Polaris vista polo telescopio espacial Hubble
**Polaris**, designada **Alfa Ursae Minoris** (**α Ursae Minoris**), e comunmente referida como **Estrela do Norte** ou a **Estrela Polar** por antonomasia (no hemisferio norte), é a estrela máis brillante na constelación da Osa Menor. Está moi próxima ao polo celeste setentrional, o que a converte na Estrela Polar setentrional contemporánea. Sitúase a 433 anos luz (133 parsecs).

Polaris é unha estrela múltiple que engloba a estrela principal (Polaris Aa, unha superxigante amarela) que orbita cunha compañeira máis pequena (Polaris Ab), é á vez a parella orbita con Polaris B, que descubriu en 1780 por William Herschel.

Sistema estelar
---------------

Recreación artística do sistema estelar de Polaris
Polaris Aa é unha superxigante amarela F7 ou tipo espectral Ib de 4.5 masas solares (M☉). É a primeira cefeida clásica en ter unha masa dinámica determinada pola súa órbita. Os dous compañeiros máis pequenos son Polaris B, unha estrela de secuencia principal F3 de 1.39 M☉ que orbita a unha distancia de 2400 unidades astronómicas (UA), e Polaris Ab (ou P), unha estreda de secuencia principal F6 moi próxima situada a 18 segundos de arco e ten 1.26 M☉.

Polaris B pódese ver mesmo cun telescopio modesto. William Herschel descubriuna en 1780 mentres utilizaba telescopio reflector feito a man, un dos telescopios máis potentes na época. En 1929, descubriuse, ao examinar o espectro de Polaris A, que era unha binaria moi próxima que tiña como secundaria unha anana (α UMi P, α UMi an ou α UMi Ab), da que xa se teorizara en observacións máis antigas. En xaneiro de 2006 imaxes da NASA procedentes do telescopio Hubble, amosaron os tres membros do sistema ternario de Polaris. A anana máis próxima está a unha órbita de só 18.5 UA (2.8 mil millóns km dende Polaris A, aproximadamente a distancia entre o Sol e Urano), o que explica por que a súa luz queda apagada polo seu próximo e moito máis brillante compañeiro.

Estrela variable
----------------

Polaris A, o superxigante compoñente primario, é unha variable Cefeida clásica do tipo Poboación I de amplitude baixa, así e todo considerouse durante algún tempo que era unha Cefeida de tipo II por mor da súa alta latitude galáctica. As Cefeidas constitúen unha candela estándar para determinar a distancia, así Polaris, como a estrela máis próxima estudouse bastante. A variabilidade de Polaris sospeitábase dende 1852 e confirmouno Ejnar Hertzsprung en 1911.

O rango de luminosidade de Polaris durante as súas pulsacións é 1.86 - 2.13, mais a amplitude das súas variacións cambiou dende o seu descubrimento. Antes de 1963, a amplitude era 0.1 mais despois de 1966 diminuíu moi rapidamente ata que foi menos que 0.05 e dende aquela, variou erraticamente preto dese rango mais a amplitude está aumentando de novo, algo nunca visto noutra cefeida.

Estrela polar
-------------

Por mor da precesión dos equinoccios (polo movemento de nutación da Tierra), as estrelas non permanecen realmente fixas na bóveda celeste, xa que logo Polaris non foi nin será sempre a estrela máis próxima ao polo norte. Polaris segue a se achegar ao noso polo norte celeste, para despois arredarse gradualmente, e de novo ha volver dentro dun ciclo completo de precesión, dentro de 25.780 anos. Outras estrelas, entre as que se inclúen Thuban (α Draconis) e Vega (α Lyrae) foron a estrela polar no pasado e volveran selo no futuro.

Para localizar Polaris no ceo, abonda con prolongar a liña que determinan as estrelas Merak e Dubhe (β e α Ursae Majoris, respectivamente), atopando a Estrela Polar a unha distancia equivalente a 5 veces a distancia de separación desas dúas estrelas.

A equivalente de Polaris no polo sur é a estrela σ Octantis, denominada tamén Polaris Australis. Non obstante, ao ser unha estrela de quinta magnitude apenas visible a simple vista, na práctica utilízase a constelación da Cruz do Sur para atopar o polo sur celeste.

Notas
-----

1. ↑  "There's More to the North Star Than Meets the Eye" Arquivado 25 de setembro de 2016 en Wayback Machine..Hubblesite.org. 2006-01-09.
2. ↑  Evans, N. R.; Sasselov, D. D.; Short, C. I. (2002). "Polaris: Amplitude, Period Change, and Companions". *The Astrophysical Journal* 567 (2): 1121
3. ↑  Hertzsprung, Ejnar (August 1911) "Nachweis der Veränderlichkeit von α Ursae Minoris". *Astronomische Nachrichten* 189 (6): 89.
4. ↑  Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Publicado orixinalmente en: 2009yCat....102025S, ed. "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)" **1**. p. 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
5. ↑  Lee, B. C.; Mkrtichian, D. E.; Han, I.; Park, M. G.; Kim, K. M. (2008). "Precise Radial Velocities of Polaris: Detection of Amplitude Growth". *The Astronomical Journal* **135** (6). p. 2240. Bibcode:2008AJ....135.2240L. arXiv:0804.2793. doi:10.1088/0004-6256/135/6/2240.

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q12980
* WorldCat
* VIAF: 248278544
* BNF: 124572759
* BRE: 3156998
* EBID: ID
* GND: 4582527-0
* LCCN: sh85104178
* MAG: 2780937919
* SIMBAD: \* alf UMi

 |