Estrella polar
Polaris es una estrella en la constelación circumpolar del norte de Ursa Minor. Se designa como α Ursae Minoris (latinizado a Alpha Ursae Minoris) y comúnmente se le llama Estrella del Norte o Estrella Polar. Con una magnitud aparente que fluctúa alrededor de 1,98, es la estrella más brillante de la constelación y es fácilmente visible a simple vista por la noche. La posición de la estrella se encuentra a menos de 1° del polo norte celeste, lo que la convierte en la actual estrella del polo norte. La posición estable de la estrella en el Cielo del Norte la hace útil para la navegación.
Como la variable cefeida más cercana, su distancia se usa como parte de la escala de distancia cósmica. El paralaje estelar revisado de Hipparcos da una distancia a Polaris de unos 433 años luz (133 parsecs), mientras que la misión sucesora Gaia da una distancia de unos 448 años luz (137 parsecs). Los cálculos por otros métodos varían ampliamente.
Aunque aparece a simple vista como un único punto de luz, Polaris es un sistema estelar triple, compuesto por una supergigante amarilla primaria denominada Polaris Aa, en órbita con una compañera más pequeña, Polaris Ab; el par está en una órbita más amplia con Polaris B. El par exterior AB fue descubierto en agosto de 1779 por William Herschel, donde el 'A' se refiere a lo que ahora se conoce como el par Aa/Ab.
Sistema estelar
Polaris Aa es una supergigante amarilla evolucionada de tipo espectral F7Ib con 5,4 masas solares (M☉). Es la primera Cefeida clásica en tener una masa determinada a partir de su órbita. Los dos compañeros más pequeños son Polaris B, una estrella de secuencia principal F3 de 1,39 M☉ que orbita a una distancia de 2400 unidades astronómicas (AU) y Polaris Ab (o P), una estrella de secuencia principal F6 muy cercana con una masa de 1,26 M☉. Polaris B se puede resolver con un telescopio modesto. William Herschel descubrió la estrella en agosto de 1779 utilizando un telescopio reflector propio, uno de los mejores telescopios de la época. En enero de 2006, la NASA publicó imágenes del telescopio Hubble que mostraban a los tres miembros del sistema ternario Polaris.
W. W. Campbell informó sobre la velocidad radial variable de Polaris A en 1899, lo que sugirió que esta estrella es un sistema binario. Dado que Polaris A es una variable cefeida conocida, J. H. Moore en 1927 demostró que los cambios en la velocidad a lo largo de la línea de visión se debían a una combinación del período de pulsación de cuatro días combinado con un período orbital mucho más largo y una gran excentricidad de alrededor de 0,6. Moore publicó elementos orbitales preliminares del sistema en 1929, dando un período orbital de unos 29,7 años con una excentricidad de 0,63. Este período fue confirmado por estudios de movimiento propio realizados por B. P. Gerasimovič en 1939.
Como parte de su tesis doctoral, en 1955, E. Roemer usó datos de velocidad radial para derivar un período orbital de 30,46 años para el sistema Polaris A, con una excentricidad de 0,64. K. W. Kamper en 1996 produjo elementos refinados con un período de 29,59±0.02 años y una excentricidad de 0.608< span style="margin-left:0.3em;margin-right:0.15em;">±0.005. En 2019, un estudio de R. I. Anderson dio un período de 29,32±0.11 años con una excentricidad de 0.620 ±0.008.
Alguna vez se pensó que había dos componentes más separados, Polaris C y Polaris D, pero se ha demostrado que no están físicamente asociados con el sistema Polaris.
Observación
Variabilidad
Polaris Aa, el componente primario supergigante, es una variable Cefeida clásica de Población I de baja amplitud, aunque alguna vez se pensó que era una Cefeida de tipo II debido a su alta latitud galáctica. Las cefeidas constituyen una vela estándar importante para determinar la distancia, por lo que Polaris, como la estrella más cercana, está muy estudiada. La variabilidad de Polaris se sospechaba desde 1852; esta variación fue confirmada por Ejnar Hertzsprung en 1911.
El rango de brillo de Polaris es de 1,86 a 2,13, pero la amplitud ha cambiado desde su descubrimiento. Antes de 1963, la amplitud era de más de 0,1 de magnitud y estaba disminuyendo muy gradualmente. Después de 1966, disminuyó muy rápidamente hasta una magnitud inferior a 0,05; desde entonces, ha variado erráticamente cerca de ese rango. Se ha informado que la amplitud ahora está aumentando nuevamente, una inversión que no se ve en ninguna otra Cefeida.
El período, aproximadamente 4 días, también ha cambiado con el tiempo. Ha aumentado constantemente en alrededor de 4,5 segundos por año, excepto por una pausa en 1963-1965. Originalmente se pensó que esto se debía a la evolución secular hacia el rojo (temperatura más baja) a través de la franja de inestabilidad de las Cefeidas, pero puede deberse a la interferencia entre los modos de pulsación primaria y de primer sobretono. Los autores no están de acuerdo sobre si Polaris es un pulsador fundamental o de primer sobretono y si está cruzando la franja de inestabilidad por primera vez o no.
La temperatura de Polaris varía solo una pequeña cantidad durante sus pulsaciones, pero la cantidad de esta variación es variable e impredecible. Los cambios erráticos de temperatura y la amplitud de los cambios de temperatura durante cada ciclo, desde menos de 50 K hasta al menos 170 K, pueden estar relacionados con la órbita con Polaris Ab.
La investigación publicada en Science sugiere que Polaris es 2,5 veces más brillante hoy que cuando Ptolomeo la observó, cambiando de tercera a segunda magnitud. El astrónomo Edward Guinan considera que se trata de un cambio notable y consta que "si son reales, estos cambios son 100 veces mayores que [los] predichos por las teorías actuales de la evolución estelar".
Papel como estrella polar
Debido a que Polaris se encuentra casi en línea directa con el eje de rotación de la Tierra 'por encima' el Polo Norte, el polo norte celeste, Polaris permanece casi inmóvil en el cielo, y todas las estrellas del cielo del norte parecen girar a su alrededor. Por lo tanto, es un excelente punto fijo desde el cual tomar medidas para la navegación celeste y la astrometría. La elevación de la estrella sobre el horizonte da la latitud aproximada del observador.
En 2018, Polaris estaba a 0,66° del polo de rotación (1,4 veces el disco lunar) y, por lo tanto, gira alrededor del polo en un pequeño círculo de 1,3° de diámetro. Estará más cerca del polo (alrededor de 0,45 grados) poco después del año 2100. Debido a que está tan cerca del polo norte celeste, su ascensión recta está cambiando rápidamente debido a la precesión del eje de la Tierra, pasando de 2,5 h en 2000 d. C. a 6 h en 2100 d. C. Dos veces en cada día sideral Polaris' el acimut es el norte verdadero; el resto del tiempo se desplaza hacia el este o hacia el oeste, y el rumbo debe corregirse mediante tablas o una regla empírica. La mejor aproximación se realiza utilizando el borde de ataque del "Big Dipper" asterismo en la constelación de la Osa Mayor. El borde de ataque (definido por las estrellas Dubhe y Merak) hace referencia a la esfera de un reloj, y el verdadero azimut de Polaris se calculó para diferentes latitudes.
El movimiento aparente de Polaris hacia y, en el futuro, alejándose del polo celeste, se debe a la precesión de los equinoccios. El polo celeste se alejará de α UMi después del siglo XXI, pasando cerca de Gamma Cephei alrededor del siglo 41, moviéndose hacia Deneb alrededor del siglo 91.
El polo celeste estaba cerca de Thuban alrededor del año 2750 a.C. y durante la antigüedad clásica estaba un poco más cerca de Kochab (β UMi) que de Polaris, aunque todavía sobre 10° de cualquier estrella. Estaba aproximadamente a la misma distancia angular de β UMi que de α UMi a fines de la antigüedad tardía. El navegante griego Pytheas en ca. 320 aC describió el polo celeste como desprovisto de estrellas. Sin embargo, como una de las estrellas más brillantes cerca del polo celeste, Polaris se utilizó para la navegación al menos desde la antigüedad tardía y se describe como ἀεί φανής (aei phanēs) "siempre visible" por Stobaeus (siglo V), y podría describirse razonablemente como stella polaris de alrededor de la Alta Edad Media. En su primer viaje transatlántico en 1492, Cristóbal Colón tuvo que corregir el "círculo descrito por la estrella polar alrededor del polo". En la obra de Shakespeare Julio César, escrita alrededor de 1599, César se describe a sí mismo como "tan constante como la estrella del norte", aunque en la época de César no había una estrella del norte constante.
Polaris fue mencionado en el libro de Nathaniel Bowditch de 1802, American Practical Navigator, donde aparece como una de las estrellas de navegación.
Nombres
El nombre moderno Polaris es una abreviatura del nuevo latín stella polaris "estrella polar", acuñado en el Renacimiento cuando la estrella se había acercado al polo celeste dentro de unos pocos grados. Gemma Frisius, escribiendo en 1547, se refirió a ella como stella illa quae polaris dicitur ("esa estrella que se llama 'polar'"), colocándola 3 ° 8' del polo celeste.
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de WGSN de julio de 2016 incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por WGSN; que incluía Polaris para la estrella α Ursae Minoris Aa.
En la antigüedad, Polaris aún no era la estrella visible a simple vista más cercana al polo celeste, y toda la constelación de Ursa Minor se usaba para la navegación en lugar de una sola estrella. Polaris se movió lo suficientemente cerca del polo para ser la estrella más cercana a simple vista, aunque todavía a una distancia de varios grados, en el período medieval temprano, y desde la época medieval se han utilizado numerosos nombres que se refieren a esta característica como estrella polar.. En inglés antiguo, se conocía como scip-steorra ("ship-star"){{cn}}; En el poema rúnico en inglés antiguo, la runa T aparentemente está asociada con 'una constelación circumpolar', o el planeta Marte.
En los Puranas hindúes, se personificó bajo el nombre Dhruva ("inamovible, fijo"). En el período medieval tardío, se asoció con el título mariano de Stella Maris "Estrella del mar" (así en Bartholomeus Anglicus, c. 1270s) Un nombre inglés más antiguo, atestiguado desde el siglo XIV, es lodestar "estrella guía", relacionado con el nórdico antiguo leiðarstjarna, alto alemán medio leitsterne.
El antiguo nombre de la constelación de la Osa Menor, Cynosura (del griego κυνόσουρα< /span> "la cola del perro"), se asoció con la estrella polar en particular a principios del período moderno. Una identificación explícita de María como stella maris con la estrella polar (Stella Polaris), así como el uso de Cynosura como nombre de la estrella, es evidente en el título. Cynosura seu Mariana Stella Polaris (es decir, "Cynosura, o la estrella polar mariana"), una colección de poesía mariana publicada por Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) en 1655.
Su nombre en la astronomía árabe preislámica tradicional era al-Judayy الجدي ("el cabrito", en el sentido de una cabra juvenil ["le Chevreau&# 34;] en Description des Etoiles fixes), y ese nombre también se usó en la astronomía islámica medieval. En aquellos tiempos, aún no estaba tan cerca del polo norte celeste como lo está ahora, y solía girar alrededor del polo.
Se invocaba como símbolo de firmeza en la poesía, como "estrella firme" por Spenser. El soneto 116 de Shakespeare es un ejemplo del simbolismo de la estrella polar como principio rector: "[El amor] es la estrella de todo ladrido errante / Cuyo valor se desconoce, aunque se tome su altura".." En Julio César, hace que César explique su negativa a conceder el perdón diciendo: "Soy tan constante como la estrella del norte/De cuya cualidad fija y en reposo/No hay compañero". en el firmamento./Los cielos están pintados con innumerables chispas,/Todos son fuego y todos brillan,/Pero sólo hay uno en todos que ocupa su lugar;/Así en el mundo" (III, i, 65–71). Por supuesto, Polaris no "constantemente" permanecen como la estrella del norte debido a la precesión, pero esto solo se nota a lo largo de los siglos.
En la astronomía inuit, Polaris se conoce como Niqirtsuituq (
En el conocimiento tradicional de las estrellas Lakota, Polaris se llama "Wičháȟpi owáŋžila". Esto se traduce como "La estrella que permanece quieta". Este nombre proviene de una historia de Lakota en la que se casó con Tapun San Win 'Mujer de mejillas rojas'. Sin embargo, ella cayó de los cielos y, en su dolor, él miró hacia abajo desde "waŋkátu" (la tierra de arriba) para siempre.
Los Cree de las Llanuras llaman a la estrella en Nehiyawewin: acâhkos êkâ kâ-âhcît "la estrella que no se mueve" (
Distancia
Muchos artículos recientes calculan la distancia a Polaris en aproximadamente 433 años luz (133 parsecs), según las mediciones de paralaje del satélite de astrometría Hipparcos. Las estimaciones de distancia más antiguas a menudo eran ligeramente menores, y la investigación basada en análisis espectrales de alta resolución sugiere que puede estar hasta 110 años luz más cerca (323 ly/99 pc). Polaris es la variable Cefeida más cercana a la Tierra, por lo que sus parámetros físicos son de importancia crítica para toda la escala de distancias astronómicas. También es el único con una masa medida dinámicamente.
| Año | Componente | Distancia, ly (pc) | Notas |
|---|---|---|---|
| 2006 | A | 330 ly (101 pc) | Turner |
| 2007 | A | 433 ly (133 pc) | Hipparcos |
| 2008 | B | 359 ly (110 pc) | Usenko " Klochkova " |
| 2013 | B | 323 ly (99 pc) | Turner, et al. |
| 2014 | A | ≥ 385 ly (≥ 118 pc) | Neilson |
| 2018 | B | 521 ly (160pc) | Bond et al. |
| 2018 | B | 445,3 ly (136,6 pc) | Gaia DR2 |
| 2020 | B | 447.6 ly (137.2pc) | Gaia DR3 |
| A Nueva revisión de las observaciones de 1989 a 1993, publicada por primera vez en 1997 |
| B Distancia estadística calculada usando una distancia débil antes |
La nave espacial Hipparcos usó paralaje estelar para tomar medidas de 1989 y 1993 con una precisión de 0,97 miliarcosegundos (970 microarcosegundos), y obtuvo medidas precisas para distancias estelares de hasta 1000 pc de distancia. Los datos de Hipparcos se examinaron de nuevo con técnicas estadísticas y de corrección de errores más avanzadas. A pesar de las ventajas de la astrometría de Hipparcos, se ha señalado la incertidumbre en sus datos de Polaris y algunos investigadores han cuestionado la precisión de Hipparcos al medir cefeidas binarias como Polaris. La reducción de Hipparcos específicamente para Polaris ha sido reexaminada y reafirmada, pero aún no existe un acuerdo generalizado sobre la distancia.
El próximo gran paso en las mediciones de paralaje de alta precisión proviene de Gaia, una misión de astrometría espacial lanzada en 2013 y cuyo objetivo es medir el paralaje estelar con una precisión de 25 microarcosegundos (μas). Aunque originalmente se planeó limitar las observaciones de Gaia a estrellas de una magnitud inferior a 5,7, las pruebas realizadas durante la fase de puesta en marcha indicaron que Gaia podía identificar de forma autónoma estrellas tan brillantes como de magnitud 3. Cuando Gaia entró en operaciones científicas regulares en julio de 2014, se configuró para procesar rutinariamente estrellas en el rango de magnitud de 3 a 20. Más allá de ese límite, se utilizan procedimientos especiales para descargar datos de escaneo sin procesar para las 230 estrellas restantes más brillantes que la magnitud 3; se están desarrollando métodos para reducir y analizar estos datos; y se espera que haya "cobertura completa del cielo en el extremo brillante" con errores estándar de "algunas docenas de µas". Gaia Data Release 2 no incluye un paralaje para Polaris, pero la distancia inferida es 136,6±0.5 pc (445.5 al.) para Polaris B, algo más que la mayoría de las estimaciones anteriores y varias veces más preciso. Esto se mejoró aún más a 137.2±0,3 pc (447,6 años), tras la publicación del catálogo Gaia Data Release 3 el 13 de junio de 2022, que reemplazó a Gaia Data Release 2.
Galería
Polaris es la estrella más brillante de la constelación de Ursa Menor (derecha superior).
Big Dipper y Ursa Menor en relación con Polaris
Un típico sendero estrella del hemisferio norte con Polaris en el centro.
Una vista de Polaris en un pequeño telescopio. Polaris B está separado por 18 segundos de arco de la estrella primaria, Polaris A.
Un lapso de 4 días de Polaris que ilustra su variabilidad tipo Cepheid.
![Polaris pictured in the coat of arms of Utsjoki[citation needed]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e6/Utsjoki.vaakuna.svg/107px-Utsjoki.vaakuna.svg.png)
Polaris en el escudo de armas de Utsjoki
![Polaris pictured in the coat of arms of Utsjoki[citation needed]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Utsjoki.vaakuna.svg)
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