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Polaris

Polaris (α Ursae Minoris, rot eingekreist) im Konstellation Ursa Minor (weiße Fläche)
Beobachtungsdaten ] Epoche J2000 Equinox
Constellation	Ursa Minor
α UMi Aa
Aufstieg nach rechts	02 h 31 m 49.09 s
Deklination	+ 89 ° 15 '50.8 ″
Scheinbare Größe (V)	1.98 [1] (variabel 1.86-2.13)
α UMi Ab
Aufstieg nach rechts
Deklination
Scheinbare Größe (V)	9.2 [1]
α UMi B
Aufstieg nach rechts	02 30 30 m 41.63 s
Deklination	+ 89 ° 15 '38.1 "
Scheinbare Größe (V)	8.7 [1]
Eigenschaften
α UMi Aa
Spektraltyp	F7Ib [2]
U-B-Farbindex	0,38 [1]
B-V-Farbindex	0,60 [1]
Variabler Typ	Classical Cepheid [3]
α UMi Ab
Spektraltyp	F6V [1]
α UMi B
Spektraltyp	F3V [1]
U-B-Farbindex	0.01 [4]
B-V-Farbindex	0.42 [4]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (R v )	- 17 km / s
Richtige Bewegung (μ)	RA: 198.8 ± 0.20 mas / a Dez .: -15 ± 0.30 mas / a
Parallax (π)	7.54 ± 0.11 [5] mas
Distance	323–433 [6] ly (99–133 [6] pc)
Absolute Magnitude (M V )	- 19.690 ( α UMi Aa ) [1] 3.6 ( α UMi Ab ) [1] 3.1 ( α UMi B ) [1]
Orbit [1]
Primary [19659058] α UMi Aa
Begleiter	α UMi Ab
Zeitraum (P)	29.59 Jahre
Semi-Major-Achse (a)	0.133 ″
Exzentrizität (e)	0.608
Neigung (i)	128 °
Länge des Knotens (Ω)	19 °
Argument von Periastron (ω) (Sekundär)	303 °
Semi-Amplitude (K 1 ) (19659085] (19659082] 3.72 km / s
Details
α UMi Aa
Masse	5.4 [7] M [1945
Radius	37.5 [7] R [7] R [7][1945
Luminosity (bolometrisch)	1,260 [7] L [1945
Oberflächenschwerkraft g g	2.2 [8] cgs
Temperatur	6015 [4] K
Metallicity	112% Solar [9]
119 Tage [19456568] [2]
Rotationsgeschwindigkeit ( v sin i )	14 [2] km / s
Alter × 10 7 [10] Jahre
α UMi Ab
Masse	1.26 [1] M
Radius	1,04 [1] R ☉
Luminosity (bolometrisch)	3 [1] L [19659909] L [1]
Alter	7 × 10 7 [10] Jahre
& agr; UMi B
Masse	1.39 [1] M [196591390] M [196599090] ]
Radius	1.38 [4] R ☉
Luminosity (bolometric)	3.9 [4] L [4] L [1965914] [19456564]
Schwere der Oberfläche (log g )	4.3 [4] cgs
Temperatur	6900 [4] K
Drehzahl [19456572] ] ( v sin i )	110 [4] km / s
Alter	7 × 10 7 7 ] Jahre
Position (relativ zu α UMi Aa)
Komponente	α UMi Ab
Beobachtungszeitraum	2005.5880
Winkelabstand	0.172 ″
Positionswinkel	231.4 °
Position (relativ zu α UMi Aa)
Komponente	Epoch von Beobachtung	2005.5880
Winkelabstand	18.217 ″
Positionswinkel	230.540 °
Andere Bezeichnungen
Polaris, Nordstern, 1 Ursae Minoris, HR 424, BD + 88 ° 8 HD 8890, SAO 308, FK5 907, GC 2243, ADS 1477, CCDM J02319 + 8915, HIP 11767
Datenbankverweise
SIMBAD	α UMi A

α UMi B

Polaris bezeichnet als α Ursae Minoris (Alpha Ursae Minoris, abgekürzt Alpha UMi, α UMi), üblicherweise der North Star oder Pole Star ist der hellster Stern im Sternbild Ursa Minor. Es liegt sehr nahe am nördlichen Himmelspol und ist damit der aktuelle Nordpolstern. Die überarbeitete Hipparcos-Parallaxe gibt eine Entfernung von Polaris von etwa 433 Lichtjahren (133 Parsecs) an, während Berechnungen mit anderen Methoden Abstände von etwa 30% ergeben.

Polaris ist ein Dreifachsternsystem, bestehend aus dem Primärstern Polaris Aa (ein gelber Überriese) im Orbit mit einem kleineren Begleiter (Polaris Ab); das Paar im Orbit mit Polaris B (im August 1779 von William Herschel entdeckt). Es wurde angenommen, dass es zwei weitere entfernte Komponenten gab - Polaris C und Polaris D -, aber es wurde gezeigt, dass diese nicht physisch mit dem Polaris-System verbunden sind. ^[10][11]

Stellar-System [ edit . 19659189] Polaris Aa ist eine 5,4-Sonnenmasse ( M _[1945) ein gelber F7-Überriese vom Spektraltyp Ib. Es ist das erste klassische Cepheid, dessen Masse sich aus seiner Umlaufbahn ergibt. Die zwei kleineren Begleiter sind Polaris B, ein 1.39 M _[1945 F3-Hauptsequenzstern, der in einem Abstand von 2400 astronomischen Einheiten (AU) umkreist, und Polaris Ab (oder P), ein sehr nahes F6 Hauptreihenstern mit einer Umlaufbahn von 18,8 AU und 1,26 M _[1945.

Polaris B ist selbst mit einem bescheidenen Teleskop zu sehen. William Herschel entdeckte den Stern im August 1779 mit einem eigenen Spiegelteleskop, einem der besten Teleskope seiner Zeit. Bei der Untersuchung des Spektrums von Polaris A wurde im Jahr 1929 auch entdeckt, dass es sich um ein sehr enges Binärbild handelte, wobei der sekundäre Zwerg (verschiedenartig α UMi P, α UMi an oder α UMi Ab) war, der in früheren Beobachtungen theoretisiert wurde (Moore, JH und Kholodovsky, EA). Im Januar 2006 veröffentlichte die NASA Bilder vom Hubble-Teleskop, die die drei Mitglieder des Polaris-Ternärsystems zeigten. Der nächstgelegene Zwergstern befindet sich in einer Umlaufbahn von nur 18,5 AE (2,8 Milliarden km) von Polaris Aa (^[12] über die Entfernung zwischen Sonne und Uranus), was erklärt, warum sein Licht durch seinen nahen und viel helleren Begleiter überflutet wird. 19659195] Beobachtung [ edit ]

Variabilität [ edit ]

. Polaris Aa, der überragende Hauptbestandteil, ist eine Population mit niedriger Amplitude Cepheid-Variable, obwohl es aufgrund seiner hohen galaktischen Breite einst als Typ II-Cepheid angesehen wurde. Cepheiden sind eine wichtige Standardkerze für die Entfernungsbestimmung, daher wird Polaris als nächster solcher Stern intensiv untersucht. Die Variabilität von Polaris wurde seit 1852 vermutet; Diese Variation wurde von Ejnar Hertzsprung im Jahr 1911 bestätigt. ^[14]

Der Helligkeitsbereich von Polaris während seiner Pulsationen wird mit 1,86–2,13 angegeben, ^[3] aber die Amplitude hat sich seit der Entdeckung geändert. Vor 1963 war die Amplitude über 0,1 und nahm allmählich ab. Nach 1966 nahm er sehr schnell ab, bis er weniger als 0,05 betrug. seitdem hat es sich in der Nähe dieses Bereichs unberechenbar verändert. Es wurde berichtet, dass die Amplitude jetzt wieder ansteigt, eine Umkehrung, die in keinem anderen Cepheid zu sehen war. ^[2]

Der Zeitraum von ungefähr 4 Tagen hat sich im Laufe der Zeit ebenfalls geändert. Mit Ausnahme einer Unterbrechung in den Jahren 1963–1965 ist sie kontinuierlich um etwa 4,5 Sekunden pro Jahr gestiegen. Ursprünglich wurde angenommen, dass dies auf die säkulare Entwicklung der Abwärtsbewegung über den Cepheid-Instabilitätsstreifen zurückzuführen ist, aber es könnte auf die Interferenz zwischen den Pulsationsmodi des primären und des ersten Oberton zurückzuführen sein. ^[13][15][16] Die Autoren sind sich nicht einig, ob Polaris ein grundlegender oder erster Oberton ist Pulsator und darüber, ob er den Instabilitätsstreifen zum ersten Mal durchquert oder nicht. ^{[16] [7] [17]} Die Temperatur von Polaris schwankt während seiner Pulsationen nur um einen kleinen Betrag, aber der Betrag dieser Variation ist variabel und nicht vorhersagbar. Die unregelmäßigen Temperaturänderungen und die Amplitude der Temperaturänderungen während jedes Zyklus von weniger als 50 K auf mindestens 170 K können auf die Umlaufbahn mit Polaris Ab bezogen werden. ^[19459304

Research berichtete in Science legt nahe, dass Polaris heute 2,5-mal heller ist als bei der Beobachtung durch Ptolemaios, und zwar von der dritten zur zweiten Größe. ^[18] Der Astronom Edward Guinan hält dies für eine bemerkenswerte Veränderung und sagt: " Wenn sie real sind, sind diese Änderungen 100-mal größer als [those]die von aktuellen Theorien der Sternentwicklung vorhergesagt werden ".

Rolle als Stabstern [ edit ]

Ein typischer Sternenweg der nördlichen Hemisphäre mit Polaris in der Mitte

Weil Polaris fast in einer direkten Linie mit der Erdachse liegt. " über dem Nordpol - dem nördlichen Himmelspol - steht Polaris fast unbeweglich am Himmel, und alle Sterne des nördlichen Himmels scheinen sich um ihn zu drehen. Daher ist es ein hervorragender fester Punkt, von dem aus Messungen für die Himmelsnavigation und für die Astrometrie erstellt werden können. Die Bewegung von Polaris zum Himmelspol hin und in Zukunft davon ist auf die Präzession der Äquinoktien zurückzuführen. ^[19] Der Himmelspol wird sich nach dem 21. Jahrhundert von α UMi wegbewegen und an Gamma Cephei vorbeigehen Das 41. Jahrhundert bewegte sich ungefähr um das 91. Jahrhundert in Richtung Deneb. Der Himmelspol befand sich um 2750 v. Chr. In der Nähe von Thuban, ^[19] und in der klassischen Antike war es näher an Kochab (β UMi) als an Polaris. ^[20] Es war ungefähr die gleiche Winkelentfernung von β UMi wie am Ende der Spätantike mit α UMi. Der griechische Navigator Pytheas in ca. 320 v. Chr. Bezeichnete den Himmel als sternfrei. Als einer der helleren Sterne in der Nähe des Himmelspols wurde Polaris jedoch zumindest in der Spätantike für die Navigation verwendet und als ἀεί φανής ( aei phanēs ) bezeichnet. "Immer sichtbar" von Stobaeus (5. Jahrhundert) , und es könnte vernünftigerweise als stella polaris aus dem Hochmittelalter bezeichnet werden. In Shakespeares Stück Julius Caesar, geschrieben um 1599, bezeichnet Caesar sich selbst als "so konstant wie der Nordstern", obwohl es zu Caesars Zeit keinen konstanten Nordstern gab.

Polaris wurde in Nathaniel Bowditch 's 1802-Buch American Practical Navigator erwähnt, wo es als einer der Navigationssterne aufgeführt wird. ^[21] In 2018 ist Polaris 0,66 ° vom Pol der Rotation entfernt (1,4 mal die Mondscheibe) und dreht sich so um die Stange in einem kleinen Kreis von 1,3 ° Durchmesser. Es wird kurz nach dem Jahr 2100 am nächsten zum Pol sein (ungefähr 0,45 Grad).

Zweimal an jedem siderischen Tag ist Polaris 'Azimut wahrer Norden; Während der restlichen Zeit wird sie nach Osten oder Westen verschoben, und die Peilung muss anhand von Tabellen oder einer Faustregel korrigiert werden. Die beste Annäherung ^[22] wurde unter Verwendung der Vorderkante des Asterismus "Big Dipper" im Sternbild Ursa Major vorgenommen. Die Führungskante (definiert durch die Sterne Dubhe und Merak) wurde auf ein Ziffernblatt bezogen, und der wahre Azimut von Polaris wurde für verschiedene Breitengrade ermittelt.

Das Konzept dieses Künstlers zeigt: Überriese Polaris Aa, Zwerg Polaris Ab und der entfernte Zwergenbegleiter Polaris B.

Der moderne Name Polaris ^[23] wird aus New Latin stella polaris abgekürzt. "Polarstern", geprägt von der Renaissance, als sich der Stern innerhalb weniger Grad dem Himmelspel nähert. Gemma Frisius schrieb im Jahre 1547 als stella illa quae polaris dicitur ("der Stern, der als" polar "bezeichnet wird) und setzte ihn um 3 ° 7 vom Himmelspol ab. ^[24]

Im Jahr 2016 organisierte die International Astronomical Union eine Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN) ^[25] um Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Das erste Bulletin des WGSN vom Juli 2016 ^[26] enthielt eine Tabelle der ersten beiden vom WGSN genehmigten Namensteile; darunter Polaris für den Stern α Ursae Minoris Aa.

In der Antike war Polaris noch nicht der Stern mit dem nackten Auge dem Himmelspol, und die gesamte Konstellation von Ursa Minor wurde eher zur Navigation als für einen einzelnen Stern verwendet. Polaris rückte nahe genug an den Pol heran, um der nächstliegende Stern mit dem nackten Auge zu sein, auch wenn er sich noch im frühen Mittelalter in mehreren Grad Entfernung befand, und zahlreiche Namen, die dieses Merkmal als Polarstern bezeichnen, werden seit dem Mittelalter verwendet . Im Altenglischen war es bekannt als scip-steorra ("Schiffsstern"); Im alten englischen Runengedicht ist die T-Rune anscheinend mit einer "zirkumpolaren Konstellation" verbunden, verglichen mit der Qualität der Standfestigkeit oder Ehre. ^[27]

Im späteren Mittelalter wurde sie verbunden mit dem marianischen Titel von Stella Maris "Stern des Meeres" (so in Bartholomeus Anglicus, ca. 1270er Jahre) ^[28]

Sein Name im traditionellen vorislamischen Araber Die Astronomie war Al-Judeyy الجدي, und dieser Name wurde auch in der mittelalterlichen islamischen Astronomie verwendet. ^[29][30] Damals war er noch nicht so nahe am nördlichen Himmelspol, wie er jetzt ist und verwendet wurde um die Stange drehen.

Distance [ edit ]

Viele neuere Zeitungen berechnen die Entfernung zu Polaris bei etwa 433 Lichtjahren (133 Parsecs), ^[13] in Übereinstimmung mit den Parallax-Messungen der Hipparcos-Astrometrie Satellit. Ältere Entfernungsschätzungen waren oft etwas geringer, und neuere Forschungen, die auf hochauflösenden Spektralanalysen basieren, deuten darauf hin, dass sie bis zu 110 Lichtjahre näher liegen können (323 ly / 99 pc). ^[6] Polaris ist die physikalische Größe der Cepheidvariablen der Erde sind für die gesamte astronomische Entfernungsskala von entscheidender Bedeutung. ^[6] Sie ist auch die einzige mit einer dynamisch gemessenen Masse.

A Neue Revision der Beobachtungen von 1989 - 1993, erstmals 1997 veröffentlicht

B Statistischer Abstand, der mit einem schwachen Abstand vor berechnet wurde

Die Raumsonde Hipparcos verwendete stellare Parallaxe, um Messungen aus den Jahren 1989 und 1993 mit einer Genauigkeit von 0,97 Millikunden pro Sekunde (970 Mikrosekunden) durchzuführen, und es wurden genaue Messungen für Sternentfernungen bis zu 1.000 PC entfernt. ^[34] Die Hipparcos-Daten wurden erneut mit fortschrittlicheren Fehlerkorrektur- und Statistikverfahren untersucht. ^[5] Trotz der Vorteile der Hipparcos-Astrometrie wurde die Unsicherheit in den Polaris-Daten aufgezeigt und einige Forscher haben die Genauigkeit von Hipparcos bei der Messung von binären Cepheiden wie Polaris in Frage gestellt ^[6] Die Hipparcos-Reduktion speziell für Polaris wurde erneut geprüft und bestätigt, aber es gibt noch keine weit verbreitete Übereinstimmung über die Entfernung. ^[35]

Der nächste große Schritt bei den Präzisionsparallaxenmessungen kommt aus Gaia einer Weltraum-Astrometrie-Mission, die im Jahr 2013 gestartet wurde und die Parallaxe von Sternen auf bis zu 25 mikroarm messen soll Sekunden (μas). ^[36] Obwohl ursprünglich geplant wurde, Gaias Beobachtungen auf Sterne zu beschränken, die schwächer als 5,7 sind, zeigten Tests, die während der Inbetriebnahmephase durchgeführt wurden, dass Gaia Sterne selbständig so hell wie die Magnitude 3 identifizieren kann Im Juli 2014 wurde es so konfiguriert, dass Sterne im Magnitudenbereich 3 - 20 routinemäßig verarbeitet werden. ^[37] Jenseits dieser Grenze werden spezielle Verfahren verwendet, um Roh-Scandaten für die verbleibenden 230 Sterne herunterzuladen, die heller als Magnitude 3 sind. Methoden zur Reduzierung und Analyse dieser Daten werden entwickelt; und es wird erwartet, dass es eine "vollständige Abdeckung des Himmels am hellen Ende" mit Standardfehlern von "einigen Dutzend µas" geben wird. ^[38] Gaia Data Release 2 enthält keine Parallaxe für Polaris, sondern eine Entfernung, die daraus abgeleitet wird 7018421503557628418 1945 136.6 ± 0,5 pc für Polaris B, ^[33] etwas weiter als die meisten früheren Schätzungen und mehrmals genauer.

Polaris war lange Zeit für die kosmische Distanzleiter wichtig, da es vor Gaia die einzige Cepheid-Variable war, für die direkte Entfernungsdaten vorhanden waren, die sich auf Entfernungsmessungen mit diesem "Lineal" auswirkte. ^[39]

Beobachtungsgeschichte [ edit ]

Siehe auch [ edit

Referenzen

]

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