La obra De Stella Nova

De Stella Nova in Pede Serpentarii (literalmente Sobre la estrella nueva situada a los pies de Serpentario), más conocido con el nombre abreviado de De Stella Nova es un libro escrito por el astrónomo Johannes Kepler en 1605 y 1606, que relata la observación de una "nueva estrella" (Nova Stella) según la terminología de la época, aparecida en otoño de 1604 en la constelación de Ofiuco, antiguamente denominada Serpentario. Esta estrella, fue visible durante poco menos de un año (desde octubre de 1604 a octubre de 1605) y era en realidad una supernova, es decir, la explosión de una estrella en el final de su vida. La obra fue publicada en el año 1606 en Praga (actualmente en la República Checa) por Paul Sess.

Contenido de la obra

La supernova de 1604 se benefició de unas condiciones de observación muy buenas, sobre todo en el momento de su descubrimiento, ayudado por el hecho de que una conjunción planetaria Júpiter-Marte tenía lugar simultáneamente en una dirección muy próxima donde la supernova apareció. Por este motivo, existen un gran número de testimonios que relatan su observación, pero las observaciones de Kepler, y los datos que aportó al compilar las observaciones de otros astrónomos europeos hacen de Stella Nova un documento muy importante a la vez para el estudio de la supernova misma, pero también para estudio de la astronomía de principios del siglo XVII.

Posición

Página de De Nova Stella que muestra la posición de la nueva estrella medida por Johannes Kepler. Esta designada por la letra "N", situada sobre el pie derecho de el hombre que lleva una serpiente, que representa la constelación de Ofiuco.

Desde el descubrimiento de la estrella, Kepler efectuó mediciones diarias de las distancias angulares entre la estrella nueva y diversas estrellas fijas. No midió ningún desplazamiento notable de la estrella nueva con respecto a las seis estrellas que tomó como referencia, 7sigma; Sagittarii, η Ophiuchi, α Ophiuchi, ζ Ophiuchi, α Aquilae y α Scorpii, con un error típico del orden de un minuto de arco, precisión remarcable para la època. Es probable que la refracción atmosférica, debido a la baja declinación del astro, situado muy bajo en el horizonte en la latitud de observación de Kepler (Praga, aproximadamente a unos 50º N) fuese el origen de la mayor parte de los errores en las mediciones hechas por Kepler, aunque es dificil de saberlo con certeza, por que ni las condiciones atmosféricas ni la hora de observación, influyendo las dos en la amplitud de la refracción, no se mencionan en la obra. Kepler también menciona las mediciones de la posición hechas por el astronómo David Fabricius desde Osteel (actual Alemania), que concordaban con las suyas, cosa fácilmente visible por el hecho de que estrellas de referencia utilizadas por este último eran practicamente las mismas que utilizó Kepler. Estas mediciones tan precisas son las que permitieron a Walter Baade encontrar en 1943 el remanente de esta supernova, SNR G4.5+6.8, e identificar que este fenómeno fue debido a una supernova. De todas formas, las mediciones de Kepler le habían permitido adquirir la certeza que este astro no presentaba un paralaje notable, y probaba así, junto con la estrella nueva observada 32 años antes por Tycho Brahe (otra supernova, SN 1572) la falsedad del dogma de la inmutabilidad de los cielos que databa de la época aristoteliana.

Curva de luminosidad

Kepler menciona igualmente sus mediciones sobre la luminosidad del astro, realizadas por comparación con diversos astros (Júpiter, Venus, Marte) y varias estrellas situadas en las proximidades de la estrella nueva. Estas mediciones son suficientemente presisas y extendidas en el tiempo (durante un período de un año exactamente) para permitir reconstituir la curva de luz aproximada del astro, que lleva la marca característica de una supernova.

Referencias

• F. Richard Stephenson & David A. Green (2002). Historical supernovae and their remnants (en inglés). Oxford: Clarendon Press, pp. 60-81. ISBN 0198507666.