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En astronomía , las estrellas fijas ( en latín stellae fixae ) son los puntos luminosos, principalmente estrellas , que parecen no moverse entre sí contra la oscuridad del cielo nocturno de fondo. Esto contrasta con aquellas luces visibles a simple vista , es decir, planetas y cometas , que parecen moverse lentamente entre esas estrellas "fijas". Las estrellas fijas incluyen todas las estrellas visibles a simple vista que no sean el Sol , así como la débil banda de la Vía Láctea . Debido a su apariencia de estrella cuando se observa 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 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 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 "fijos" para muchos propósitos, como la navegación , la cartografía estelar , la astrometría y el 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. En la tradición astronómica de la física aristotélica que abarcó desde la antigua Grecia hasta los inicios de la Europa científica, se creía que las estrellas fijas existían adheridas a una esfera celeste gigante , o firmamento , que gira diariamente alrededor de la Tierra. De ahí que se la conociera como la "esfera de estrellas fijas", que actuaba como el supuesto límite de todo el universo . Durante muchos siglos, el término estrellas fijas fue un sinónimo de esa esfera celeste.
Muchas culturas antiguas observaron nuevas estrellas, ahora llamadas novas , que proporcionaron alguna pista de que los cielos no eran completamente inmutables, pero como las novas se desvanecen en pocas semanas o meses, el fenómeno no se entendía entonces, así como el de los cometas. En la astronomía científica europea, la evidencia que refutaba el firmamento se reunió gradualmente. La revolución copernicana de la década de 1540 alimentó la idea sostenida por algunos filósofos de la antigua Grecia y el 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 se sospechó de la paralaje 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 formas diferentes. (Véase Cosmología § Cosmologías históricas ).
En muchas culturas, la gente 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 esa manera, las constelaciones se han utilizado durante siglos, y todavía hoy, para identificar regiones del cielo nocturno tanto por astrónomos profesionales como aficionados .
Los filósofos pitagóricos sostuvieron diversas opiniones sobre la estructura del universo, pero todas incluían una esfera de estrellas fijas como límite. Filolao (c. siglo V a. C.) 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 giraban alrededor de este fuego central, siendo la Tierra el objeto más cercano a él. [1] En este sistema, las estrellas están contenidas en la esfera más alejada, que también gira, pero demasiado lentamente para que se pueda observar el movimiento. El movimiento de las estrellas se explica en cambio por el movimiento de la Tierra alrededor del fuego central. [1]
Otro pitagórico, Ecfantos 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 rotaba sobre un 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 pensaba que el movimiento percibido de las estrellas era causado por la rotación de la Tierra. [1]
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 estaba formada por fuego y contenía todos los planetas (que, según Platón, incluían la Luna y el Sol). La parte más exterior de esta esfera era la ubicación de las estrellas. [2] 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 era de gran importancia para todo el sistema de Platón. La posición de las estrellas se utilizó como referencia para todos los movimientos celestiales y se utilizó para crear las ideas de Platón sobre los planetas que poseen múltiples movimientos. [3]
Eudoxo , alumno de Platón, nació alrededor del año 400 a. C. [4] Matemático y astrónomo, generó uno de los primeros modelos esferocéntricos de los sistemas planetarios, basándose en su formación como matemático. 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 lejana contenía estrellas, que según él estaban fijas dentro de la esfera. Por lo tanto, 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 , que vivió entre 384 y 322 a. C. [4] estudió y publicó ideas similares a las de Platón, y se basó en el sistema de Eudoxo, pero las mejoró a través de sus libros Metafísica y Sobre los cielos escritos alrededor de 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 sensibles. [4] Afirmó que todo se movía por algo y comenzó 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 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, aunque los planetas giran, las estrellas siguen estando fijas. Su argumento era que si un cuerpo tan masivo se estaba moviendo, seguramente debe haber evidencia perceptible desde la Tierra. [6] Sin embargo, uno no puede escuchar a las estrellas moverse, ni tampoco puede ver realmente su progreso, por lo que Aristóteles concluye que, si bien los planetas pueden cambiarlas, no se mueven a 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 destrozaría las cosas aquí en la Tierra". [7] Su teoría de que las estrellas pueden ser transportadas pero están fijas y no se mueven ni rotan de manera autónoma fue ampliamente aceptada por un tiempo.
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, estaba en el centro, y todos los planetas giraban a su alrededor. [8] Más allá de los planetas estaba la esfera de estrellas fijas, también inmóvil. Este sistema presentaba dos ideas más únicas además de ser heliocéntrico: la Tierra rotaba 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. [9] Esta enorme distancia tuvo que asumirse debido al hecho de que se observó que las estrellas no tenían paralaje , lo que solo puede explicarse por la geocentricidad o las inmensas distancias que crean un paralaje demasiado pequeño para ser medido.
Ptolomeo , 100-175 d. C., [5] resumió las ideas sobre el cosmos a través de sus modelos matemáticos y su libro Sintaxis matemática , mucho más conocido como el Almagesto . [4] Fue escrito alrededor del año 150 d. C., y Ptolomeo declaró que la ubicación de las estrellas en relación entre sí y las distancias entre ellas permanecían inalteradas por la rotación de los cielos. [5] Utilizó un método que utilizaba eclipses para encontrar las distancias de las estrellas y calculó la distancia de la Luna basándose en 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 utilizando dispositivos más complicados, conocidos como deferentes y epiciclos, que tomó prestados de trabajos anteriores del geómetra Apolonio de Perge y el astrónomo Hiparco de Nicea . [11] Declaró que las estrellas están fijas dentro de sus esferas celestes, pero las esferas en sí no están fijas. Las rotaciones de estas esferas explican así los movimientos sutiles de las constelaciones a lo largo del año. [5]
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 es 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. [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 , astronomía ), que estructuraron la educación medieval temprana. [13] Sin embargo, 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 a lo largo de la Alta Edad Media y dio forma a la educación europea durante el período medieval temprano y el Renacimiento carolingio . [14]
Nicolás Copérnico (1473-1543) creó un sistema heliocéntrico compuesto por orbes que albergaban cada uno de los cuerpos celestes. [15] El orbe final de su modelo fue el de las estrellas fijas. Este orbe final fue el más grande de su cosmos, tanto en diámetro como en grosor. Este orbe de estrellas es completamente fijo, ya que las estrellas están incrustadas en la esfera, y la esfera en sí es inmóvil. [15] El movimiento percibido de las estrellas, por lo tanto, es creado por la rotación diaria de la Tierra sobre su eje.
El sistema del universo de Tycho Brahe (1546-1601) ha sido llamado "geo-heliocéntrico" debido a su doble estructura. [9] En su centro se encuentra la Tierra estacionaria, que es orbitada por 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 gira alrededor de la Tierra estacionaria, creando el movimiento percibido de las estrellas en el cielo. [16] Este sistema tiene una característica interesante en el sentido de que el Sol y los planetas no pueden estar contenidos en orbes sólidos (sus orbes colisionarían), pero sin embargo las estrellas se representan como contenidas en una esfera fija en el límite del cosmos. [16]
Johannes Kepler (1571-1630) fue un devoto copernicano, que siguió los modelos e ideas de Copérnico pero los desarrolló. [4] También fue asistente de Tycho Brahe y podía acceder a las mediciones precisas de su patrón en su base de datos de observaciones. El Mysterium cosmographicum de Kepler (1596), una fuerte defensa del sistema copernicano, todavía muestra una imagen que etiqueta la esfera celeste más externa como Sphaera Stellar Fixar , que en latín significa esfera de estrellas fijas, siguiendo la creencia sostenida durante mucho tiempo 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 para sus propias Tablas Rudolfinas , que son tablas de trabajo desde las cuales se podían mostrar las posiciones planetarias. [10] Las leyes de Kepler fueron el punto de inflexión para finalmente refutar las antiguas teorías y modelos cósmicos geocéntricos (o ptolemaicos), [18] lo que fue respaldado por los primeros usos del telescopio por su contemporáneo Galileo Galilei , también defensor de Copérnico.
Los primeros griegos, como muchas otras culturas antiguas, concebían el cielo como una gigantesca estructura en forma de cúpula que se alzaba a tan sólo unos metros por encima de las montañas más altas. El mito de Atlas cuenta que este titán sostenía todo el firmamento sobre sus hombros. [19]
Hacia el año 560 a. C., Anaximandro fue el primero en presentar un sistema en el que los cuerpos celestes giraban a diferentes distancias. Pero erróneamente, pensó que las estrellas estaban más cerca de la Tierra (unas 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 , hacia el año 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 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] En la medida en que el Sol y la Luna se concibieron como cuerpos esféricos, y como no chocan en 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, [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, seguida de los planetas, el Sol y la Luna. [25]
Alrededor del año 350 a. C. , Aristóteles modificó el modelo de Eudoxo suponiendo que las esferas eran materiales y cristalinas. [26] Pudo articular las esferas de la mayoría de los planetas, sin embargo, las esferas de Júpiter y Saturno se cruzaban entre sí. Aristóteles resolvió esta complicación introduciendo una esfera desenrollada. Con todos estos recursos, e incluso suponiendo que los planetas fueran puntos únicos similares a estrellas, la esfera de las estrellas fijas debería estar implícitamente más lejos de lo que se creía anteriormente.
Alrededor del 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 inexacto 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 que el cuerpo menor, la Tierra, debe orbitar alrededor del mayor, el Sol, y no al contrario. [28] Este razonamiento lo llevó a afirmar que, como las estrellas no muestran una 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 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, aproximadamente 2 años luz ,18,93 × 10 12 kilómetros ,11,76 × 10 12 millas ). [29]
En palabras del propio Arquímedes:
Sus hipótesis [de Aristarco] son que las estrellas fijas y el Sol permanecen inmóviles, que la Tierra gira alrededor del Sol en la circunferencia de un círculo, estando el Sol en el medio de la órbita, y que la esfera de estrellas fijas, situada aproximadamente en el mismo centro que el Sol, es tan grande que el círculo en el que él supone que gira la Tierra guarda tal 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 Perge muestra la equivalencia de dos descripciones de los aparentes movimientos retrógrados de los planetas (asumiendo el modelo geocéntrico): una utilizando excéntricas y otra deferentes y epiciclos . [11]
En el siglo siguiente, las medidas 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 de aproximadamente 6.400 km (4.000 mi). [31] Hacia el 150 a. C. Hiparco utilizó la paralaje para determinar que la distancia a la Luna es de aproximadamente 380.000 km (236.100 mi), [32] casi igualando a Aristarco. Esto impuso un radio mínimo para la esfera de las estrellas fijas a 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, al menos, el mismo que el de la Luna), más el grosor 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.
Alrededor del año 130 d. C., Ptolomeo adoptó los epiciclos de Apolonio en su modelo geocéntrico . [33] Los epiciclos se describen como una órbita dentro de una órbita. Por ejemplo, al observar a Venus, Ptolomeo afirmó que orbita alrededor de la Tierra y, al orbitar alrededor de la Tierra, también orbita la órbita original montada en una segunda esfera local menor. (Ptolomeo enfatizó que el movimiento del epiciclo no se aplica al Sol). Este dispositivo necesariamente agranda cada una de las esferas celestes , lo que hace que la esfera exterior de las estrellas fijas sea aún más grande.
Cuando los eruditos aplicaron los epiciclos de Ptolomeo, presumieron que cada esfera planetaria tenía exactamente el espesor suficiente para acomodarlos. [34] Al combinar este modelo de esfera anidada con observaciones astronómicas, los eruditos calcularon lo que se convirtieron 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 , eran lo suficientemente precisos como para mantenerlos en gran medida indiscutidos durante más de 1.500 años. [36] 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 solo 24 horas se consideró improbable, [37] y este punto fue uno de los argumentos de Nicolás Copérnico para dejar atrás 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 no era 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 lejanas 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 Próxima Centauri a solo unos 4,25 años luz.
Los intentos de explicar el universo se derivan de las observaciones de los objetos que se encuentran en el cielo. Históricamente, diferentes culturas tienen varias historias para proporcionar una respuesta a las preguntas de lo que están viendo. La mitología nórdica se origina en el norte de Europa, alrededor de la ubicación geográfica de la región actual de Escandinavia y el norte de Alemania . La mitología nórdica consiste en cuentos y mitos derivados del nórdico antiguo , que era una lengua del norte de Alemania 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 especulaciones sobre las fechas específicas de los poemas escritos, sin embargo, el registro estimado de los textos es de 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 supervivientes se menciona al dios mitológico Odín . Los estudiosos han relatado la historia del mito de la creación de los dioses Aesir, que incluye la idea de estrellas fijas que se encuentra dentro de la teleología del relato. 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 desaparición y crearon el mundo a partir de su cuerpo, fijando chispas de las ardientes Muspelheim , o las estrellas fijas, a la cúpula del cielo, que era el cráneo de Ymir. [41] El mito de la creación nórdica es uno de los varios casos en los que se trataba a las estrellas como 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.
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El conocimiento astronómico occidental se basaba en las ideas tradicionales de las investigaciones filosóficas y observacionales de la Antigüedad griega . Otras culturas contribuyeron a la reflexión sobre las estrellas fijas, entre ellas los babilonios, que desde el siglo XVIII hasta el VI a. C. construyeron mapas de las constelaciones . Los mapas de las estrellas y la idea de las historias mitológicas para explicarlas se fueron adquiriendo en gran medida en todo el mundo y en varias culturas. Una similitud entre todos ellos era la comprensión preliminar 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 más externa 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 el resto de las luminarias móviles.
Platón , Aristóteles y otros pensadores griegos de la antigüedad, y más tarde el modelo ptolemaico del cosmos, mostraron un universo centrado en la Tierra. Ptolomeo influyó con su obra fuertemente matemática, el Almagesto , que intenta explicar la peculiaridad de las estrellas que se mueven. Estas "estrellas errantes", planetas, se mueven sobre un fondo de estrellas fijas que se extienden a lo largo de una esfera que rodea el universo. Esta visión geocéntrica se mantuvo durante la Edad Media, y luego fue refutada por astrónomos y matemáticos posteriores por igual, como Nicolás 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 , [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 desaprobar la esfera aristotélica de las estrellas fijas. (Esto fue un renacimiento de las creencias sostenidas por Demócrito , Epicuro , [45] y Fakhr al-Din al-Razi [46] ).
Los estudios del firmamento se revolucionaron con la invención del telescopio . Galileo Galilei, que lo inventó por primera vez en 1608, se enteró de su existencia y se fabricó un telescopio. [10] Inmediatamente se dio cuenta de que los planetas no eran, de hecho, perfectamente lisos, una teoría que ya había propuesto Aristóteles. [10] Continuó examinando los cielos y las constelaciones y pronto supo que las "estrellas fijas" que se habían estudiado y cartografiado eran sólo una pequeña porción del universo masivo que se encontraba más allá del alcance del ojo desnudo. [10] Cuando en 1610 apuntó su telescopio a la débil franja de la Vía Láctea , descubrió que se disuelve en innumerables manchas blancas similares a estrellas, presumiblemente estrellas más lejanas. [47]
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 sugería que las estrellas no podían simplemente estar fijas o en reposo, ya que sus atracciones gravitacionales causan "atracción mutua" y, por lo tanto, hacen que se muevan en relación unas con otras. [5]
El término " Sistema Solar " entró en el idioma inglés en 1704, cuando John Locke lo utilizó para referirse al Sol, los planetas y los cometas en su conjunto. [48] Para entonces se había establecido más allá de toda duda, gracias al aumento de las observaciones telescópicas más 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.
Los astrónomos y filósofos naturales dividieron 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 una paralaje estelar evidente , que es un cambio en la posición aparente causado por el movimiento orbital de la Tierra. El otro grupo contenía los planetas visibles a simple vista , a los que llamaban estrellas errantes . (El Sol y la Luna a veces también se llamaban estrellas y planetas). Los planetas parecen moverse hacia adelante y hacia atrás , cambiando su posición en períodos cortos de tiempo (semanas o meses). Siempre parecen moverse dentro de la banda de estrellas llamada zodíaco por los occidentales. Los planetas también se pueden distinguir de las estrellas fijas porque las estrellas tienden a titilar, 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 solo aparente; es la Tierra la que se mueve. Este efecto fue 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 movimiento de las estrellas e intentar mediciones. Estos movimientos ascendieron a fracciones significativas, aunque casi imperceptiblemente pequeñas. [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: Alpha Centauri . [49] Henderson no publicó estas observaciones hasta 1839, después de que Friedrich Wilhelm Bessel publicara sus observaciones de paralaje y estimación de la distancia a 61 Cygni en 1838.
Sin embargo, las estrellas fijas también muestran un movimiento real. Este movimiento puede considerarse como si tuviera 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 los sistemas estelares o cúmulos estelares , los componentes individuales incluso se mueven entre sí de manera 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 a través de la línea de visión. [50] En 1718, Edmund Halley anunció su descubrimiento de que las estrellas fijas en realidad tienen movimiento propio. [51] Las culturas antiguas no notaron el movimiento propio porque requiere mediciones precisas durante largos períodos de tiempo para notarlo. De hecho, el cielo nocturno actual se parece mucho al de 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 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 un movimiento propio muy pequeño. [52] Otro enfoque es comparar fotografías de una estrella en diferentes momentos contra un fondo grande 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 se puede revelar espectroscópicamente a través del efecto Doppler-Fizeau , por 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 ( corrimiento 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. [54]
La frase "estrella fija" es técnicamente incorrecta, pero se utiliza en un contexto histórico y en la mecánica clásica. Cuando se utilizan como referencia visual para las observaciones, suelen llamarse estrellas de fondo o simplemente estrellas distantes , aunque conservan el significado intuitivo de que están "fijas" en algún sentido práctico.
En la época de Newton, las estrellas fijas se consideraban un sistema de referencia que supuestamente estaba en reposo con respecto al espacio absoluto . En otros sistemas de referencia, ya fuera 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 sistemas que se aceleraban con respecto a las estrellas fijas, en particular en los sistemas 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 sabemos ahora, 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 sistema inercial se basa en la simplicidad de las leyes de la física en el sistema, en particular, la ausencia de fuerzas ficticias.
La ley de inercia es válida para el sistema de coordenadas galileano, que es un sistema hipotético respecto del cual las estrellas fijas permanecen fijas.
Las estrellas fijas pueden observarse fuera del campo de 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 únicamente la evolución de las distancias entre partículas y no su movimiento. La formación de esta teoría de campos aporta soluciones a las críticas que Leibniz y Mach hicieron a la mecánica de Newton. Como Newton se basaba en el espacio absoluto, la mecánica relacional no lo hace. Describir las estrellas fijas en términos de la mecánica relacional concuerda con la mecánica newtoniana .
El uso de sistemas privilegiados (sistema newtoniano) permite la observación de 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 sistema en el que la posición y la velocidad de una evolución individual se consideran no observables. Los observables en la mecánica relacional son la distancia entre las partículas y los ángulos de las líneas rectas que unen las partículas. Las ecuaciones relacionales tratan de la evolución de las variables de observación porque son independientes de los sistemas y pueden calcular una evolución dada de las distancias que las evoluciones individuales pueden describir desde sistemas diferentes. Esto sólo puede significar que la simetría de calibre emplea mecánica con la característica relacional esencial que Leibniz afirmó.
Leibniz y Mach criticaron el uso del espacio absoluto para validar los marcos newtonianos. Leibniz creía en la relación de los cuerpos en oposición a las evoluciones individuales relativas a marcos definidos metafísicamente. Mach criticaría el concepto de aceleración absoluta de Newton, afirmando que la forma del agua solo prueba la rotación con respecto al resto del universo. La crítica de Mach fue retomada más tarde por Einstein , enunciando el "principio de Mach", la idea de que la inercia está determinada por la interacción con el resto del universo. La mecánica relacional puede considerarse una teoría machista.
La reforma de la mecánica en el siglo XX estuvo plagada de principios relacionales. Las leyes de la mecánica combinan variables potenciales y cinéticas, que en este caso, la 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 la posibilidad de distancias. Sin embargo, estos intentos dieron lugar a muchos conceptos opuestos a la inercia que no fueron respaldados, ante lo cual muchos coincidieron en que debía conservarse la premisa básica de la energía cinética newtoniana.
La evolución de las distancias entre partículas no requiere de sistemas inerciales para mostrarse, sino que los utiliza como coordenadas de las partículas. Las dos leyes 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.
El puritano Thomas Digges (1546-1595?) fue el primer inglés que ofreció una defensa de la teoría copernicana. ... Junto con el relato de Digges hay un diagrama del universo que representa el sistema heliocéntrico rodeado por el orbe de estrellas fijas, descrito por Digges como infinitamente extendido en todas las dimensiones.