Estrellas fijas

En astronomía, las estrellas fijas (latín: stellae fixae) son los puntos luminosos, principalmente estrellas, que parecen no moverse con respecto a uno. otro contra la oscuridad del cielo nocturno de fondo. Esto contrasta con las luces visibles a simple vista, es decir, los planetas y los cometas, que parecen moverse lentamente entre las luces "fijas" estrellas.

Las estrellas fijas incluyen todas las estrellas visibles a simple vista excepto el Sol, así como la débil banda de la Vía Láctea. Debido a su apariencia estelar cuando se observan a simple vista, las pocas nebulosas individuales visibles y otros objetos del cielo profundo también se cuentan entre las estrellas fijas. Aproximadamente 6.000 estrellas son visibles a simple vista en condiciones óptimas.

El término estrellas fijas es un nombre inapropiado porque esos objetos celestes en realidad no están fijos entre sí ni con 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 escalas de tiempo humanas, excepto bajo un examen cuidadoso con instrumentos modernos, como telescopios, que pueden revelar sus movimientos propios.. Por lo tanto, pueden considerarse como "fijos" para muchos propósitos, como navegación, cartografía estelar, astrometría y cronometraje.

Debido a las grandes distancias de los objetos astronómicos, la visión humana es incapaz de percibir la profundidad tridimensional del espacio exterior, dando la impresión de que todas las estrellas y otros objetos extrasolares están equidistantes del observador. Históricamente, a menudo se creía que las estrellas fijas existían adheridas a una esfera celeste gigante, o firmamento, que gira diariamente alrededor de la Tierra, y por eso se la conocía como la "esfera de las estrellas fijas", que actuaba como la supuesta límite de todo el universo. Durante muchos siglos, el término estrellas fijas fue sinónimo de esa esfera celeste.

La gente en muchas culturas ha imaginado que las estrellas más brillantes forman constelaciones, que son imágenes aparentes en el cielo que parecen persistentes y que también se consideran fijas. De esta manera, las constelaciones se han utilizado durante siglos, y todavía se utilizan hoy, para identificar regiones del cielo nocturno tanto por astrónomos profesionales como aficionados.

Modelos astronómicos que incluían estrellas fijas

Pitágoros

Los filósofos pitagóricos mantuvieron una serie de opiniones diferentes sobre la estructura del universo, pero cada uno incluyó una esfera de estrellas fijas como su límite. Philolaos (c. 5th cent. BCE) propuso un universo que tenía en su centro un fuego central, invisible para el hombre. Todos los planetas, la Luna, el Sol y las estrellas giraron alrededor de este fuego central, siendo la Tierra el objeto más cercano a él. En este sistema, las estrellas están contenidas en la esfera más alejada, que también gira, pero demasiado lentamente para que se observe el movimiento. El movimiento de las estrellas se explica por el movimiento de la Tierra sobre el fuego central.

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 estacionaria pero giraba sobre un eje, mientras que la Luna, el Sol y los planetas giraban alrededor de ella. El límite final de este sistema era una esfera fija de estrellas, y se pensaba que el movimiento percibido de las estrellas era causado por la rotación de la Tierra.

Platón

El universo de Platón (c. 429-347 a. C.) estaba centrado 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 porción más exterior de esta esfera era la ubicación de las estrellas. Esta esfera de fuego giraba alrededor de la Tierra, arrastrando consigo las estrellas. La creencia de que las estrellas estaban fijas en su lugar en la esfera de fuego fue de gran importancia para todo el sistema de Platón. La posición de las estrellas se utilizó como referencia para todos los movimientos celestes y para crear las ideas de Platón de que los planetas poseían múltiples movimientos.

Eudoxo de Cnido

Eudoxo, alumno de Platón, nació alrededor del año 400 a.C. Matemático y astrónomo, generó uno de los primeros modelos esféricos de los sistemas planetarios, basándose en su experiencia como matemático. El modelo de Eudoxo era geocéntrico: la Tierra era una esfera estacionaria en el centro del sistema, rodeada por 27 esferas giratorias. La esfera más lejana llevaba estrellas, que afirmó que 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 tanto, se las consideraba fijas.

Aristóteles

Aristóteles, que vivió entre el 384 y el 322 a.C., estudió y publicó ideas similares a las de Platón y, basándose en el libro de Eudoxo, escribió: sistema, pero los mejoró a través de sus libros Metafísica y Sobre los cielos escritos alrededor del 350 a.C. Afirmó que todas las cosas tienen alguna forma de moverse (incluidos los "cuerpos celestes" o planetas), pero niega que el movimiento pueda ser causado por el vacío, porque entonces los objetos se moverían demasiado rápido. y sin direcciones sensatas. Afirmó que todo era movido por algo y empezó a explorar un concepto similar a la gravedad. Fue uno de los primeros en argumentar (y demostrar) que la Tierra era redonda, basándose en observaciones de eclipses y los movimientos de otros planetas en relación con la Tierra. Llegó a la conclusión de que la mayoría de los planetas navegaban con 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. Aristóteles también propuso un quinto elemento llamado "éter" que se supone que forma el Sol, los planetas y las estrellas. Sin embargo, Aristóteles creía que mientras los planetas giran, las estrellas siguen fijas. Su argumento fue que si un cuerpo tan masivo se estaba moviendo, seguramente debía haber evidencia que fuera perceptible desde la Tierra. 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 los planetas pueden desplazarlas, no se mueven ellas 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 este ser entonces, alcanzaría y destrozaría cosas aquí en la tierra". Su teoría de que las estrellas pueden ser transportadas pero estaban fijas y no se mueven ni giran de forma autónoma fue ampliamente aceptada durante un tiempo.

Aristarco de Samos

Aristarco (siglo III a. C.), propuso un universo heliocéntrico temprano, que más tarde inspiraría el trabajo de Copérnico. En su modelo, el Sol, completamente estacionario, se encontraba en el centro y todos los planetas giraban alrededor de él. Más allá de los planetas estaba la esfera de las estrellas fijas, también inmóviles. Este sistema presentaba dos ideas más singulares además de ser heliocéntrico: la Tierra giraba diariamente para crear el día, la noche y los movimientos percibidos de los otros cuerpos celestes, y la esfera de estrellas fijas en su límite estaba inmensamente distante de su centro. Esta enorme distancia tuvo que asumirse debido al hecho de que se observó que las estrellas no tenían paralaje, lo que sólo puede explicarse por el geocentricidad o por distancias inmensas que crean un paralaje demasiado pequeño para ser medido.

Claudio Ptolomeo

Ptolomeo, 100-175 d.C., resumió ideas sobre el cosmos a través de sus modelos matemáticos y su libro Sintaxis matemática, mucho más conocido como el Almagest. Fue escrito alrededor del año 150 d.C., y Ptolomeo declaró que las estrellas' La ubicación entre sí y las distancias de separación permanecieron sin cambios por la rotación de los cielos. Utilizó un método que utiliza eclipses para encontrar las distancias de las estrellas y calculó la distancia de la Luna basándose en observaciones de paralaje. Poco después, escribió una continuación llamada Planetary Hypotheses.

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

Marciano Capella

Martianus Capella (fl. c. 410–420) describe un modelo geocéntrico modificado, en el que la Tierra está en reposo en el centro del universo y rodeada por la Luna, el Sol, tres planetas y las estrellas, mientras que Mercurio y Venus giran alrededor del Sol, todos rodeados por la esfera de estrellas fijas. 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, astronomía), que estructuraron la educación medieval temprana. Sin embargo, su única obra enciclopédica, De nuptiis Philologiae et Mercurii ("Sobre las bodas de la filología y Mercurio"), también llamada De septem disciplinis (& #34;Sobre las siete disciplinas") fue leído, enseñado y comentado a lo largo de la Alta Edad Media y dio forma a la educación europea durante el período medieval temprano y el renacimiento carolingio.

Nicolás Copérnico

Nicolaus Copérnico (1473-1543) creó un sistema heliocéntrico compuesto de orbes que transportaban cada uno de los cuerpos celestes. El último orbe de su modelo fue el de las estrellas fijas. Este orbe final era el más grande de su cosmos, tanto en diámetro como en espesor. Este orbe de estrellas está completamente fijo, ya que las estrellas están incrustadas en la esfera y la esfera misma está inmóvil. El movimiento percibido de las estrellas, por tanto, es creado por la rotación diaria de la Tierra alrededor de su eje.

Tycho Brahe

El sistema del universo de Tycho Brahe (1546-1601) ha sido llamado “geoheliocéntrico” debido a su doble estructura. En su centro se encuentra la Tierra estacionaria, orbitada por la Luna y el Sol. Luego, los planetas giran alrededor del Sol mientras éste gira alrededor de la Tierra. Más allá de todos estos cuerpos celestes se encuentra una esfera de estrellas fijas. Esta esfera gira alrededor de la Tierra estacionaria, creando el movimiento percibido de las estrellas en el cielo. Este sistema tiene una característica interesante: el Sol y los planetas no pueden estar contenidos en orbes sólidos (sus orbes colisionarían), pero aun así las estrellas se representan contenidas en una esfera fija en el límite del cosmos.

Johannes Kepler

Johannes Kepler (1571-1630) fue un devoto copernicano que siguió los modelos e ideas de Copérnico y, al mismo tiempo, los desarrolló. También era asistente de Tycho Brahe y podía acceder a las medidas precisas de su patrón en su base de datos de observación. Mysterium cosmographicum de Kepler (1596), una fuerte defensa del sistema copernicano, todavía representa una imagen que etiqueta la esfera celeste más exterior como Sphaera Stellar Fixar, que en latín significa esfera. de estrellas fijas, siguiendo la creencia arraigada en dicha esfera.

Esta visión fue reemplazada más tarde en su libro Astronomia nova (1609), donde estableció sus leyes del movimiento planetario, la base matemática de sus propias Tablas Rudolfinas, que Son mesas de trabajo desde las que se pueden mostrar las posiciones planetarias. Las leyes de Kepler fueron el punto de inflexión para refutar finalmente las antiguas teorías y modelos cósmicos geocéntricos (o ptolemaicos), lo que fue respaldado por los primeros usos del telescopio por parte de su contemporáneo Galileo Galilei, también defensor de Copérnico.

Radio estimado

Los primeros griegos, como muchas otras culturas antiguas, pensaban que el cielo era una estructura gigante en forma de cúpula a sólo unos metros por encima de las montañas más altas. El mito de Atlas cuenta que este Titán sostenía todo el cielo sobre sus hombros.

Alrededor del 560 a. C., Anaximandro fue el primer filósofo en considerar el Sol como un objeto enorme (más grande que la tierra del Peloponeso) y, en consecuencia, en darse cuenta de lo lejos que podía estar de la Tierra, y 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 (entre 9 y 10 veces el tamaño de la Tierra) que la Luna (entre 18 y 19 veces) y el Sol (entre 27 y 28 veces). Sin embargo, pitagóricos posteriores como Filolao, alrededor del 400 a. C., también concibieron un universo con cuerpos en órbita, 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 año 450 a. C. Anaxágoras 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. Dado que el Sol y la Luna fueron concebidos como cuerpos esféricos y no chocan durante los eclipses solares, esto implica que el espacio exterior debería tener una profundidad cierta e 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, 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 de los planetas, el Sol y la Luna.

Alrededor del 350 a. C., Aristóteles modificó las palabras de Eudoxo. modelo suponiendo que las esferas eran materiales y cristalinas. Pudo articular las esferas de la mayoría de los planetas, sin embargo, las esferas de Júpiter y Saturno se cruzaron. Aristóteles resolvió esta complicación introduciendo una esfera desenrollada. Mediante todos estos dispositivos, e incluso suponiendo que los planetas fueran puntos únicos parecidos a estrellas, la esfera de las estrellas fijas debería implícitamente estar más lejos de lo que se pensaba anteriormente.

Alrededor del año 280 a. C., Aristarco de Samos ofreció la primera discusión definitiva sobre la posibilidad de un cosmos heliocéntrico, y por medios geométricos estimó el radio orbital de la Luna en 60 radios terrestres, y su radio físico en un tercio. el 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. Así, el cuerpo menor, la Tierra, debe orbitar al mayor, el Sol, y no al revés. Este razonamiento le llevó a afirmar que, como las estrellas no muestran un paralaje evidente vista desde la Tierra durante un solo año, debían estar muy, muy lejos de la superficie terrestre y, suponiendo que estuvieran todas 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 The Sand Reckoner calcula que el diámetro del universo centrado alrededor del Sol es aproximadamente 10×10 ¹⁴ estadios (en unidades modernas, unos 2 años luz, 18,93< span style="margin-left:0.25em;margin-right:0.15em;">×10¹² km, 11,76×10¹² mi).

En Arquímedes' propias palabras:

Sus hipótesis [Aristarchus] son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, el Sol acostado en el medio de la órbita, y que la esfera de las estrellas fijas, situada alrededor del mismo centro que el Sol, es tan grande que el círculo en el que supone que la Tierra reviente lleva tal proporción a la distancia de las estrellas fijas.

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 deferente y epiciclos.

En el siglo siguiente, las medidas de los tamaños y distancias de la Tierra y la Luna mejoraron. Alrededor del año 200 a. C., Eratóstenes determinó que el radio de la Tierra es de aproximadamente 6.400 km (4.000 millas). Alrededor del año 150 a. C. Hiparco utiliza el paralaje para determinar que la distancia a la Luna es de aproximadamente 380.000 km (236.100 millas), casi igualando a Aristarco. Esto impuso un radio mínimo para la esfera de estrellas fijas en la distancia de centro a centro de la Tierra a la Luna más el radio de la Luna (aproximadamente 1/3 del radio de la Tierra), más el ancho del Sol (siendo, en al menos, el mismo que la Luna), más el espesor indeterminado de los planetas' esferas (que se cree que son delgadas, de todos modos), para un total de aproximadamente 386.400 km (240.100 mi). Esto era alrededor de 24.500.000 veces menor que el de Arquímedes. cálculo.

Alrededor del año 130 d.C., Ptolomeo adoptó a Apolonio' epiciclos en su modelo geocéntrico. Los epiciclos se describen como una órbita dentro de una órbita. Por ejemplo, al observar Venus, Ptolomeo afirmó que orbita la Tierra y, a medida que orbita la Tierra, también orbita la órbita original montada en una segunda esfera local menor. (Ptolomeo enfatizó que el movimiento epiciclo no se aplica al Sol.) Este dispositivo necesariamente agranda cada una de las esferas celestes, haciendo así aún más grande la esfera exterior de las estrellas fijas.

Cuando los eruditos aplicaron los epiciclos de Ptolomeo, supusieron que cada esfera planetaria era exactamente lo suficientemente gruesa para acomodarlos. Combinando este modelo de esfera anidada con observaciones astronómicas, los estudiosos calcularon lo que se convirtieron en valores generalmente aceptados en ese momento para las distancias al Sol: unos 4 millones de kilómetros (2,5 millones de millas), y al borde del universo: unos 73 millones de kilómetros (45 millones de millas), todavía alrededor de 130.000 veces menos que Arquímedes.

Los métodos de Ptolomeo, escritos en su Almagest, fueron lo suficientemente precisos como para mantenerlos prácticamente indiscutidos durante más de 1.500 años. Pero en el Renacimiento europeo, la posibilidad de que una esfera tan enorme pudiera completar una sola revolución de 360° alrededor de la Tierra en sólo 24 horas se consideraba improbable, y este punto fue uno de los argumentos de Nicolás Copérnico para dejar atrás la centenaria modelo geocéntrico.

El límite superior superior más alto jamás dado fue por el astrónomo judío Levi ben Gershon (Gersonides) que, alrededor de 1300, estimó que la distancia a las estrellas fijas no es menos de 159,651,513,380,944 Radio terrestre, o alrededor de 100.000 años luz en unidades modernas. Esto fue una sobreestimación; aunque en el universo real hay estrellas más lejos que esa distancia, tanto en la Vía Láctea (alrededor de tres veces más) y todas las galaxias externas, la estrella más cercana de la Tierra (excepto el Sol) es Proxima Centauri a unos 4.25 años luz solamente.

En la mitología nórdica

Los intentos de explicar el universo surgen de observaciones de los objetos encontrados en el cielo. Históricamente, las diferentes culturas tienen diversas historias para dar respuesta a las preguntas sobre lo que ven. La mitología nórdica se origina en el norte de Europa, alrededor de la ubicación geográfica de la actual región de Escandinavia y el norte de Alemania. La mitología nórdica se compone de cuentos y mitos derivados del nórdico antiguo, que era una lengua del norte de Alemania de la Edad Media. Existe una serie de textos manuscritos escritos en nórdico antiguo que contienen una colección de [35] poemas escritos a partir de la tradición oral. Entre los historiadores parece haber especulaciones sobre las fechas concretas de los poemas escritos, sin embargo, el registro estimado de los textos se sitúa en torno a principios del siglo XIII. 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 supervivientes se menciona al dios mitológico Odín. Los estudiosos han contado la historia del mito de la creación de los dioses Αesir, que incluye la idea de estrellas fijas que se encuentran dentro de la teleología del cuento. Padaric Colum ha escrito un libro, Los hijos de Odín, que reitera con mucho detalle la historia de cómo los dioses Aesir llevaron al gigante llamado Ymir a su muerte y crearon el mundo a partir de su cuerpo, colocando chispas de el ardiente Muspelheim, o las estrellas fijas, hasta la cúpula del cielo, que era el cráneo de Ymir. El mito nórdico de la creación es uno de varios casos que trataban a las estrellas como si estuvieran fijadas 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.

Desarrollando la astronomía occidental

El conocimiento astronómico occidental se basó en los pensamientos tradicionales de las investigaciones filosóficas y observacionales de la Antigüedad griega. Otras culturas contribuyeron al pensamiento sobre las estrellas fijas, incluidos los babilonios, quienes entre el siglo XVIII y el VI a. C. construyeron mapas de constelaciones. Los mapas de las estrellas y la idea de historias mitológicas para explicarlas se estaban adquiriendo en gran medida en todo el mundo y en varias culturas. Una similitud entre todos ellos fue la comprensión preliminar de que las estrellas estaban fijas e inmóviles en el universo.

Esta comprensión fue incorporada en modelos teorizados y representaciones matemáticas del cosmos por filósofos como Anaximandro y Aristóteles de los antiguos griegos. 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 ruedas llenas de fuego". Todos los demás modelos posteriores del sistema planetario muestran una esfera celeste que contiene estrellas fijas en la parte más exterior del universo, su borde, en cuyo interior se encuentran el resto de las luminarias en movimiento.

Platón, Aristóteles y otros pensadores griegos similares de la antigüedad, y más tarde el modelo ptolemaico del cosmos, mostraron un universo centrado en la Tierra. Ptolomeo fue influyente con su trabajo fuertemente matemático, el Almagest, que intenta explicar la peculiaridad de las estrellas que se movían. Estas "estrellas errantes", los planetas, se movían sobre el fondo de estrellas fijas que se extendían a lo largo de una esfera que rodeaba el universo. Esta visión geocéntrica se mantuvo durante la Edad Media y más tarde fue refutada por astrónomos y matemáticos posteriores, como Nicolaus Copérnico y Johannes Kepler, quienes desafiaron la visión de larga data del geocentrismo y construyeron un universo centrado en el Sol, conocido como El 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.

En el siglo XVI, varios escritores inspirados por Copérnico, como Thomas Digges, Giordano Bruno y William Gilbert, defendieron un universo indefinidamente extendido o incluso infinito, con otras estrellas como soles distantes, allanando el camino para desaprobar el universo aristotélico. esfera de las estrellas fijas.

Los estudios de los cielos se revolucionaron con la invención del telescopio. Desarrollado por primera vez en 1608, Galileo Galilei se enteró y se fabricó un telescopio. Inmediatamente se dio cuenta de que los planetas, de hecho, no eran perfectamente lisos, una teoría expuesta anteriormente por Aristóteles. Continuó examinando los cielos y las constelaciones y pronto supo que las "estrellas fijas" que habían sido estudiados y cartografiados eran sólo una pequeña porción del enorme universo que se encontraba más allá del alcance del ojo desnudo. Cuando en 1610 apuntó su telescopio a la tenue franja de la Vía Láctea, descubrió que se disolvía en innumerables puntos blancos parecidos a estrellas, presumiblemente estrellas más lejanas.

El desarrollo de las leyes de Isaac Newton, publicadas en su obra Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica en 1687, planteó más preguntas entre los teóricos sobre los mecanismos de los cielos: la fuerza universal de la gravedad sugirió que las estrellas no pueden simplemente estar fijas o en reposo, ya que sus fuerzas gravitacionales causan una "atracción mutua" y por lo tanto hacer que se muevan entre sí.

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 en su conjunto. Para entonces ya se había establecido sin lugar a dudas que los planetas son otros mundos y las estrellas son otros soles distantes, por lo que todo el Sistema Solar es en realidad sólo una pequeña parte de un universo inmensamente grande, y definitivamente algo distinto.

“Estrellas fijas” no fijas

Los astrónomos y filósofos naturales antes dividían las luces del cielo en dos grupos. Un grupo contenía las estrellas fijas, que parecen salir y ponerse pero mantienen la misma disposición relativa a lo largo del tiempo y no muestran ningún paralaje estelar evidente, que es un cambio en la posición aparente causado por el movimiento orbital de las estrellas. Tierra. El otro grupo contenía planetas visibles a simple vista, a los que llamaron estrellas errantes. (Al Sol y a la Luna a veces también se les llamaba estrellas y planetas). Los planetas parecen moverse hacia adelante y hacia atrás, cambiando su posición en cortos períodos 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 parpadear, mientras que los planetas parecen brillar con una luz constante.

Sin embargo, las estrellas fijas muestran paralaje. Se puede utilizar para encontrar la distancia a las estrellas cercanas. Este movimiento es sólo aparente; es la Tierra la que se mueve. Este efecto fue lo suficientemente pequeño como para no medirse con precisión hasta el siglo XIX, pero aproximadamente a partir de 1670, astrónomos como Jean Picard, Robert Hooke, John Flamsteed y otros comenzaron a detectar movimiento de las estrellas e intentar realizar mediciones. Estos movimientos representaron fracciones significativas, aunque casi imperceptiblemente pequeñas. Las primeras mediciones exitosas del paralaje estelar las realizó Thomas Henderson en Ciudad del Cabo, Sudáfrica, en 1832-1833, donde midió el paralaje de una de las estrellas más cercanas: Alfa Centauri.

Sin embargo, las estrellas fijas también muestran movimiento real. Se puede considerar que este movimiento tiene componentes que consisten en parte en el movimiento de la galaxia a la que pertenece la estrella, en parte en la rotación de esa galaxia y en parte en el movimiento peculiar de la propia 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" siendo el componente a través de la línea de visión. En 1718 Edmund Halley anunció su descubrimiento de que las estrellas fijas en realidad tienen movimiento propio. Las culturas antiguas no notaban el movimiento adecuado porque para notarlo se requieren mediciones precisas durante largos períodos de tiempo. De hecho, el cielo nocturno actual se parece mucho al de hace miles de años, hasta el punto de que los babilonios dieron nombre a algunas constelaciones modernas.

Un método típico para determinar el movimiento propio es medir la posición de una estrella en relación con un conjunto limitado y seleccionado de objetos muy distantes que no exhiben movimiento mutuo y que, debido a su distancia, se supone que tienen valores propios muy pequeños. movimiento. Otro método consiste en comparar fotografías de una estrella en diferentes momentos con un gran fondo de objetos más distantes. La estrella con mayor movimiento propio conocido es la estrella de Barnard.

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

La frase "estrella fija" es técnicamente incorrecto, pero no obstante se utiliza en un contexto histórico y en la mecánica clásica. Cuando se utilizan como referencia visual para las observaciones, normalmente se les llama estrellas de fondo o simplemente estrellas distantes, conservando aún el significado intuitivo de que son estrellas "fijas" en algún sentido práctico.

En mecánica clásica

En la época de Newton, las estrellas fijas eran invocadas como un marco de referencia supuestamente en reposo con respecto al espacio absoluto. En otros sistemas de referencia, ya sea en reposo con respecto a las estrellas fijas o en traslación uniforme con respecto a estas estrellas, se suponía que se cumplían las leyes del movimiento de Newton. Por el contrario, en los cuadros que se aceleran con respecto a las estrellas fijas, en particular en los cuadros que giran con respecto a las estrellas fijas, las leyes del movimiento no se cumplen en su forma más simple, sino que deben complementarse con la adición de fuerzas ficticias, por ejemplo, la fuerza de Coriolis y la fuerza centrífuga.

Como ahora sabemos, las estrellas fijas no son 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 marco inercial se basa en la simplicidad de las leyes de la física en el marco, en particular, la ausencia de fuerzas ficticias.

La ley de la inercia se aplica al sistema de coordenadas galileano, que es un sistema hipotético con respecto al cual las estrellas fijas permanecen fijas.

En mecánica relacional

Referencias para esta sección:

Las estrellas fijas se pueden observar fuera de la visión de la mecánica clásica y de la mecánica relacional. La mecánica cuántica relacional es una teoría de campos que forma parte de la mecánica clásica y que dicta sólo la evolución de las distancias entre partículas y no su movimiento. La formación de esta teoría de campos da solución a las críticas hechas por Leibniz y Mach a la mecánica de Newton. Así como Newton se basó en el espacio absoluto, la mecánica relacional no. Describir las estrellas fijas en términos de mecánica relacional concuerda con la mecánica newtoniana.

El uso de marcos privilegiados (Marco Newtoniano) permite la observación de las órbitas keplerianas para el movimiento de los planetas; sin embargo, la observación de evoluciones individuales no tiene valor en la mecánica relacional. Una evolución individual puede distorsionarse cambiando el marco en el que la posición y la velocidad de una evolución individual se consideran no observables. Los observables en mecánica relacional son la distancia entre las partículas y los ángulos de las líneas rectas que unen las partículas. Las ecuaciones relacionales se ocupan de la evolución de las variables de observación porque son independientes de los marcos y pueden calcular una evolución dada de distancias que las evoluciones individuales pueden describir desde diferentes marcos. Esto sólo puede significar que la simetría calibre emplea una mecánica con la característica relacional esencial que afirmó Leibniz.

Leibniz y Mach criticaron el uso del espacio absoluto para validar los marcos newtonianos. Leibniz creía en la relación de los cuerpos en contraposición a las evoluciones individuales relativas a marcos definidos metafísicamente. Mach criticaría el concepto de aceleración absoluta de Newton, afirmando que la forma del agua sólo prueba la rotación con respecto al resto del universo. La crítica de Mach fue retomada más tarde por Einstein, afirmando "el principio de Mach", la idea de que la inercia está determinada por la interacción con el resto del universo. La mecánica relacional puede denominarse teoría machiana.

La reforma de la mecánica en el siglo XX estaba llena de principios relacionales. Las leyes de la mecánica combinan variables potenciales y cinéticas, que en este caso, el potencial ya es relacional porque contiene distancias entre las partículas. La energía cinética newtoniana contenía velocidades individuales que se intentó reformular en velocidades relativas y posibilidad de distancias. Sin embargo, estos intentos llevaron a muchos conceptos opuestos a la inercia que no fueron apoyados, a lo que muchos coincidieron en que se debía preservar la premisa básica de la energía cinética newtoniana.

La evolución de las distancias entre partículas no requiere marcos inerciales para mostrarse, sino que los utiliza como coordenadas para las partículas. Las dos leyes diferentes de la mecánica son conceptualmente diferentes. Un ejemplo sería el aislamiento de un subsistema donde la ley de Newton describiría su evolución en términos de condiciones absolutas, iniciales y finales. La mecánica relacional describiría su evolución en términos de distancias internas y externas, por lo que incluso si el sistema está "aislado", su evolución siempre estará descrita por la relación del subsistema con el resto del universo.

Referencias literarias

• Dante hizo las estrellas fijas el octavo de los diez cielos en los que dividió sus Paradiso.