Es la estrella más brillante de la constelación Osa Menor y por lo tanto, Bayer la designó Alfa Ursae Minoris. En diferentes culturas y tiempos se le identificó como: Alruccabah, Cynosura, Phoenice, Tramontana, La estrella de Arcadia, Yilduz o Mismar. La magnetita, conocida en algunos países como “Lodestone” fue utilizada por mucho tiempo para fabricar brújulas, las cuales sirven a su vez para localizar el Norte Magnético, y como la estrella Polar también indica la dirección del Norte, fue conocida también como “Lodestar”.

Es un error pensar que Polaris es la primer estrella en aparecer, que es la más brillante de todas, que es visible en todo el mundo y que estará indicando el Norte perpetuamente. Sirius es la estrella más brillante del cielo nocturno y otras 40 estrellas –aproximadamente- son más brillantes que Polaris, Júpiter o Venus son los planetas que llaman la atención al amanecer o atardecer, sólo los habitantes del hemisferio norte pueden ver a Polaris, y esta estrella nos muestra hacia dónde está el Norte temporalmente.

[quote_left] Se dice que las estrellas o constelaciones que hacen su recorrido nocturno alrededor de Polaris sin ocultarse nunca tras el horizonte son circumpolares. [/quote_left] Para latitudes superiores (30-40°N) esto incluye a todas las constelaciones que rodean a la Osa Menor: Draco, Cassiopeia, Cepheus, Camelopardalis, Ursa Major (Osa mayor), etc. Sin embargo, las estrellas o constelaciones que merezcan el calificativo de circumpolar dependerán de la latitud de quien las contempla. En el Ecuador (latitud = 0°) ninguna constelación es circumpolar y Polaris apenas asoma sobre el horizonte norte. Por otro lado, un observador en el Polo Norte (Latitud= 90°) vería que todas las constelaciones de su Bóveda Celeste son circumpolares.

MITOLOGIA

Existen varios mitos asociados con la Osa Mayor y Menor. Uno establece que la Osa Mayor era originalmente Callisto, una doncella resguardada en el bosque de Arcadia, a quien Júpiter sedujo con engaños. Callisto fue madre de un muchacho que se convirtió en gran cazador y Juno, la ofendida esposa de Júpiter convirtió a Callisto en osa, para que su propio hijo la matara. Estaba por cumplirse el fatal destino, cuando Júpiter se dio cuenta y evitó la tragedia, convirtiendo al muchacho en oso y mandando a ambos a las estrellas para que jamás llegaran a ellos las flechas de los cazadores. Juno, aún rencorosa, ordenó que la osa y el osezno nunca pudieran bajar al mar para refrescarse, y desde entonces, la Osa Mayor y Menor dan vueltas por el cielo, y cada vez que se acercan al mar, son arrastradas nuevamente hacia arriba en una especie de castigo eterno.

Otra leyenda (más local, de los indios americanos) cuenta que Polaris es en realidad Na-gah, hijo de Shinoh. Na-gah era reconocido entre la Gente del Cielo por su afición a subir las montañas más altas: de cariño le apodaban la Oveja Montés. Shinoh estaba orgulloso cada vez que su hijo conquistaba una nueva cima. Un día Na-gah encontró la montaña más alta del mundo. A cima se perdía entre las nubes y las paredes rocosas eran tan escarpadas que nadie –ni siquiera Na-gah- podía trepar. Na-gah insistió hasta que encontró una grieta y una cueva que le llevaron a un túnel vertical. Na-gah casi desfaleció cuando quedó atrapado. El túnel estaba oscuro y la entrada había quedado obstruida con piedras. Cuando logró salir por la abertura superior del tiro, emergió en la parte más alta de la montaña: la cima estaba muy reducida y rodeada de profundos precipicios. Na-gah no tenía manera de regresar y decidió morir ahí. Pero cuando su padre se enteró de lo sucedido, amó más a su hijo, y para que no muriera lo puso en un lugar seguro, donde todo el mundo le viera siempre, para celebrar su tenacidad y bravura. Otros (las demás estrellas) intentan en vano escalar la montaña, y le dan vueltas y vueltas, buscando una ruta de ascenso que no encontrarán jamás.

[quote_right] Polaris ha sido incluida en varios catálogos celestes por astrónomos célebres: Johann Bayer la designó Alfa Ursa Minoris ó aUMi. Flamsteed la nombró 1 UMi. En el catálogo Harvard Revised aparece como HR 424. En el Henry Draper Catalog se encuentra como HD 8890. En el Bonner Durchmusterung (alemán) es BD +88 8 y en el listado del Smithsonian Astrophysical Observatory es el SAO 308. [/quote_right]

Alrededor de Polaris se han tejido poemas y canciones donde sugieren que Polaris es brillante, constante y/o eterna, mostrando la ignorancia de quienes la describen. Entre los autores que han desvirtuado la realidad de Polaris están: Gerry Rafferty, Joni Mitchell y hasta ¡William Shakespeare!.

DESCRIPCION

A grandes rasgos, podemos describir a Polaris como una estrella cuyas coordenadas son (para el equinoccio 2000.0) Ascención Recta 2h 31m 50.5s y Declinación +89° 15’ 51”. La distancia es aproximadamente de 384 años-luz con una incertidumbre de +- 54 años-luz. Su magnitud visual es de 2.02 variable y es es una estrella de Tipo Espectral F7 Ib-IIv.

El Tipo Espectral de Polaris nos dice varias cosas: F7 significa que es una estrella cuya temperatura superficial es mayor que el Sol. Polaris tiene alrededor de 8,000 grados kelvin (k). Eso sería suficiente para hacer que Polaris tuviera un brillo superior al Sol, pero resulta que es –además- una estrella de Clase Espectral Ib-IIv, es decir, se trata de una estrella supergigante y gigante (cambia de tamaño). Una estrella enana como el Sol, es de Clase Luminosa V y se encuentra en la Secuencia Principal. Esto quiere decir que en su interior se produce únicamente helio a partir del hidrógeno. En las estrellas evolucionadas (de vejez prematura) se añaden otros procesos de fusión que generan elementos más pesados y el calor produce una dilatación de la estrella. Polaris es una estrella evolucionada, ya no está en la Secuencia Principal.

A pesar de la dificultad que representa la medición del tamaño físico de una estrella, Polaris es una de las pocas estrellas en las que el experimento ha sido llevado con éxito. Utilizando un interferómetro óptico, un equipo de astrónomos en el Observatorio Naval de Estados Unidos en Flagstaff, Arizona, han determinado recientemente (1998-2000) el diámetro angular de Polaris. La interferometría reveló que –si Polaris se encuentra a una distancia máxima de 431 años-luz-  su diámetro físico debe ser unas 46 veces mayor que el Sol o ¡32 millones de km! Este tamaño revela entonces, que Polaris no es una estrella gigante y amarilla típica. Efectivamente, Polaris es una estrella Super Gigante amarilla que emite una luminosidad  2,200 a 2,400 veces superior al Sol.

La técnica de interferometría es muy útil, pues no se requieren grandes telescopios para obtener resultados sorprendentes. En Polaris se utilizó el NPOI (Navy Prototype Optical Interferometer), que combina los haces luminosos de tres pequeños telescopios. En conjunto –sin embargo- consiguen la resolución de un telescopio de 38 metros de diámetro. En comparación, los telescopios VLT en Chile miden “sólo” 8 metros.

VARIABILIDAD

El brillo de Polaris no es uniforme, se trata de una estrella variable tipo Delta Cephei (o simplemente Ceféida, Tipo II). Las Ceféidas son variables pulsantes que se dilatan y contraen en períodos muy regulares. El período de Polaris es de 3.97 días. Su brillo cambia de magnitud 1.92 a 2.07, aunque la amplitud de sus variaciones se han reducido recientemente. Algunos anticipan su fin inminente como estrella variable, pero es un tema aún polémico. Las Ceféidas Tipo II –como Polaris- son 1.5 veces más brillantes que las Ceféidas que usó Edwin Hubble para estimar la distancia a la Galaxia de Andrómeda.

La curiosa variabilidad de Polaris se debe a que no actúa como una ceféida típica. En las Ceféidas clásicas el calor del núcleo empuja las capas externas hacia fuera y toda la estrella se dilata. Una vez agigantada, la atmósfera de la estrella se vuelve más transparente a la radiación y pierde energía, entonces, la estrella se enfría y no hay calor que la mantenga inflada. En estas circunstancias la carga misma de las capas exteriores las arrastra hacia el centro de la estrella y se colapsan. La estrella se contrae al unísono. El apretón vuelve a calentar el núcleo y el ciclo se repite. Estas son las Ceféidas tipo I, con un período fundamental.

Las estrellas variables fundamentales como Delta Cefei son de gran importancia pues permiten estimar con relativa certeza la distancia a estas estrellas. Esta gracias a que una astrónoma Henrietta Leavit (1908)- descubriera la relación entre el período variable y su máxima luminosidad: Cuanto más prolongado es el período, mayor es el brillo máximo.

En Polaris, las cosas son distintas: los episodios de dilatación y contracción no se originan desde el centro de la estrella sino en una región entre el núcleo y la superficie. Existe una región de choque –entre la supericie y el núcleo- en donde el calor y presión producidos empujan hacia afuera y hacia adentro simultáneamente. Y cuando la estrella se contrae, lo hace del núcleo hacia fuera y de la superficie hacia adentro. El efecto de rebote se da en esta región periférica, pero no en el núcleo mismo de la estrella. Así son las estrellas Ceféidas Tipo II, con un período de sobretono.

Polaris ha perdido su variabilidad fundamental. Ya no pulsa como antes, pero conserva una “vibración” menor y residual llamada sobretono.

POLARIS, POLARIS Y POLARIS

[quote_left] En 1780, William Herschel descubrió que Polaris contaba con una compañera y aunque en un principio no creyó que estaban físicamente relacionadas, luego se descubrió que comparten un movimiento propio común, es decir, se mueven juntas por la Galaxia. [/quote_left]

La compañera binaria de Polaris (Polaris B) tiene una magnitud visual de 8.2, de modo que es visible en cualquier telescopio desde un lugar oscuro y con gran aumento. Su magnitud Absoluta M (es decir, magnitud visual desde una distancia de 32.6 años-luz) es de 3.00, por tanto, debe ser aproximadamente 4-8 veces más brillante que el Sol (M=4.85). Polaris B es una estrella de Tipo Especral F3V (enana como el Sol, pero más brillante) y tarda varios miles de años en orbitar a Polaris A. La separación angular de Polaris B es de 18.5” de arco, equivalntes a 2,000 unidades astronómicas o 12 días-luz. Polaris B aparece en dirección SSW de Polaris A (Angulo de Posición = 217°).

El estudio espectral de Polaris muestra que la velocidad radial de la estrella es periódica, en otras palabras, Polaris parece ir y venir repetidamente. Hay un corrimiento hacia el rojo y hacia el azul alternadamente. Se aleja y se acerca. Las líneas de absorción en su espectro indican que Polaris se menea cada 30.5 años, como si orbitara alrededor de una compañera invisible. Efectivamente, Polaris posee una tercer compañera. El arrastre de la compañera es tal que Polaris no se queda en su lugar sino que dibuja una órbita de 3 unidades astronómicas de largo en su semieje mayor. Es como si Polaris se desplazara en una órbita ligeramente mayor que la de Marte. Polaris C –la compañera no visible- no está en el centro de esta órbita, sino que también se menea siguiendo el período de 30.5 años en una órbita de mayor tamaño. Curiosamente, Polaris C no aparece en el espectro, por lo que se deduce que subrillo es menor por 5 magnitudes, cuando menos. En otras palabras Polaris A es unas 100 veces más brillante que Polaris C. Algunos cálculos elaborados por Moore (1929) y Roemer (1955) sugieren que Polaris C habría alcanzado su periastro (distancia mínima) en 1928 y posteriormente en 1958 y 1989, estimando una excentricidad de e=0.64. La órbita de Plutón tiene una excentricidad de 0.25. Probablemente la separación entre Polaris A y C sea de unas 5 unidades astronómicas, casi la misma distancia entre el Sol y Júpiter.

Además de Polaris B y C, se han encontrado 3 o 4 compañeras más, pero éstas parecen ser estrellas de fondo: dobles ópticas no relacionadas físicamente con Polaris.

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