Medir el brillo de las estrellas

El sistema para medir el brillo de las estrellas data del siglo II a.C. y se debe al astrónomo griego Hiparco, que clasificó las estrellas más brillantes perceptibles a simple vista como de 1ª magnitud, y las más débiles como de 6ª magnitud.

El sistema de magnitudes actual se ha ampliado a objetos más débiles y más brillantes, pero la regla sigue siendo la misma: cuanto más débil sea un objeto, mayor es su magnitud. Los astros muy brillantes tienen magnitudes negativas. El Sol refulge con magnitud -26.8. La estrella más brillante del cielo nocturno, Sirio (Sirius), luce con magnitud -1.4. Vega tiene magnitud 0. Las estrellas del Carro tienen magnitud en torno a 2, mientras que los objetos más débiles que pueden detectarse con los grandes telescopios poseen magnitudes en torno a +30. Una diferencia de 5 magnitudes implica una diferencia de 100 veces en brillo.

El Sol I

Durante los 1.800 años que siguieron a la época de Hiparco, los conocimientos del hombre sobre las dimensiones del Universo no progresaron. Parecía imposible calcular la distancia de cualquiera de los planetas, exceptuando la Luna, y si bien es cierto que se hicieron diversas especulaciones en torno a la distancia del Sol, ninguna de ellas poseía valor alguno.

Una de las razones que explican esta falta de progreso después de los tiempos de Hiparco es que los griegos habían desarrollado un modelo del sistema planetario cuyas aplicaciones eran bastante limitadas. Tanto Hiparco como los astrónomos que vinieron después que él consideraban la Tierra como el centro del Universo. La Luna y el resto de los planetas giraban (de un modo bastante complicado) alrededor de la Tierra; más allá de aquéllos giraba también la bóveda de las estrellas alrededor de nuestro planeta. Los detalles de este sistema quedaron registrados para la posteridad en las obras de otro astrónomo, Claudio Ptolomeo, que vivió en Egipto y escribió hacia el año 130 d.C. El sistema geocéntrico (Tierra en el centro) se denomina a menudo sistema ptolemaico en honor suyo.

Tal sistema permitió a los astrónomos calcular los movimientos aparentes de los planetas respecto al fondo de las estrellas con una precisión suficiente para las necesidades de aquel tiempo. Pero esta precisión no bastaba para calcular distancias más allá de la Luna.

La astronomía en Grecia II

Aristarco, en el siglo III a.C., rompió con la tradición al proponer un universo centrado en el Sol, pero su modelo cósmico, tan radical, fue ridiculizado y luego olvidado. También intentó medir los tamaños del Sol y la Luna, así como sus distancias a la Tierra, pero su esfuerzo no dio resultado por la tosquedad de la instrumentación de la época.

El mayor astrónomo de la antigüedad fue Hiparco, del siglo II a.C. Midió con exactitud la distancia entre la Tierra y la Luna y dedujo un valor de 29,5 diámetros terrestres, muy cerca del valor verdadero, 30. Compiló el primer catálogo estelar conocido, e ideó el sistema de magnitudes estelares que aún se emplea para comparar el brillo de las estrellas. Pero su mayor hallazgo surgió al examinar observaciones estelares antiguas. Al comparar sus observaciones con registros anteriores halló diferencias que le permitieron descubrir la precesión, una oscilación lenta del eje terretre causada por la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol.

El último gran astrónomo griego de la antigüedad fue Claudios Ptolemaios, conocido como Tolomeo. Vivió en Alejandría, Egipto, en el siglo II de nuestra era. Apoyándose en las observaciones de Hiparco, Tolomeo desarrolló una teoría matemática detallada para predecir los movimientos del Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, bosada en un modelo de universo centrado en la Tierra. Su trabajo vio la luz como un libro conocido hoy por su título en árabe, el Almagesto.

Tolomeo y todos los astrónomos de la antigüedad consideraban que la perfección de los cuerpos celestes los obligaba a seguir solamente trayectorias con formas perfectas, o sea, circulares. El sistema tolemaico exige, por tanto, que todos los objetos se desplacen a velocidades constantes a lo largo de órbitas circulares. Hasta las observaciones más toscas evidencian que esto es falso, de manera que Tolomeo dotó a sus órbitas de epiciclos: circunferencias menores superpuestas a las principales. Además, permitió que algunas órbitas no estuvieran centradas exactamente en la Tierra.