Polaris

Polaris é uma estrela na constelação circumpolar do norte da Ursa Menor. É designada α Ursae Minoris (latinizada para Alpha Ursae Minoris) e é comumente chamada de Estrela do Norte ou Estrela Polar. Com uma magnitude aparente que oscila em torno de 1,98, é a estrela mais brilhante da constelação e é facilmente visível a olho nu à noite. A posição da estrela fica a menos de 1° de distância do polo celeste norte, tornando-a a atual estrela do polo norte. A posição estável da estrela no Céu do Norte a torna útil para a navegação.

Como a variável Cefeida mais próxima, sua distância é usada como parte da escada de distância cósmica. A paralaxe estelar revisada de Hipparcos dá uma distância de Polaris de cerca de 433 anos-luz (133 parsecs), enquanto a missão sucessora Gaia dá uma distância de cerca de 448 anos-luz (137 parsecs). Os cálculos por outros métodos variam amplamente.

Apesar de aparecer a olho nu como um único ponto de luz, Polaris é um sistema estelar triplo, composto pela primária, uma supergigante amarela designada Polaris Aa, em órbita com uma companheira menor, Polaris Ab; o par está em uma órbita mais ampla com Polaris B. O par externo AB foi descoberto em agosto de 1779 por William Herschel, onde o 'A' refere-se ao que agora é conhecido como o par Aa/Ab.

Sistema estelar

Componentes Polaris como vistos pelo Telescópio Espacial Hubble

Polaris Aa é uma supergigante amarela evoluída de tipo espectral F7Ib com 5,4 massas solares (M☉). É a primeira Cefeida clássica a ter uma massa determinada a partir de sua órbita. As duas companheiras menores são Polaris B, uma estrela da sequência principal F3 de 1,39 M_☉ orbitando a uma distância de 2.400 unidades astronômicas (AU) e Polaris Ab (ou P), uma estrela F6 muito próxima da sequência principal com uma massa de 1,26 M_☉. Polaris B pode ser resolvido com um telescópio modesto. William Herschel descobriu a estrela em agosto de 1779 usando um telescópio refletor de sua autoria, um dos melhores telescópios da época. Em janeiro de 2006, a NASA divulgou imagens, do telescópio Hubble, que mostravam os três membros do sistema ternário Polaris.

A velocidade radial variável de Polaris A foi relatada por W. W. Campbell em 1899, o que sugeriu que esta estrela é um sistema binário. Como Polaris A é uma variável cefeida conhecida, J. H. Moore em 1927 demonstrou que as mudanças na velocidade ao longo da linha de visão eram devidas a uma combinação do período de pulsação de quatro dias combinado com um período orbital muito mais longo e uma grande excentricidade de cerca de 0,6. Moore publicou elementos orbitais preliminares do sistema em 1929, dando um período orbital de cerca de 29,7 anos com uma excentricidade de 0,63. Este período foi confirmado por estudos de movimento próprio realizados por B. P. Gerasimovič em 1939.

Como parte de sua tese de doutorado, em 1955, E. Roemer usou dados de velocidade radial para derivar um período orbital de 30,46 anos para o sistema Polaris A, com uma excentricidade de 0,64. K. W. Kamper em 1996 produziu elementos refinados com um período de 29,59±0,02 anos e uma excentricidade de 0,608±0.005. Em 2019, um estudo de R. I. Anderson deu um período de 29,32±0,11 anos com uma excentricidade de 0,620 ±0.008.

Pensava-se que havia dois componentes mais amplamente separados - Polaris C e Polaris D - mas foi demonstrado que eles não estão fisicamente associados ao sistema Polaris.

Observação

Variabilidade

Uma curva de luz para Polaris, traçada a partir de TESS dados

Polaris Aa, o componente primário supergigante, é uma variável Cefeida clássica da População I de baixa amplitude, embora já tenha sido pensado para ser uma Cefeida tipo II devido à sua alta latitude galáctica. As cefeidas constituem uma importante vela padrão para determinar a distância, então Polaris, como a estrela mais próxima, é fortemente estudada. A variabilidade de Polaris era suspeita desde 1852; esta variação foi confirmada por Ejnar Hertzsprung em 1911.

A faixa de brilho do Polaris é dada como 1,86–2,13, mas a amplitude mudou desde a descoberta. Antes de 1963, a amplitude era superior a 0,1 magnitude e estava diminuindo gradualmente. Depois de 1966, diminuiu muito rapidamente até ficar abaixo de 0,05 de magnitude; desde então, tem variado erraticamente perto desse intervalo. Foi relatado que a amplitude agora está aumentando novamente, uma reversão não vista em nenhuma outra Cefeida.

Polaris e sua nebulosa de fluxo integrada envolvente

O período, aproximadamente 4 dias, também mudou ao longo do tempo. Ele aumentou constantemente em cerca de 4,5 segundos por ano, exceto por um hiato em 1963–1965. Originalmente, pensava-se que isso se devia à evolução secular de redward (temperatura mais baixa) ao longo da faixa de instabilidade das Cefeidas, mas pode ser devido à interferência entre os modos de pulsação primário e de primeiro harmônico. Os autores discordam se o Polaris é um pulsador fundamental ou de primeiro tom e se ele está cruzando a faixa de instabilidade pela primeira vez ou não.

A temperatura do Polaris varia apenas uma pequena quantidade durante suas pulsações, mas a quantidade dessa variação é variável e imprevisível. As mudanças erráticas de temperatura e a amplitude das mudanças de temperatura durante cada ciclo, de menos de 50 K a pelo menos 170 K, podem estar relacionadas à órbita com Polaris Ab.

Pesquisas relatadas na Science sugerem que Polaris é 2,5 vezes mais brilhante hoje do que quando Ptolomeu o observou, mudando de terceira para segunda magnitude. O astrônomo Edward Guinan considera isso uma mudança notável e está registrado como tendo dito que "se forem reais, essas mudanças são 100 vezes maiores do que [aquelas] previstas pelas teorias atuais de evolução estelar".

Papel como estrela polar

Como Polaris está quase em linha reta com o eixo de rotação da Terra "acima" o Pólo Norte - o pólo celeste norte - Polaris fica quase imóvel no céu, e todas as estrelas do céu do norte parecem girar em torno dele. Portanto, é um excelente ponto fixo de onde tirar medidas para navegação celeste e astrometria. A elevação da estrela acima do horizonte dá a latitude aproximada do observador.

Em 2018, Polaris estava a 0,66° de distância do polo de rotação (1,4 vezes o disco da Lua) e, portanto, gira em torno do polo em um pequeno círculo de 1,3° de diâmetro. Ele estará mais próximo do pólo (cerca de 0,45 grau) logo após o ano 2100. Por estar tão próximo do pólo norte celeste, sua ascensão reta está mudando rapidamente devido à precessão do eixo da Terra, passando de 2,5 h em 2000 dC a 6h em 2100 dC. Duas vezes em cada dia sideral o azimute de Polaris é o norte verdadeiro; o resto do tempo é deslocado para leste ou oeste, e o rumo deve ser corrigido usando tabelas ou uma regra de ouro. A melhor aproximação é feita usando o bordo de ataque da "Big Dipper" asterismo na constelação da Ursa Maior. A borda principal (definida pelas estrelas Dubhe e Merak) é referenciada a um mostrador de relógio, e o verdadeiro azimute de Polaris calculado para diferentes latitudes.

O aparente movimento de Polaris em direção e, no futuro, longe do pólo celeste, é devido à precessão dos equinócios. O pólo celeste se afastará de α UMi após o século 21, passando perto de Gamma Cephei por volta do século 41, movendo-se em direção a Deneb por volta do século 91.

O pólo celeste estava perto de Thuban por volta de 2750 AC, e durante a antiguidade clássica, estava ligeiramente mais próximo de Kochab (β UMi) do que de Polaris, embora ainda cerca de 10° de qualquer estrela. Era aproximadamente a mesma distância angular de β UMi para α UMi no final da antiguidade tardia. O navegador grego Pytheas em ca. 320 aC descreveu o pólo celeste como desprovido de estrelas. No entanto, como uma das estrelas mais brilhantes perto do pólo celeste, Polaris foi usada para navegação pelo menos desde a antiguidade tardia e descrita como ἀεί φανής (aei phanēs) "sempre visível" por Stobaeus (século V), e poderia razoavelmente ser descrito como stella polaris por volta da Alta Idade Média. Em sua primeira viagem transatlântica em 1492, Cristóvão Colombo teve que corrigir o "círculo descrito pela estrela polar em torno do pólo". Na peça Júlio César de Shakespeare, escrita por volta de 1599, César se descreve como sendo "tão constante quanto a estrela do norte", embora na época de César não houvesse uma estrela do norte constante.

Polaris foi referenciado no livro de Nathaniel Bowditch de 1802, American Practical Navigator, onde é listado como uma das estrelas de navegação.

Nomes

O conceito deste artista mostra: supergigante Polaris Aa, anã Polaris Ab, e a distante companheira anã Polaris B.

O nome moderno Polaris é uma abreviação do neo-latino stella polaris "estrela polar", cunhado no Renascimento quando a estrela se aproximava do céu pólo para dentro de alguns graus. Gemma Frisius, escrevendo em 1547, referiu-se a ela como stella illa quae polaris dicitur ("aquela estrela que é chamada de 'polar'"), colocando-a 3 ° 8' do pólo celeste.

Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um Grupo de Trabalho sobre Nomes Estelares (WGSN) para catalogar e padronizar nomes próprios para estrelas. O primeiro boletim do WGSN de julho de 2016 incluiu uma tabela dos dois primeiros lotes de nomes aprovados pelo WGSN; que incluiu Polaris para a estrela α Ursae Minoris Aa.

Na antiguidade, Polaris ainda não era a estrela visível a olho nu mais próxima do pólo celeste, e toda a constelação da Ursa Menor era usada para navegação, em vez de qualquer estrela isolada. Polaris se aproximou o suficiente do pólo para ser a estrela mais próxima a olho nu, embora ainda a uma distância de vários graus, no início do período medieval, e vários nomes referentes a essa característica como estrela polar têm sido usados desde o período medieval. Em inglês antigo, era conhecido como scip-steorra ("ship-star"){{cn}}; No poema rúnico do inglês antigo, a runa T está aparentemente associada a "uma constelação circumpolar", ou o planeta Marte.

Nos Puranas hindus, tornou-se personificado sob o nome de Dhruva ("imóvel, fixo"). No período medieval posterior, tornou-se associado ao título mariano de Stella Maris "Estrela do Mar" (assim em Bartholomeus Anglicus, c. 1270s) Um nome inglês mais antigo, atestado desde o século 14, é lodestar "estrela guia", cognato do nórdico antigo leiðarstjarna, do alto alemão médio leitsterne.

O antigo nome da constelação da Ursa Menor, Cynosura (do grego κυνόσουρα "o rabo do cachorro"), tornou-se associado à estrela polar em particular no início do período moderno. Uma identificação explícita de Maria como stella maris com a estrela polar (Stella Polaris), bem como o uso de Cynosura como nome da estrela, é evidente no título Cynosura seu Mariana Stella Polaris (ou seja, "Cynosure, or the Marian Polar Star"), uma coleção de poesia mariana publicada por Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) em 1655.

Seu nome na astronomia tradicional árabe pré-islâmica era al-Judayy الجدي ("o garoto", no sentido de uma cabra juvenil ["le Chevreau&# 34;] em Description des Etoiles fixes), e esse nome também foi usado na astronomia islâmica medieval. Naquela época, ainda não estava tão perto do pólo celeste norte como está agora, e costumava girar em torno do pólo.

Polaris retratado na bandeira de Nunavut

Foi invocado como um símbolo de firmeza na poesia, como "estrela inabalável" por Spenser. O soneto 116 de Shakespeare é um exemplo do simbolismo da estrela do norte como um princípio orientador: "[O amor] é a estrela de todo latido errante / Cujo valor é desconhecido, embora sua altura seja medida." Em Júlio César, ele faz César explicar sua recusa em conceder um perdão dizendo: "Sou tão constante quanto a estrela do norte/De cuja verdadeira qualidade fixa e repousante/Não há companheiro". no firmamento./Os céus estão pintados com incontáveis faíscas,/Eles são todos fogo e todos brilham,/Mas há apenas um em todos que mantém seu lugar;/Assim no mundo' (III, i, 65-71). Claro, Polaris não vai "constantemente" permanecem como a estrela do norte devido à precessão, mas isso só é perceptível ao longo dos séculos.

Na astronomia Inuit, Polaris é conhecido como Niqirtsuituq (silábico: ᓂᕿᕐᑦᓱᐃᑐᖅ). É representado na bandeira e no brasão de armas do território canadense Inuit de Nunavut, bem como na bandeira do estado americano do Alasca.

No conhecimento tradicional das estrelas Lakota, Polaris é chamada de "Wičháȟpi owáŋžila". Isso se traduz em "A estrela que fica parada". Este nome vem de uma história Lakota em que ele se casou com Tapun San Win "Red Cheeked Woman". No entanto, ela caiu dos céus e, em sua dor, ele olhou para baixo de "waŋkátu" (a terra acima) para sempre.

Os Plains Cree chamam a estrela em Nehiyawewin: acâhkos êkâ kâ-âhcît "a estrela que não se move" (silábica: ᐊᒑᐦᑯᐢ ᐁᑳ ᑳ ᐋᐦᒌᐟ). Em Mi'kmawi'simk, a estrela é chamada de Tatapn.

Distância

A paralaxe estelar é a base para o parsec, que é a distância do Sol para um objeto astronômico que tem um ângulo de paralaxe de um segundo arco. (1 UA e 1 pc não são para escala, 1 pc = cerca de 206265 UA)

Muitos artigos recentes calculam a distância até Polaris em cerca de 433 anos-luz (133 parsecs), com base em medições de paralaxe do satélite de astrometria Hipparcos. As estimativas de distância mais antigas costumavam ser um pouco menores, e pesquisas baseadas em análises espectrais de alta resolução sugerem que pode estar até 110 anos-luz mais perto (323 ly/99 pc). Polaris é a variável Cefeida mais próxima da Terra, portanto seus parâmetros físicos são de importância crítica para toda a escala de distância astronômica. É também o único com uma massa medida dinamicamente.

A espaçonave Hipparcos usou a paralaxe estelar para fazer medições de 1989 e 1993 com precisão de 0,97 miliarcsegundos (970 microsegundos de arco) e obteve medições precisas para distâncias estelares de até 1.000 pc de distância. Os dados do Hipparcos foram examinados novamente com correção de erros e técnicas estatísticas mais avançadas. Apesar das vantagens da astrometria de Hipparcos, a incerteza em seus dados Polaris foi apontada e alguns pesquisadores questionaram a precisão de Hipparcos ao medir Cefeidas binárias como Polaris. A redução Hipparcos especificamente para Polaris foi reexaminada e reafirmada, mas ainda não há um consenso generalizado sobre a distância.

O próximo grande passo em medições de paralaxe de alta precisão vem de Gaia, uma missão de astrometria espacial lançada em 2013 e destinada a medir a paralaxe estelar em 25 microsegundos de arco (μas). Embora tenha sido originalmente planejado limitar as observações de Gaia a estrelas mais fracas que magnitude 5,7, testes realizados durante a fase de comissionamento indicaram que Gaia poderia identificar autonomamente estrelas tão brilhantes quanto magnitude 3. Quando Gaia entrou em operações científicas regulares em julho de 2014, ele foi configurado para processar rotineiramente estrelas na faixa de magnitude 3 – 20. Além desse limite, procedimentos especiais são usados para baixar dados brutos de varredura para as 230 estrelas restantes com magnitude superior a 3; métodos para reduzir e analisar esses dados estão sendo desenvolvidos; e espera-se que haja "cobertura completa do céu no final claro" com erros padrão de "algumas dezenas de µas". Gaia Data Release 2 não inclui uma paralaxe para Polaris, mas uma distância inferida a partir dela é 136,6±0.5 pc (445.5 ly) para Polaris B, um pouco mais longe do que a maioria das estimativas anteriores e várias vezes mais preciso. Isso foi aprimorado para 137,2±0,3 pc (447,6 ly), após a publicação do catálogo Gaia Data Release 3 em 13 de junho de 2022, que substituiu Gaia Data Release 2.

Galeria

• 

  Polaris é a estrela mais brilhante na constelação de Ursa Menor (à direita).

• 

  Big Dipper e Ursa Menor em relação a Polaris

• 

  Uma trilha típica do Hemisfério Norte com Polaris no centro.

• 

  Uma visão de Polaris em um pequeno telescópio. Polaris B é separado por 18 segundos de arco da estrela primária, Polaris A.

• 

  Um lapso de tempo de 4 dias de Polaris ilustrando sua variabilidade tipo Cepheid.

• 

  Polaris retratado no brasão de braços de Utsjoki