y no se mueven o rotan de forma autónoma fue ampliamente aceptada durante un tiempo.

Aristarco de Samos

Aristarco (siglo III a. C.) propuso un universo heliocéntrico primitivo , que más tarde inspiraría la obra de Copérnico . En su modelo , el Sol, completamente inmóvil, se encontraba en el centro, y todos los planetas giraban a su alrededor. [ 8 ] Más allá de los planetas se encontraba la esfera de estrellas fijas, también inmóviles. Este sistema presentaba dos ideas únicas además de ser heliocéntrico: la Tierra rotaba diariamente para crear el día, la noche y los movimientos percibidos de los demás cuerpos celestes, y la esfera de estrellas fijas en su límite estaba inmensamente distante de su centro. [ 9 ] Esta enorme distancia debía asumirse debido a que se observaba que las estrellas no tenían paralaje , lo cual solo puede explicarse por el geocentrismo o por distancias inmensas que crean un paralaje demasiado pequeño para ser medido.

Claudio Ptolomeo

Ptolomeo , 100-175 d. C., [ 5 ] resumió ideas sobre el cosmos a través de sus modelos matemáticos y su libro Sintaxis matemática , mucho más conocido como Almagesto . [ 4 ] Fue escrito alrededor del año 150 d. C., y Ptolomeo declaró que la posición de las estrellas en relación unas con otras y las distancias entre ellas permanecían inalteradas por la rotación de los cielos. [ 5 ] Utilizó un método basado en eclipses para encontrar las distancias de las estrellas y calculó la distancia de la Luna a partir de observaciones de paralaje. [ 10 ] Poco después, escribió una continuación llamada Hipótesis planetarias. [ 10 ]

Ptolomeo utilizó y escribió sobre el sistema geocéntrico, basándose en gran medida en la física aristotélica tradicional, [ 10 ] pero empleando dispositivos más complejos, conocidos como deferentes y epiciclos, que tomó prestados de obras anteriores del geómetra Apolonio de Perga y del astrónomo Hiparco de Nicea . [ 11 ] Declaró que las estrellas están fijas dentro de sus esferas celestes, pero las esferas mismas no lo están. Las rotaciones de estas esferas explican así los sutiles movimientos de las constelaciones a lo largo del año. [ 5 ]

Capilla de Marte

Martianus Capella (activo c. 410–420) describe un modelo geocéntrico modificado, en el que la Tierra está en reposo en el centro del universo y es rodeada por la Luna, el Sol, tres planetas y las estrellas, mientras que Mercurio y Venus orbitan alrededor del Sol, todo ello rodeado por la esfera de estrellas fijas. [ 12 ] Su modelo no fue ampliamente aceptado, a pesar de su autoridad; fue uno de los primeros desarrolladores del sistema de las siete artes liberales , el trivium ( gramática , lógica y retórica ) y el quadrivium ( aritmética , geometría , música y astronomía ), que estructuraron la educación altomedieval. [ 13 ] No obstante, su única obra enciclopédica, De nuptiis Philologiae et Mercurii ("Sobre el matrimonio de la filología y Mercurio"), también llamada De septem disciplinis ("Sobre las siete disciplinas"), fue leída, enseñada y comentada durante toda la Alta Edad Media y moldeó la educación europea durante el período altomedieval y el Renacimiento carolingio . [ 14 ]

Nicolás Copérnico

Nicolás Copérnico (1473-1543) creó un sistema heliocéntrico compuesto por esferas que albergaban cada uno de los cuerpos celestes. [ 15 ] La esfera final de su modelo era la de las estrellas fijas. Esta esfera era la más grande de su cosmos, tanto en diámetro como en grosor. Esta esfera de estrellas es completamente fija, ya que las estrellas están incrustadas en ella, y la esfera misma es inmóvil. [ 15 ] Por lo tanto, el movimiento percibido de las estrellas es creado por la rotación diaria de la Tierra sobre su eje.

Tycho Brahe

El sistema del universo de Tycho Brahe (1546-1601) se ha denominado "geoheliocéntrico" debido a su estructura dual. [ 9 ] En su centro se encuentra la Tierra, que orbita alrededor de la Luna y el Sol. Los planetas giran alrededor del Sol, mientras que este gira alrededor de la Tierra. Más allá de todos estos cuerpos celestes se encuentra una esfera de estrellas fijas. [ 16 ] Esta esfera rota alrededor de la Tierra, creando el movimiento percibido de las estrellas en el cielo. [ 16 ] Este sistema tiene una característica interesante: el Sol y los planetas no pueden estar contenidos en esferas sólidas (sus esferas colisionarían), pero las estrellas se representan como contenidas en una esfera fija en el límite del cosmos. [ 16 ]

Johannes Kepler

Johannes Kepler (1571-1630) fue un ferviente seguidor de Copérnico, quien, si bien adoptó sus modelos e ideas, también los desarrolló. [ 4 ] Fue asistente de Tycho Brahe y tuvo acceso a las precisas mediciones de su mentor en su base de datos de observaciones. El Mysterium cosmographicum (1596) de Kepler, una firme defensa del sistema copernicano, aún muestra una imagen que denomina a la esfera celeste más externa como Sphaera Stellar Fixar , en latín «esfera de estrellas fijas», en consonancia con la creencia arraigada en dicha esfera.

Esta visión fue posteriormente reemplazada en su libro Astronomia nova (1609), donde estableció sus leyes del movimiento planetario , [ 17 ] la base matemática de sus propias Tablas Rudolfinas , que son tablas de trabajo a partir de las cuales se podían mostrar las posiciones planetarias. [ 10 ] Las leyes de Kepler fueron el punto de inflexión para refutar finalmente las antiguas teorías y modelos cósmicos geocéntricos (o ptolemaicos), [ 18 ] lo cual fue respaldado por los primeros usos del telescopio por su contemporáneo Galileo Galilei , también defensor de Copérnico.

Radio estimado

Los primeros griegos, al igual que muchas otras culturas antiguas, concebían el cielo como una gigantesca estructura en forma de cúpula, a solo unos metros por encima de las montañas más altas. El mito de Atlas cuenta que este titán sostenía todos los cielos sobre sus hombros. [ 19 ]

Alrededor del 560 a. C., Anaximandro fue el primero en presentar un sistema donde los cuerpos celestes giraban a diferentes distancias. Pero erróneamente, pensó que las estrellas estaban más cerca de la Tierra (aproximadamente de 9 a 10 veces el tamaño de la Tierra) que la Luna (18-19 veces) y el Sol (27-28 veces). [ 20 ] No obstante, pitagóricos posteriores como Filolao alrededor del 400 a. C., también concibieron un universo con cuerpos en órbita , [ 21 ] asumiendo así que las estrellas fijas estaban, al menos, un poco más lejos que la Luna, el Sol y el resto de los planetas .

Mientras tanto, alrededor del 450 a. C., Anaxágoras fue el primer filósofo en considerar al Sol como un objeto enorme (más grande que la tierra del Peloponeso [ 22 ] ) y, en consecuencia, en darse cuenta de lo lejos que podría estar de la Tierra. Había sugerido que la Luna es rocosa , por lo tanto opaca , y más cercana a la Tierra que el Sol, dando una explicación correcta de los eclipses . [ 23 ] Dado que el Sol y la Luna fueron concebidos como cuerpos esféricos, y como no colisionan en los eclipses solares , esto implica que el espacio exterior debería tener una cierta profundidad indeterminada.

Eudoxo de Cnido , alrededor del 380 a. C., ideó un modelo geométrico-matemático para los movimientos de los planetas basado en esferas concéntricas (conceptuales) centradas en la Tierra, [ 24 ] y hacia el 360 a. C. Platón afirmó en su Timeo que los círculos y las esferas eran la forma preferida del universo, y que la Tierra estaba en el centro y las estrellas formaban la capa más externa, seguidas por los planetas, el Sol y la Luna. [ 25 ]

Hacia el año 350 a. C., Aristóteles modificó el modelo de Eudoxo suponiendo que las esferas eran materiales y cristalinas. [ 26 ] Logró articular las esferas de la mayoría de los planetas; sin embargo, las de Júpiter y Saturno se cruzaban. Aristóteles resolvió esta complicación introduciendo una esfera desplegada. Con todos estos métodos, e incluso suponiendo que los planetas fueran puntos individuales con forma de estrella, la esfera de las estrellas fijas debería estar implícitamente más lejos de lo que se pensaba.

Hacia el año 280 a. C., Aristarco de Samos ofreció la primera discusión definitiva sobre la posibilidad de un cosmos heliocéntrico , [ 27 ] y por medios geométricos estimó el radio orbital de la Luna en 60 radios terrestres , y su radio físico en un tercio del de la Tierra. Hizo un intento impreciso de medir la distancia al Sol, pero suficiente para afirmar que el Sol es mucho más grande que la Tierra y está mucho más lejos que la Luna. Por lo tanto, el cuerpo menor, la Tierra, debe orbitar alrededor del cuerpo mayor, el Sol, y no al revés. [ 28 ] Este razonamiento lo llevó a afirmar que, como las estrellas no muestran paralaje evidente vistas desde la Tierra a lo largo de un solo año, deben estar muy, muy lejos de la superficie terrestre y, suponiendo que todas estuvieran a la misma distancia de nosotros, dio una estimación relativa.

Siguiendo las ideas heliocéntricas de Aristarco (pero sin apoyarlas explícitamente), alrededor del año 250 a. C., Arquímedes, en su obra El Calculador de Arena, calcula que el diámetro del universo centrado alrededor del Sol es de aproximadamente10 × 10 14 estadios  (en unidades modernas, unos 2 años luz ,18,93 × 10¹² km  ,​11,76 × 10¹² millas )  . [ 29 ]

En palabras del propio Arquímedes:

Sus [las de Aristarco] hipótesis son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, con el Sol situado en el centro de la órbita, y que la esfera de estrellas fijas, situada alrededor del mismo centro que el Sol, es tan grande que el círculo en el que supone que gira la Tierra guarda una proporción con la distancia de las estrellas fijas como la que guarda el centro de la esfera con su superficie. [ 30 ]

Hacia el año 210 a. C., Apolonio de Perga muestra la equivalencia de dos descripciones de los movimientos retrógrados aparentes de los planetas (asumiendo el modelo geocéntrico): una usando excéntricas y otra deferentes y epiciclos . [ 11 ]

En el siglo siguiente, las mediciones de los tamaños y distancias de la Tierra y la Luna mejoraron. Alrededor del 200 a. C. Eratóstenes determinó que el radio de la Tierra es aproximadamente 6400 km (4000 mi) . [ 31 ] Alrededor del 150 a. C. Hiparco utilizó la paralaje para determinar que la distancia a la Luna es aproximadamente 380 000 km (236 100 mi) , [ 32 ] casi igualando a Aristarco. Esto impuso un radio mínimo para la esfera de estrellas fijas a la distancia de centro a centro de la Tierra a la Luna más el radio de la Luna (aprox. 1/3 del radio de la Tierra), más el ancho del Sol (que es, al menos, el mismo que el de la Luna), más el espesor indeterminado de las esferas de los planetas (que se cree que son delgadas, de todos modos), para un total de aproximadamente 386 400 km (240 100 mi) . Esto fue aproximadamente 24.500.000 veces menor que el cálculo de Arquímedes.      

La complejidad que debe describirse mediante el modelo geocéntrico

Hacia el año 130 d. C., Ptolomeo adoptó los epiciclos de Apolonio en su modelo geocéntrico . [ 33 ] Los epiciclos se describen como una órbita dentro de otra. Por ejemplo, al observar Venus, Ptolomeo afirmó que orbita alrededor de la Tierra y, al hacerlo, también orbita la órbita original sobre una segunda esfera local menor. (Ptolomeo enfatizó que el movimiento epicíclico no se aplica al Sol). Este mecanismo necesariamente amplía cada una de las esferas celestes , haciendo que la esfera exterior de las estrellas fijas sea aún mayor.

Cuando los eruditos aplicaron los epiciclos de Ptolomeo, presumieron que cada esfera planetaria era exactamente lo suficientemente gruesa como para albergarlos. [ 34 ] Al combinar este modelo de esfera anidada con observaciones astronómicas, los eruditos calcularon lo que se convirtió en valores generalmente aceptados en ese momento para las distancias al Sol: alrededor de 4 millones de kilómetros (2,5 millones de millas) y al borde del universo: alrededor de 73 millones de kilómetros (45 millones de millas) , [ 35 ] todavía alrededor de 130 000 veces menos que Arquímedes.    

Los métodos de Ptolomeo, escritos en su Almagesto , fueron lo suficientemente precisos como para mantenerse prácticamente indiscutidos durante más de 1500 años. [ 36 ] Pero para el Renacimiento europeo , la posibilidad de que una esfera tan enorme pudiera completar una sola revolución de 360° alrededor de la Tierra en solo 24 horas se consideró improbable, [ 37 ] y este punto fue uno de los argumentos de Nicolás Copérnico para abandonar el modelo geocéntrico de siglos de antigüedad.

El límite superior más alto jamás dado fue por el astrónomo judío Levi ben Gershon (Gersonides) quien, alrededor de 1300, estimó que la distancia a las estrellas fijas era no menos de 159.651.513.380.944 radios terrestres, o alrededor de 100.000 años luz en unidades modernas. [ 38 ] Esta fue una sobreestimación; aunque en el universo real hay estrellas más lejos que esa distancia, tanto en la Vía Láctea (aproximadamente tres veces más ancha) como en todas las galaxias externas , la estrella más cercana a la Tierra (aparte del Sol) es Proxima Centauri a unos 4,25 años luz.

En otras culturas

En la mitología nórdica

Los intentos de explicar el universo surgen de las observaciones de los objetos encontrados en el cielo. Históricamente, diferentes culturas han tenido diversas historias para dar respuesta a las preguntas sobre lo que ven. La mitología nórdica tiene su origen en el norte de Europa, alrededor de la ubicación geográfica de la actual región de Escandinavia y el norte de Alemania . La mitología nórdica consiste en cuentos y mitos derivados del nórdico antiguo , que era una lengua germánica septentrional de la Edad Media . Hay una serie de textos manuscritos escritos en nórdico antiguo que contienen una colección de [35] poemas escritos a partir de la tradición oral. [ 39 ] Entre los historiadores parece haber especulación sobre las fechas específicas de los poemas escritos, sin embargo, el registro estimado de los textos es alrededor de principios del siglo XIII. [ 40 ] Aunque la tradición oral de transmitir cuentos existía mucho antes de la llegada de los manuscritos de texto y las versiones impresas.

Entre los textos que se conservan se menciona al dios mitológico Odín . Los estudiosos han relatado el mito de la creación de los dioses Aesir, que incluye la idea de las estrellas fijas dentro de la teleología del relato. Padaric Colum escribió un libro, Los hijos de Odín , que reitera con gran detalle la historia de cómo los dioses Aesir llevaron al gigante Ymir a su perdición y crearon el mundo a partir de su cuerpo, fijando chispas del ardiente Muspelheim , o las estrellas fijas, a la bóveda celeste, que era el cráneo de Ymir. [ 41 ] El mito de la creación nórdico es uno de los varios casos que consideraban a las estrellas fijas a una esfera más allá de la Tierra. La literatura científica posterior muestra un pensamiento astronómico que mantuvo una versión de esta idea hasta el siglo XVII.

El desarrollo de la astronomía occidental

Copérnico, Nicolás. Sobre las revoluciones de las esferas celestes . Núremberg. 1543. Ejemplar impreso de la obra de Copérnico que muestra el modelo del universo con el Sol en el centro y una esfera de "estrellas inmóviles" en el exterior, según su teoría del cosmos.

El conocimiento astronómico occidental se basaba en las ideas tradicionales derivadas de las investigaciones filosóficas y observacionales de la Antigüedad griega . Otras culturas contribuyeron al pensamiento sobre las estrellas fijas, entre ellas los babilonios, quienes, entre los siglos XVIII y VI a. C., elaboraron mapas de constelaciones . Los mapas estelares y la idea de relatos mitológicos para explicarlas se difundieron ampliamente por todo el mundo y en diversas culturas. Una similitud común entre todas ellas era la comprensión inicial de que las estrellas eran fijas e inmóviles en el universo.

Esta comprensión fue incorporada a los modelos teóricos y representaciones matemáticas del cosmos por filósofos como Anaximandro y Aristóteles de la Antigua Grecia. Anaximandro propuso este orden original (y erróneo) de los objetos celestes sobre la Tierra: primero una capa más cercana con las estrellas fijas más los planetas, luego otra capa con la Luna, y finalmente una exterior con el Sol. Para él, las estrellas , así como el Sol y la Luna, eran aberturas de "condensaciones en forma de rueda llenas de fuego". [ 42 ] Todos los demás modelos posteriores del sistema planetario muestran una esfera celeste que contiene estrellas fijas en la parte más externa del universo, su borde, dentro de la cual se encuentran todos los demás astros en movimiento.

Platón , Aristóteles y otros pensadores griegos de la antigüedad, y posteriormente el modelo ptolemaico del cosmos, mostraron un universo geocéntrico. Ptolomeo fue influyente con su obra de gran rigor matemático, el Almagesto , que intenta explicar la peculiaridad del movimiento de las estrellas. Estas "estrellas errantes", los planetas, se movían sobre el fondo de estrellas fijas que se extendían a lo largo de una esfera que abarcaba el universo. Esta visión geocéntrica se mantuvo durante la Edad Media y fue posteriormente refutada por astrónomos y matemáticos posteriores, como Nicolás Copérnico y Johannes Kepler , quienes desafiaron la visión geocéntrica y construyeron un universo heliocéntrico, conocido como sistema heliocéntrico . La tradición de pensamiento que aparece en todos estos sistemas del universo, incluso con sus mecanismos divergentes, es la presencia de la esfera de estrellas fijas.

El universo heliocéntrico que aparece en De Mundo Nostro Sublunari Philosophia Nova (Nueva filosofía sobre nuestro mundo sublunar), atribuido a William Gilbert , 1631 (póstumo). El texto dice: «Las estrellas fuera del orbe de la influencia del Sol, o en forma de efusión, no son movidas por el Sol, sino que nos parecen fijas».

En el siglo XVI, varios escritores inspirados por Copérnico, como Thomas Digges , [ 43 ] Giordano Bruno [ 44 ] y William Gilbert [ 37 ] defendieron un universo indefinidamente extendido o incluso infinito, con otras estrellas como soles distantes, allanando el camino para desacreditar la esfera aristotélica de las estrellas fijas. (Esto fue un resurgimiento de las creencias sostenidas por Demócrito, Epicuro [ 45 ] y Fakhr al - Din al-Razi [ 46 ] ).

Los estudios celestes se revolucionaron con la invención del telescopio . Desarrollado por primera vez en 1608, Galileo Galilei se enteró de él y construyó uno para sí mismo. [ 10 ] Inmediatamente notó que los planetas no eran, de hecho, perfectamente lisos, una teoría previamente propuesta por Aristóteles. [ 10 ] Continuó examinando los cielos y las constelaciones y pronto supo que las "estrellas fijas" que se habían estudiado y cartografiado eran solo una pequeña porción del vasto universo que se encontraba más allá del alcance del ojo humano. [ 10 ] Cuando en 1610 apuntó su telescopio a la tenue franja de la Vía Láctea , descubrió que se resolvía en innumerables manchas blancas con forma de estrella, presumiblemente estrellas más lejanas. [ 47 ]

El desarrollo de las leyes de Isaac Newton , publicadas en su obra Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica en 1687, planteó nuevas preguntas entre los teóricos acerca de los mecanismos de los cielos: la fuerza universal de la gravedad sugería que las estrellas no podían simplemente estar fijas o en reposo, ya que sus fuerzas gravitatorias causan una "atracción mutua" y, por lo tanto, hacen que se muevan unas con respecto a otras. [ 5 ]

El término " Sistema Solar " entró en el idioma inglés en 1704, cuando John Locke lo usó para referirse al Sol, los planetas y los cometas como un todo. [ 48 ] Para entonces, ya se había establecido sin lugar a dudas, gracias al aumento de las observaciones telescópicas, además de la mecánica celeste kepleriana y newtoniana , que los planetas son otros mundos y las estrellas son otros soles distantes, por lo que todo el Sistema Solar es en realidad solo una pequeña parte de un universo inmensamente grande y definitivamente algo distinto.

"Estrellas fijas" no fijas

Principio del efecto de paralaje estelar y definición de un pársec como unidad de distancia (sin escala).
Relación entre el movimiento propio y las componentes de velocidad de un objeto celeste distante en movimiento, visto desde el Sistema Solar (sin escala).
Desplazamiento al rojo y al azul Doppler

Los astrónomos y filósofos naturales dividieron las luces del cielo en dos grupos. Un grupo incluía las estrellas fijas , que parecen salir y ponerse, pero mantienen la misma disposición relativa a lo largo del tiempo y no muestran paralaje estelar evidente , que es un cambio en la posición aparente causado por el movimiento orbital de la Tierra. El otro grupo incluía los planetas visibles a simple vista , a los que llamaban estrellas errantes . (El Sol y la Luna también eran a veces llamados estrellas y planetas). Los planetas parecen moverse hacia adelante y hacia atrás , cambiando su posición en cortos periodos de tiempo (semanas o meses). Siempre parecen moverse dentro de la banda de estrellas que los occidentales llaman zodíaco . Los planetas también se pueden distinguir de las estrellas fijas porque las estrellas tienden a centellear, mientras que los planetas parecen brillar con una luz constante.

Sin embargo, las estrellas fijas muestran paralaje. Se puede usar para encontrar la distancia a las estrellas cercanas. Este movimiento es solo aparente; es la Tierra la que se mueve. Este efecto era lo suficientemente pequeño como para no ser medido con precisión hasta el siglo XIX, pero desde aproximadamente 1670 en adelante, astrónomos como Jean Picard , Robert Hooke , John Flamsteed y otros comenzaron a detectar el movimiento de las estrellas e intentar mediciones. Estos movimientos ascendieron a fracciones significativas, aunque casi imperceptibles. [ 10 ] Las primeras mediciones exitosas de paralaje estelar fueron realizadas por Thomas Henderson en Ciudad del Cabo , Sudáfrica, de 1832 a 1833, donde midió el paralaje y la distancia a una de las estrellas más cercanas: Alfa Centauri . [ 49 ] Henderson no publicó estas observaciones hasta 1839, después de que Friedrich Wilhelm Bessel publicara sus observaciones de paralaje y estimación de distancia a 61 Cygni en 1838.

Sin embargo, las estrellas fijas también presentan movimiento real. Este movimiento puede considerarse compuesto por dos componentes: el movimiento de la galaxia a la que pertenece la estrella, la rotación de dicha galaxia y el movimiento propio de la estrella dentro de su galaxia. En el caso de sistemas estelares o cúmulos estelares , los componentes individuales incluso se mueven entre sí de forma no lineal.

En relación con el Sistema Solar , este movimiento real de una estrella se divide en movimiento radial y movimiento propio , siendo el "movimiento propio" el componente transversal a la línea de visión. [ 50 ] En 1718, Edmund Halley anunció su descubrimiento de que las estrellas fijas en realidad tienen movimiento propio. [ 51 ] El movimiento propio no fue notado por las culturas antiguas porque requiere mediciones precisas durante largos períodos de tiempo para ser percibido. De hecho, el cielo nocturno actual se ve muy parecido a como era hace miles de años, tanto que algunas constelaciones modernas fueron nombradas por primera vez por los babilonios .

Un método típico para determinar el movimiento propio consiste en medir la posición de una estrella en relación con un conjunto limitado y seleccionado de objetos muy distantes que no presentan movimiento mutuo y que, debido a su distancia, se supone que tienen un movimiento propio muy pequeño. [ 52 ] Otro enfoque consiste en comparar fotografías de una estrella en diferentes momentos con un fondo amplio de objetos más distantes. [ 53 ] La estrella con el mayor movimiento propio conocido es la Estrella de Barnard . [ 51 ]

La velocidad radial de las estrellas y otros objetos del espacio profundo puede revelarse espectroscópicamente mediante el efecto Doppler-Fizeau , por el cual la frecuencia de la luz recibida disminuye para los objetos que se alejan ( desplazamiento al rojo ) y aumenta para los objetos que se acercan ( desplazamiento al azul ), en comparación con la luz emitida por un objeto estacionario. En 1868, William Huggins se propuso estimar la velocidad radial de Sirio con respecto al Sol, basándose en el desplazamiento al rojo observado de la luz de la estrella. [ 54 ]

La expresión «estrella fija» es técnicamente incorrecta, pero aun así se utiliza en un contexto histórico y en la mecánica clásica. Cuando se usan como referencia visual para observaciones, generalmente se las denomina estrellas de fondo o simplemente estrellas distantes , conservando la idea intuitiva de que están «fijas» en algún sentido práctico.

En mecánica clásica

En la época de Newton, las estrellas fijas se utilizaban como marco de referencia supuestamente en reposo con respecto al espacio absoluto . En otros marcos de referencia, ya sea en reposo con respecto a las estrellas fijas o en traslación uniforme con respecto a estas, se suponía que las leyes del movimiento de Newton eran válidas. En cambio, en marcos que aceleraban con respecto a las estrellas fijas, en particular en marcos que giraban con respecto a ellas, las leyes del movimiento no se cumplían en su forma más simple, sino que debían complementarse con la adición de fuerzas ficticias , por ejemplo, la fuerza de Coriolis y la fuerza centrífuga .

Como ahora sabemos, las estrellas fijas no están fijas . El concepto de sistemas de referencia inerciales ya no está ligado ni a las estrellas fijas ni al espacio absoluto. Más bien, la identificación de un sistema de referencia inercial se basa en la simplicidad de las leyes de la física en dicho sistema, en particular, en la ausencia de fuerzas ficticias.

La ley de la inercia se cumple en el sistema de coordenadas galileanas, que es un sistema hipotético con respecto al cual las estrellas fijas permanecen fijas.

Referencias literarias

  • Dante convirtió las estrellas fijas en el octavo de los diez cielos en los que dividió su Paraíso .

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 4 Pedersen, Olaf (1974). Física y astronomía tempranas  : una introducción histórica . Pihl, Mogens. Londres: MacDonald and Janes. págs. 59–63 . ISBN  0-356-04122-0OCLC 1094297​​ 
  2. ↑ Cornford, Fracis (1960). La cosmología de Platón; el Timeo de Platón, traducido con un comentario continuo de Francis Macdonald Cornford . Indianápolis: Bobbs-Merrill. págs. 54–57 . 
  3. ↑ Pedersen, Olaf (1974). Física y astronomía tempranas : una introducción histórica . Pihl, Mogens. Londres: MacDonald and Janes. pp. 65–67 . ISBN   0-356-04122-0OCLC 1094297​​ 
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Lang, Kenneth R. Un compañero de astronomía y astrofísica : cronología y glosario con tablas de datos . [Nueva York]. ISBN  0-387-30734-6OCLC 70587818​​ 
  5. 1 2 3 4 5 6 Bartusiak, Marcia (2004). Archivos del universo : un tesoro de las obras históricas de descubrimiento de la astronomía (1.ª ed.). Nueva York: Pantheon Books. ISBN   0-375-42170-XOCLC 54966424​​ 
  6. ↑ Case, Stephen ( verano de 2013). "Animales divinos: Platón, Aristóteles y las estrellas" . Mercury . 42 : 29–31 – vía Academia.
  7. ↑ «VII. Los cielos», Aristóteles , Columbia University Press, 31 de diciembre de 1960, págs. 145-162 , doi : 10.7312/rand90400-008 , ISBN  978-0-231-87855-5{{citation}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  8. ↑ Heath, Thomas (1920). El Copérnico de la Antigüedad (Aristarco de Samos) . Londres: The Macmillan Company. págs. 41 . 
  9. 1 2 Pedersen, Olaf (1974). Física y astronomía tempranas : una introducción histórica . Pihl, Mogens. Londres: MacDonald and Janes. págs. 63–64 . ISBN   0-356-04122-0OCLC 1094297​​ 
  10. 1 2 3 4 5 6 7 8 Taton, René; Wilson, Curtis (1989). Astronomía planetaria desde el Renacimiento hasta el auge de la astrofísica . Cambridge University Press. ISBN 0-521-24254-1OCLC 769917781​​ 
  11. 1 2 Carrol, Bradley y Ostlie, Dale, Introducción a la astrofísica moderna , Segunda edición, Addison-Wesley, San Francisco, 2007, págs. 4
  12. ↑ Bruce S. Eastwood, Ordenando los cielos: Astronomía y cosmología romanas en el Renacimiento carolingio (Leiden: Brill, 2007), págs. 238-9.
  13. ↑ Margaret Deanesly , Historia de la Europa altomedieval: De 476 a 911 (Nueva York: Routledge, 2020).
  14. ↑ "El enfoque más esclarecedor de Marciano es a través de su fortuna (Stahl 1965, p. 105).
  15. 1 2 Pedersen, Olaf (1974). Física y astronomía tempranas : una introducción histórica . Pihl, Mogens. Londres: MacDonald and Janes. págs. 303–307 . ISBN   0-356-04122-0OCLC 1094297​​ 
  16. 1 2 3 Christianson, JR (John Robert) (2000). En la isla de Tycho : Tycho Brahe y sus ayudantes, 1570-1601 . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. págs. 122-123 . ISBN   0-521-65081-XOCLC 41419611​​ 
  17. ↑ Goldstein, Bernard; Hon, Giora (2005). "El paso de Kepler de los orbes a las órbitas: documentando un concepto científico revolucionario" . Perspectives on Science . 13 : 74–111 . doi : 10.1162/1063614053714126 . S2CID 57559843 . 
  18. ↑ Moore, Patrick. (1976). El AZ de la astronomía ( Ed. revisada). Nueva York: Scribner. ISBN  0-684-14924-9OCLC 2967962​​ 
  19. ↑ Hesíodo , Teogonía 517 – 520
  20. ↑ La mayor parte del modelo del Universo de Anaximandro proviene del pseudo-Plutarco (II, 20–28):
    "[El Sol] es un círculo veintiocho veces más grande que la Tierra, con un contorno similar al de la rueda de un carro lleno de fuego, en la que aparece una boca en ciertos lugares y a través de la cual expone su fuego, como a través del orificio de una flauta. [...] El Sol es igual a la Tierra, pero el círculo en el que respira y sobre el que se sostiene es veintisiete veces más grande que toda la Tierra. [...] [El eclipse] es cuando se cierra la boca de la que sale el calor del fuego. [...] [La Luna] es un círculo diecinueve veces más grande que toda la Tierra, completamente lleno de fuego, como el del Sol".
  21. ↑ Thurston, Hugh (1994). Astronomía temprana . Nueva York: Springer-Verlag New York. pág. 111. ISBN  0-387-94107-X.
  22. ↑ Sider, D. (1973). "Anaxágoras sobre el tamaño del sol". Filología clásica . 68 (2): 128– 129. doi : 10.1086/365951 . JSTOR 269068 . S2CID 161940013 .  
  23. ^ Cuajada, Patricia (2019). «Anaxágoras» . En Zalta, Edward N. (ed.). Enciclopedia de Filosofía de Stanford . ISSN 1095-5054 . OCLC 429049174 .  
  24. ↑ Yavetz, Ido (febrero de 1998). "Sobre las esferas homocéntricas de Eudoxo". Archivo para la Historia de las Ciencias Exactas . 52 (3): 222– 225. Bibcode : 1998AHES...52..222Y . doi : 10.1007/s004070050017 . JSTOR 41134047. S2CID 121186044 .  
  25. ↑ Pedersen, Olaf (1993). Física y astronomía tempranas. Una introducción histórica . Cambridge (Reino Unido): Cambridge University Press. ISBN 0-521-40340-5.
  26. ↑ Thurston, Hugh (1994). Astronomía temprana . Nueva York: Springer-Verlag New York. pág. 118. ISBN  0-387-94107-X.
  27. ↑ Heath (1920 , pág. 302) 
  28. ↑ Hirshfeld, Alan W. (2004). "Los triángulos de Aristarco". The Mathematics Teacher . 97 (4): 228– 231. doi : 10.5951/MT.97.4.0228 . ISSN 0025-5769 . JSTOR 20871578 .  
  29. ↑ Arquímedes, El compás de arena 511 RU, por Ilan Vardi , consultado el 28-II-2007.
  30. ↑ Arenario, I, 4–7
  31. ↑ Russo, Lucio (2004). La revolución olvidada : cómo nació la ciencia en el 300 a. C. y por qué tuvo que renacer . Berlín: Springer. pág. 68. ISBN   3-540-20396-6OCLC 52945835​​ 
  32. ↑ GJ Toomer, "Hiparco sobre las distancias del sol y la luna", Archivo de Historia de las Ciencias Exactas 14 (1974), 126–142.
  33. ↑ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology . Nueva York: WWNorton & Company, Inc. pág . 115. ISBN  0-393-03656-1.
  34. ↑ Lindberg, David C. (1992). Los comienzos de la ciencia occidental . Chicago: University of Chicago Press. pág. 251. ISBN  978-0-226-48231-6.
  35. ^ Van Helden, Albert (1985). Midiendo el universo: dimensiones cósmicas desde Aristarco hasta Halley . Chicago y Londres: University of Chicago Press. págs. 28 a 40. ISBN  978-0-226-84882-2.
  36. ↑ "Almagesto – Ptolomeo (Isabel)" . projects.iq.harvard.edu . Consultado el 5 de noviembre de 2022 .
  37. 1 2 Gilbert, William (1893). «Libro 6, Capítulo III». De Magnete . Traducido por Mottelay, P. Fleury. (Facsímil). Nueva York: Dover Publications. ISBN 0-486-26761-X.{{cite book}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  38. ↑ Kennedy, ES (1986-06-01). "La astronomía de Levi ben Gerson (1288–1344): Edición crítica de los capítulos 1–20 con traducción y comentarios. Levi ben Gerson, Bernard R. Goldstein" . Isis . 77 (2): 371–372 . doi : 10.1086/354184 . ISSN 0021-1753 . 
  39. ↑ Bray, Oliver (1908). La Edda mayor o poética; comúnmente conocida como la Edda de Saemund. Editada y traducida con introducción y notas de Oliver Bray. Ilustrada por WG Collingwood (1.ª ed.). archive.org: Londres. Impreso para el Viking Club. 
  40. ↑ Lindow, John (2001). Mitología nórdica: Guía de dioses, héroes, rituales y creencias . books.google.com: Oxford University Press. ISBN 9780199839698.
  41. ↑ Colum, Padaric (2 de marzo de 2008). Los hijos de Odín: El libro de los mitos nórdicos . Proyecto Gutenberg: Libro electrónico del Proyecto Gutenberg. págs. 62–69 . 
  42. ↑ Khan, Charles (1960). Anaximandro y los orígenes de la cosmología griega . Nueva York: Columbia University Press. págs. 84–85 . ISBN  9780231903349.{{cite book}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  43. ↑ Hellyer, Marcus, ed. (2008). La revolución científica: Lecturas esenciales . Lecturas esenciales de Blackwell en historia. Vol. 7. John Wiley & Sons . pág. 63. ISBN   9780470754771El puritano Thomas Digges (1546–1595?) fue el primer inglés en ofrecer una defensa de la teoría copernicana. ... Junto con la explicación de Digges, se incluye un diagrama del universo que representa el sistema heliocéntrico rodeado por la esfera de estrellas fijas, descrita por Digges como infinitamente extendida en todas las dimensiones.
  44. ↑ Bruno, Giordano. «Tercer diálogo» . Sobre el universo infinito y los mundos . Archivado del original el 27 de abril de 2012.
  45. ↑ Greskovic, Peter; Rudy, Peter (24 de julio de 2006). "Exoplanetas" . ESO. Archivado del original el 10 de octubre de 2008. Recuperado el 15 de junio de 2012 .
  46. ↑ Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi sobre la física y la naturaleza del mundo físico: un estudio preliminar" (PDF) . Islam & Science . 2 (2). Archivado del original (PDF) el 9 de enero de 2020. Recuperado el 26 de mayo de 2018 .
  47. ↑ Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venecia, Italia): Thomas Baglioni, 1610), páginas 15 y 16. Archivado el 16 de marzo de 2016 en Wayback Machine . Traducción al inglés: Galileo Galilei con Edward Stafford Carlos, trad., The Sidereal Messenger (Londres: Rivingtons, 1880), páginas 42 y 43. Archivado el 2 de diciembre de 2012 en Wayback Machine .
  48. ↑ "solar (adj.)" . Diccionario etimológico en línea . Archivado del original el 18 de marzo de 2022. Consultado el 2 de mayo de 2022 .
  49. ↑ Henderson, Thomas (1839). "Sobre la paralaje de α Centauri" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 4 (19): 168– 170. Bibcode : 1839MNRAS...4..168H . doi : 10.1093/mnras/4.19.168 .
  50. ↑ John R. Percy (2007). Comprensión de las estrellas variables . Cambridge University Press . pág. 21. ISBN  978-0-521-23253-1.
  51. 1 2 Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). En busca del universo . Jones & Bartlett Publishers . pág . 369. ISBN  978-0-7637-4387-1.
  52. ↑ Peter Schneider (2006). Astronomía y cosmología extragaláctica . Springer. pág. 84, §2.6.5. ISBN  3-540-33174-3.
  53. ↑ Christopher De Pree; Alan Axelrod (2004). The Complete Idiot's Guide to Astronomy (3.ª ed.). Alpha Books . pág . 198. ISBN   1-59257-219-7.
  54. ↑ Huggins, W. (1868). "Observaciones adicionales sobre los espectros de algunas estrellas y nebulosas, con un intento de determinar a partir de ellas si estos cuerpos se mueven hacia la Tierra o se alejan de ella, también observaciones sobre los espectros del Sol y del Cometa II". Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 158 : 529–564 . Bibcode : 1868RSPT..158..529H . doi : 10.1098/rstl.1868.0022 .