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estrella polar
Gráfico que muestra las posiciones de las estrellas y los límites de la constelación de la Osa Menor
Círculo rojo.svg
Polaris (α Ursae Minoris, encerrada en un círculo rojo) en la constelación de la Osa Menor (área blanca)
Datos de observación Epoch J2000       Equinox
ConstelaciónOsa Menor
α UMi Aa
Ascensión recta02 h 31 m 49.09 s
Declinación+ 89 ° 15 ′ 50,8 ″
Magnitud aparente (V)1,98 [1] (variable 1,86–2,13)
α UMi Ab
Ascensión recta
Declinación
Magnitud aparente (V)9.2 [1]
α UMi B
Ascensión recta02 h 30 m 41,63 s
Declinación+ 89 ° 15 ′ 38,1 ″
Magnitud aparente (V)8.7 [1]
Caracteristicas
α UMi Aa
Tipo espectralF7Ib [2]
Índice de color U − B0,38 [1]
Índice de color B − V0,60 [1]
Tipo variableCefeida clásica [3]
α UMi Ab
Tipo espectralF6V [1]
α UMi B
Tipo espectralF3V [1]
Índice de color U − B0.01 [4]
Índice de color B − V0,42 [4]
Astrometria
Velocidad radial (R v )−17 km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  198,8 ± 0,20  mas / año
Diciembre:  -15 ± 0,30  mas / año
Paralaje (π)7.54 ± 0.11 [5]  mas
Distancia323–433 [6]  ly
(99-133 [6]  pc )
Magnitud absoluta  (M V )−3,6 ( α UMi Aa ) [1]
3,6 ( α UMi Ab ) [1]
3,1 ( α UMi B ) [1]
Órbita [7]
Primarioα UMi Aa
Compañeroα UMi Ab
Periodo (P)29,59 ± 0,02 años
Semieje mayor (a)0,1204 ± 0,0059 ″
Excentricidad (e)0,608 ± 0,005
Inclinación (i)146,2 ± 10,9 °
Longitud del nodo (Ω)191,4 ± 4,9 °
Época del periastrón (T)1987,66 ± 0,13
Argumento de periastrón (ω)
(secundario)		123,01 ± 0,75 °
Semi-amplitud (K 1 )
(primaria)		3,72 ± 0,03 km / s
Detalles
α UMi Aa
Masa5.4 [8]  M ☉
Radio37,5 [8]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)1.260 [8]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )2.2 [9]  cgs
La temperatura6015 [4]  K
Metalicidad112% solar [10]
Rotación119 días [2]
Velocidad de rotación ( v  sen  i )14 [2]  km / s
Envejecer7 × 10 7 [11]  años
α UMi Ab
Masa1,26 [1]  M ☉
Radio1.04 [1]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)3 [1]  L ☉
Envejecer7 × 10 7 [11]  años
α UMi B
Masa1,39 [1]  M ☉
Radio1,38 [4]  R ☉
Luminosidad (bolométrica)3.9 [4]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4.3 [4]  cgs
La temperatura6900 [4]  K
Velocidad de rotación ( v  sen  i )110 [4]  km / s
Envejecer7 × 10 7 [11]  años
Posición (relativa a α UMi Aa)
Componenteα UMi Ab
Época de observación2005.5880
Distancia angular0,172 ″
Ángulo de posición231,4 °
Posición (relativa a α UMi Aa)
Componenteα UMi B
Época de observación2005.5880
Distancia angular18.217 ″
Ángulo de posición230.540 °
Otras designaciones
Polaris, North Star, 1 Ursae Minoris, HR 424, BD + 88 ° 8, HD 8890, SAO 308, FK5 907, GC  2243, ADS 1477, CCDM J02319 + 8915, HIP 11767, Cynosura, Alruccabah, Phoenice, Navigatoria, Star de Arcady, Yilduz, Mismar
Referencias de la base de datos
SIMBADα UMi A
α UMi B

Polaris ( / p oʊ l ɛər ɪ s , p ə -, - l æ r - / UK : / p ə l ɑr ɪ s / ), [12] designado α Ursae Minoris ( latinizado a Alfa Ursae Minoris, abreviado Alfa UMi, α UMi), comúnmente la Estrella Polar o Estrella Polar , es la estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor . Esta muy cerca del nortepolo celeste , lo que la convierte en la actual estrella polar norte . 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.

Polaris es un sistema estelar triple , compuesto por la estrella primaria , Polaris Aa (una supergigante amarilla ), en órbita con una compañera más pequeña (Polaris Ab); el par en órbita con Polaris B (descubierto en agosto de 1779 por William Herschel ).

Sistema estelar [ editar ]

Componentes de Polaris como los ve el telescopio espacial Hubble

Polaris Aa es una supergigante amarilla de 5.4 masas solares ( M ☉ ) F7 de tipo espectral Ib. 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 ☉ .

Polaris B se puede ver 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. Al examinar el espectro de Polaris A, también se descubrió en 1929 que era un binario muy cercano, siendo el secundario un enano (de diversas formas α UMi P, α UMi an o α UMi Ab), que se había teorizado en observaciones anteriores. (Moore, JH y Kholodovsky, EA). En enero de 2006, la NASA publicó imágenes del telescopio Hubble que mostraban a los tres miembros del sistema ternario Polaris. [14] [15]

Alguna vez se pensó que había dos componentes más distantes, Polaris C y Polaris D, pero se ha demostrado que no están asociados físicamente con el sistema Polaris. [11] [16]

Observación [ editar ]

Polaris es la estrella más brillante de la constelación de la Osa Menor (arriba a la derecha).
Big Dipper y Ursa Minor en relación con Polaris
Un rastro típico de estrellas del hemisferio norte con Polaris en el centro.
Una vista de Polaris en un pequeño telescopio. Polaris B está separada por 18 segundos de arco de la estrella primaria, Polaris A.

Variabilidad [ editar ]

Polaris Aa, el componente primario supergigante, es una variable cefeida clásica de la Población I de baja amplitud , aunque alguna vez se pensó que era una cefeida 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. [17]

El rango de brillo de Polaris se da como 1.86–2.13, [3] pero la amplitud ha cambiado desde su descubrimiento. Antes de 1963, la amplitud era superior a 0,1 y estaba disminuyendo muy gradualmente. Después de 1966, disminuyó muy rápidamente hasta tener 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 ha visto en ninguna otra cefeida. [2]

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 hacia el rojo secular a través de la franja de inestabilidad de las cefeidas , pero puede deberse a la interferencia entre los modos de pulsación primaria y del primer sobretono. [15] [18] [19] Los autores no están de acuerdo sobre si Polaris es un pulsador fundamental o de primer sobretono y sobre si está cruzando la franja de inestabilidad por primera vez o no. [8] [19] [20]

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. [9]

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. [21] El astrónomo Edward Guinan considera que este es un cambio notable y está registrado que dice 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 [ editar ]

Artículo principal: estrella polar

Debido a que Polaris se encuentra casi en línea directa con el eje de rotación de la Tierra "por encima" del 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, constituye un excelente punto fijo desde el cual extraer medidas para la navegación celeste y para la astrometría . El movimiento de Polaris hacia y, en el futuro, alejándose del polo celeste, se debe a la precesión de los equinoccios . [22] El polo celeste se alejará de α UMi después del siglo XXI, pasando cerca de Gamma Cephei alrededor del siglo 41 , moviéndose haciaDeneb alrededor del siglo 91 . El polo celeste estaba cerca de Thuban alrededor del 2750 aC, [22] y durante la antigüedad clásica estaba un poco más cerca de Kochab (β UMi) que de Polaris, aunque todavía aproximadamente10 ° de cualquier estrella. [23] Estaba aproximadamente a la misma distancia angular de β UMi que de α UMi a finales de la antigüedad tardía . El navegante griego Pytheas en ca. 320 a. C. describió el polo celeste como desprovisto de estrellas. Sin embargo, como una de las estrellas más brillantes cerca del polo celeste, Polaris se utiliza para la navegación al menos desde la antigüedad tardía, y se describe como ἀεί φανής ( AEI Phanes ) "siempre visible" por Stobaeus (siglo 5), y que podría ser razonablemente descrita como stella polaris desde aproximadamente la Alta Edad Media . En su primer viaje transatlántico en 1492, Cristóbal Colóntenía que corregir el "círculo descrito por la estrella polar alrededor del polo". [24] En Shakespeare obra Julio César , escrito alrededor de 1599, César describe a sí mismo como "tan constante como la estrella del norte", aunque en tiempos de César no había ninguna estrella del norte constante.

Se hizo referencia a Polaris en el libro de 1802 de Nathaniel Bowditch , American Practical Navigator , donde figura como una de las estrellas de navegación . [25] Dos veces en cada día sideral, el acimut de Polaris es el norte verdadero; el resto del tiempo se desplaza hacia el este o hacia el oeste, y el rumbo debe corregirse utilizando tablas o una regla de oro . La mejor aproximación [26] se hizo utilizando el borde de ataque del asterismo " Big Dipper " en la constelación de la Osa Mayor. La vanguardia (definida por las estrellas Dubhe y Merak) se hizo referencia a una esfera de reloj, y el verdadero acimut de Polaris funcionó para diferentes latitudes.

Nombres [ editar ]

El concepto de este artista muestra: la supergigante Polaris Aa, la enana Polaris Ab y la distante compañera enana Polaris B.

El nombre moderno Polaris [27] se abrevia del nuevo latín stella polaris " estrella polar ", acuñado en el Renacimiento cuando la estrella se había acercado al polo celeste a 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 a 3 ° 8 'del polo celeste. [28]

En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [29] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [30] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluía Polaris para la estrella α Ursae Minoris Aa.

En la antigüedad, Polaris aún no era la estrella 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 acercó lo suficiente al polo para ser la estrella más cercana a simple vista, aunque todavía a una distancia de varios grados, en el período medieval temprano, y numerosos nombres que se refieren a esta característica como estrella polar se han utilizado desde el período medieval. . En inglés antiguo, se conocía como scip-steorra ("estrella de barco"); En el poema rúnico del inglés antiguo , la runa T aparentemente se asocia con "una constelación circumpolar", en comparación con la calidad de la constancia o el honor. [31]

En los Puranas hindúes , se personificó con el nombre de Dhruva ("inamovible, fijo"). [32] En el último período medieval, se asoció con el título mariano de Stella Maris "Estrella del mar" (así en Bartholomeus Anglicus , c. 1270) [33] Un nombre inglés más antiguo, atestiguado desde el siglo XIV, es lodestar "estrella guía", afín con el nórdico antiguo leiðarstjarna , leitsterne del alto alemán medio . [34]

El antiguo nombre de la constelación de la Osa Menor, Cynosura (del griego κυνόσουρα "la cola del perro"), [35] 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 Cyonsura como nombre de la estrella, es evidente en el título Cynosura seu Mariana Stella Polaris (es decir, "Cynosure, o el Marian Polaris Star "), una colección de poesía mariana publicada por Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) en 1655. [ cita requerida ]

Su nombre en la astronomía árabe preislámica tradicional era Al-Judeyy الجدي, y ese nombre también se usó en la astronomía islámica medieval . [36] [37] En aquellos tiempos, aún no estaba tan cerca del polo norte celeste como lo está ahora, y solía girar alrededor del polo.

Fue invocado como un símbolo de firmeza en la poesía, como "estrella inquebrantable" por Spenser . El soneto 116 de Shakespeare es un ejemplo del simbolismo de la estrella del norte como principio rector: "[El amor] es la estrella de cada ladrido errante / cuyo valor se desconoce, aunque se tome su altura". En Julio César , tiene a Césarexplicar su negativa a conceder un perdón diciendo: "Soy tan constante como la estrella del norte / De cuya verdadera calidad fija y en reposo / No hay ningún hombre en el firmamento. / Los cielos están pintados con innumerables chispas, / Todos son fuego y todos brillan, / pero hay uno en todos que ocupa su lugar; / así en el mundo "(III, i, 65-71). Por supuesto, Polaris no permanecerá "constantemente" como la estrella del norte debido a la precesión , pero esto solo se nota a lo largo de los siglos. [ cita requerida ]

En la astronomía inuit , Polaris se conoce como Niqirtsuituq . Está representado en la bandera y el escudo de armas del territorio inuit canadiense de Nunavut , así como en la bandera del estado estadounidense de Alaska . [38]

En el conocimiento tradicional de las estrellas Lakota , Polaris se llama "Wičháȟpi owáŋžila". Esto se traduce como "La estrella que se sienta 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 "waátkátu" (la tierra de arriba) para siempre. [ cita requerida ]

Distancia [ editar ]

El paralaje estelar es la base del parsec , que es la distancia desde el Sol a un objeto astronómico que tiene un ángulo de paralaje de un segundo de arco . (1 AU y 1 pc no están a escala, 1 pc = aproximadamente 206265 AU)

Muchos artículos recientes calculan la distancia a Polaris a unos 433 años luz (133 parsecs), [15] basándose en 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 espectral de alta resolución sugiere que puede estar hasta 110 años luz más cerca (323 ly / 99 pc). [6] 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 . [6] También es el único con una masa medida dinámicamente.

Estimaciones de distancia seleccionadas a Polaris
AñoComponenteDistancia, ly ( pc )Notas
2006A330 ly (101 pieza)Turner [18]
2007 [A]A433 ly (133 pc)Hipparcos [5]
2008B359 ly (110 pieza)Usenko y Klochkova [4]
2013B323 ly (99 pieza)Turner y col. [6]
2014A≥ 385 ly (≥ 118 pc)Neilson [39]
2018B521 ly (160 piezas)Bond y col. [40]
2018B445,3 ly (136,6 pc) [B]Gaia DR2 [41]
2020B447,6 ly (137,2 piezas)Gaia EDR3 [42]
Una nueva revisión de las observaciones de 1989 a 1993, publicada por primera vez en 1997
B Distancia estadística calculada utilizando una distancia débil antes

La nave espacial Hipparcos utilizó paralaje estelar para tomar medidas de 1989 y 1993 con una precisión de 0,97 milisegundos de  arco (970 microsegundos de arco), y obtuvo mediciones precisas para distancias estelares de hasta 1000 pc de distancia. [43] Los datos de Hipparcos se examinaron de nuevo con técnicas estadísticas y de corrección de errores más avanzadas. [5] 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. [6]La reducción de Hipparcos específicamente para Polaris ha sido reexaminada y reafirmada, pero todavía no hay un acuerdo generalizado sobre la distancia. [44]

El siguiente gran paso en las mediciones de paralaje de alta precisión proviene de Gaia , una misión de astrometría espacial lanzada en 2013 y destinada a medir el paralaje estelar con una precisión de 25 microarcsegundos (μas). [45] Aunque originalmente se planeó limitar las observaciones de Gaia a estrellas más débiles que la magnitud 5.7, las pruebas realizadas durante la fase de puesta en servicio indicaron que Gaia podía identificar de forma autónoma estrellas tan brillantes como la magnitud 3. Cuando Gaia entró en operaciones científicas regulares en julio de 2014, fue configurado para procesar rutinariamente estrellas en el rango de magnitud 3 - 20. [46]Más allá de ese límite, se utilizan procedimientos especiales para descargar datos de escaneo sin procesar de 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 una "cobertura completa del cielo en el extremo brillante" con errores estándar de "unas pocas docenas de µas". [47] Gaia Data Release 2 no incluye un paralaje para Polaris, pero una distancia inferida de él es136,6 ± 0,5  pc (445,5 ly) para Polaris B, [41] algo más que la mayoría de las estimaciones anteriores y varias veces más preciso. Esto se mejoró aún más para137,2 ± 0,3  pc (447,6 ly), tras la publicación del catálogo Gaia Early Data Release 3 el 3 de diciembre de 2020 que reemplazó a Gaia Data Release 2. [42]

Polaris ha sido durante mucho tiempo importante para la escala de distancia cósmica porque, antes de Gaia, era la única variable cefeida para la que existían datos de distancia directa, lo que tuvo un efecto dominó en las mediciones de distancia que utilizan esta "regla". [48]

Historia de la observación [ editar ]

Polaris en catálogos y atlas estelares
FuentePresencia
Ptolomeo (~ 169)sí
Al-Sufi (964)sí
Al-Biruni (~ 1030)sí
Khayyam (~ 1100)sí
Nasir al-Din al-Tusi (1272)No
Ulugh Beg (1437)sí
Copérnico (1543)sí
Schöner (1551)sí
Brahe (1598)sí
Brahe (1602)sí
Bayer ( 1603 )sí
De Houtman (1603)No
Kepler ( 1627 )sí
Schiller (1627)sí
Halley (1679)No
Hevelio ( 1690 )sí
Flamsteed (1725)sí
Flamsteed ( 1729 )sí
Bode (1801a)sí
Bode (1801b)sí

Ver también [ editar ]

  • Cielo extraterrestre (para las estrellas polares de otros cuerpos celestes)
  • Alineación polar
  • Regimiento del Polo Norte
  • Polaris en la ficción
  • Polaris Australis

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • Información sobre Polaris
  • Encontrar la estrella polar
  • Algo extraño está pasando ...

Coordenadas : Mapa del cielo 02 h 31 m 48,7 s , + 89 ° 15 ′ 51 ″

Precedido por
Kochab y Pherkad		 Estrella polar
500 - 3000		Sucedido por
Gamma Cephei