Polaris es una estrella en la constelación circumpolar norteña de la Osa Menor . Se le denomina α Ursae Minoris ( latinizado a Alpha Ursae Minoris ) y comúnmente se le llama Estrella Polar o Estrella Polar . Con una magnitud visual aparente que fluctúa alrededor de 1,98, [2] es la estrella más brillante de la constelación y es fácilmente visible a simple vista por la noche. [14] La posición de la estrella se encuentra a menos de un grado del polo norte celeste , lo que la convierte en la actual estrella del polo norte.. Históricamente, la posición estable de la estrella en el cielo del norte la ha hecho útil para la navegación.
El paralaje de Hipparcos revisado da una distancia a Polaris de aproximadamente 433 años luz (133 parsecs ), mientras que los cálculos de algunos otros métodos derivan distancias hasta un 35% más cercanas. Aunque aparece a simple vista como un único punto de luz, Polaris es un sistema de estrellas triples , compuesto por la primaria, una supergigante amarilla 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 externo AB fue descubierto en agosto de 1779 por William Herschel .
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 de 1,39 M ☉ F3 que orbita a una distancia de2.400 unidades astronómicas (AU), [13] y Polaris Ab (o P), una estrella de secuencia principal F6 muy cercana con una masa de 1,26 M ☉ . [2] Polaris B se puede resolver con un telescopio modesto. William Herschel descubrió la estrella en agosto de 1779 utilizando un telescopio reflector propio, [15] 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. [16] [17]
WW Campbell informó de la velocidad radial variable de Polaris A en 1899, lo que sugirió que esta estrella es un sistema binario. [18] Dado que Polaris A es una variable cefeida conocida, JH 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. [19] Moore publicó elementos orbitales preliminares del sistema en 1929, dando un período orbital de aproximadamente 29,7 años con una excentricidad de 0,63. Este período fue confirmado porestudios de movimiento propios realizados por BP Gerasimovič en 1939. [20]
Como parte de su tesis doctoral, en 1955 E. Roemer utilizó datos de velocidad radial para derivar un período orbital de 30,46 y para el sistema Polaris A, con una excentricidad de 0,64. [21] KW Kamper en 1996 produjo elementos refinados con un período de29,59 ± 0,02 años y una excentricidad de0,608 ± 0,005 . [22] En 2019, un estudio de RI Anderson dio un período de29,32 ± 0,11 años con una excentricidad de0,620 ± 0,008 . [9]
Alguna vez se pensó que había dos componentes más separados, Polaris C y Polaris D, pero se ha demostrado que no están asociados físicamente con el sistema Polaris. [13] [23]