北極星

北極星
北極星の位置（丸で囲まれている部分）
観測データ紀元J2000年      春分J2000年
星座こぐま座
発音/ p ə ˈ l ɛər ɪ s , - ˈ l æ r -/ ;イギリス英語：/ p ə ˈ l ɑːr ɪ s / [ 1 ]
α UMi A
赤経2時31分49.09秒[ 2 ]
赤緯+89°15′50.8″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）1.98 [ 3 ] (1.86 – 2.13) [ 4 ]
α UMi B
赤経2時30分41.63秒[ 5 ]
赤緯+89° 15′ 38.1″ [ 5 ]
見かけの等級 （V）8.7 [ 3 ]
特徴
α UMi A
スペクトル型F7Ib + F6V [ 6 ]
U−B色指数0.38 [ 3 ]
B−V色指数0.60 [ 3 ]
変光星型古典セファイド星[ 4 ]
α UMi B
スペクトル型F3V [ 3 ]
U−B色指数0.01 [ 7 ]
B−V色指数0.42 [ 7 ]
変光星型疑わしい[ 4 ]
天体測定
視線速度(R v )−17 [ 8 ] km/s
固有運動（μ）RA: 44.48 ± 0.11 [ 2 ] mas /年12月: −11.85 ± 0.13 [ 2 ]マス/年
視差（π）7.54 ± 0.11  mas [ 2 ]
距離446.5 ± 1.1 光年 (136.90 ± 0.34  pc ) [ 9 ]
絶対等級 （M V）−3.6 ( α UMi Aa ) [ 3 ] 3.6 ( α UMi Ab ) [ 3 ] 3.1 ( α UMi B ) [ 3 ]
位置（α UMi Aaに対する相対位置）
成分α UMi Ab
観測期間2005.5880
角距離0.172インチ
位置角231.4°
位置（α UMi Aaに対する相対位置）
成分α UMi B
観測期間2005.5880
角距離18.217インチ
位置角230.540°
軌道[ 9 ]
プライマリα UMi Aa
コンパニオンα UMi Ab
ピリオド（P）29.416 ± 0.028 年
長半径（a）0.129 55 ± 0.002 05 " （≥2.90 ± 0.03  AU [ 10 ] )
離心率（e）0.6354 ± 0.0066
傾斜（i）127.57 ± 1.22 °
ノードの経度（Ω）201.28 ± 1.18 °
近点期（ T）2 016 .831 ± 0.044
近点引数（ω）（主）304.54 ± 0.84 °
半振幅（K 1）（プライマリ）3.762 ± 0.025  km/s
詳細
α UMi Aa
質量5.13 ± 0.28 [ 9 ]  M ☉
半径46.27 ± 0.42 [ 9 ]  R ☉
光度（ボロメトリック）1,260 [ 11 ]  L ☉
表面重力（log  g）2.2 [ 12 ]  cgs
温度6015 [ 7 ]  K
金属度112%太陽光発電[ 13 ]
自転119日[ 6 ]
自転速度( v  sin  i )14 [ 6 ]  km/s
年齢45～67歳？[ 14 ] [ 15 ] ミル
α UMi Ab
質量1.316 [ 9 ]  M ☉
半径1.04 [ 3 ]  R ☉
光度（ボロメトリック）3 [ 3 ]  L ☉
年齢>500？[ 15 ] ミル
α UMi B
質量1.39 [ 3 ]  M ☉
半径1.38 [ 7 ]  R ☉
光度（ボロメトリック）3.9 [ 7 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.3 [ 7 ]  cgs
温度6900 [ 7 ]  K
自転速度( v  sin  i )110 [ 7 ]  km/s
年齢1.5? [ 14 ] [ 15 ] ギガ
その他の指定
北極星、北極星、きのう座、アルファUMi、αUMi、ADS 1477、CCDM J02319+8915
α UMi A : 1 こぐま座、BD +88°8、FK5 907、GC 2243、HD 8890、HIP 11767、HR 424、SAO 308
α UMi B : NSV 631、BD +88°7、GC 2226、SAO 305
データベース参照
SIMBADα UMi A
α UMi B

北極星は、こぐま座の北極星です。α Ursae Minoris （ラテン語でAlpha Ursae Minoris ）と指定され、一般的に北極星と呼ばれています。見かけの等級は約1.98等級で[ 3 ] 、星座の中で最も明るい星であり、夜間でも肉眼で容易に見ることができます。[ 16 ]星の位置は北天の極から1°未満であるため、現在の北極星となっています。北天における安定した位置にあるため、航海に役立ちます。[ 17 ]

肉眼では一点の光のように見えますが、北極星は三重星系であり、主星である黄色超巨星の北極星Aaと、それより小さな伴星の北極星Abで構成されています。この対はほぼ確実に[ 14 ]、より広い軌道で北極星Bを周回しています。外側の伴星Bは1779年8月にウィリアム・ハーシェルによって発見され、内側のAa/Abの対は20世紀初頭になって初めて確認されました。

最も近いセファイド変光星であるポラリスAaまでの距離は、宇宙の距離の梯子の基礎となる。改訂されたヒッパルコス恒星視差によれば、ポラリスAまでの距離は約432 光年（ly）（133 パーセク（pc））、後継ミッションであるガイアでは、446.5光年（ポラリスBの136.9pc ) [ 9 ] [ a ]。

恒星系

ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた北極星の構成要素

ポラリスAaは、スペクトル型F7Ibの5.4太陽質量（M☉ ）の進化した黄色超巨星です。軌道から質量が決定された 最初の古典的セファイド星です。2つの小さな伴星は、太陽から1.39M☉のF3主系列星であるポラリスBで、太陽から1.39M☉の距離を周回しています。約2,400 天文単位（AU）[ 18 ]と、質量1.26  M ☉の非常に近いF6主系列星であるポラリスAb（またはP）です。[ 3 ] 2006年1月、NASAはハッブル望遠鏡によるポラリス三元系の3つのメンバーを示す画像を公開しました。 [ 19 ] [ 20 ]

ポラリスBは、比較的小型の望遠鏡でも解像できます。ウィリアム・ハーシェルは1779年8月、当時最高の望遠鏡の一つであった反射望遠鏡を使ってこの星を発見しました。 [ 21 ]

ポラリスAの視線速度の変動は1899年にWWキャンベルによって報告され、この星が連星系であることを示唆した。 [ 22 ]ポラリスAはセファイド変光星として知られているため、JHムーアは1927年に視線方向の速度変化は4日間の脈動周期とそれよりはるかに長い公転周期、そして約0.6という大きな離心率の組み合わせによるものであることを実証した。 [ 23 ]ムーアは1929年にこの系の予備的な軌道要素を発表し、公転周期は約29.7年、離心率は0.63であると示した。この周期は1939年にB.P.ゲラシモビッチが行った固有運動の研究によって確認された。[ 24 ]

1955年、 E.レーマーは博士論文の一部として視線速度データを用いて、ポラリスAシステムの軌道周期が30.46年、離心率が0.64であることを導出した。[ 25 ] KWカンパーは1996年に周期が29.59 ± 0.02年、離心率は0.608 ± 0.005。[ 26 ] 2019年にRIアンダーソンによる研究では、29.32 ± 0.11年、離心率は0.620 ± 0.008 . [ 10 ]

かつては、より遠く離れた2つの構成要素、すなわちポラリスCとポラリスDがあると考えられていましたが、これらは物理的にポラリス系とは関連がないことが示されました。[ 18 ] [ 27 ]

観測

変動

TESSデータからプロットされた北極星の光度曲線[ 28 ]

超巨星の主星であるポラリスAaは、低振幅のI型古典セファイド変光星であるが、銀河緯度が高いことから、かつてはII型セファイド変光星と考えられていた。セファイド変光星は距離を決定するための重要な標準光源となるため、最も近いセファイド変光星であるポラリスは[ 10 ] 、精力的に研究されている。ポラリスの変光は1852年から疑われており、この変光は1911年にアイナー・ヘルツシュプルングによって確認された[ 29 ]。

北極星の明るさの範囲は1.86～2.13とされている[ 4 ]が、発見以来、振幅は変化している。1963年以前は、振幅は0.1等級以上で、非常に緩やかに減少していた。1966年以降は急速に減少し、0.05等級未満となった。それ以降は、その範囲付近で不規則に変動している。現在、振幅は再び増加していると報告されており、これは他のセファイド型星では見られない反転現象である[ 6 ] 。

周期は約4日ですが、これも時間の経過とともに変化しています。1963年から1965年にかけての休止期間を除き、年間約4.5秒ずつ着実に増加しています。これは当初、セファイド不安定帯を横切る恒星の赤方偏移によるものと考えられていましたが、主脈動モードと第1倍音脈動モードの干渉による可能性も示唆されています。[ 20 ] [ 30 ] [ 31 ]北極星が基本脈動モードなのか第1倍音脈動モードなのか、また不安定帯を初めて横切るのかどうかについても、研究者の間で意見が分かれています。[ 11 ] [ 31 ] [ 32 ]

北極星の温度は脈動中にわずかにしか変化しませんが、その変動の振幅は変動しやすく予測不可能です。温度の不規則な変化と、各周期における温度変化の振幅は、少なくとも50K ​170 Kは、北極星Abの軌道と関係があるかもしれない。[ 12 ]

北極星のセフェイド型変光を示す 4 日間のタイムラプス画像。

サイエンス誌に報告された研究によると、北極星はプトレマイオスが観測した当時よりも2.5倍明るくなっており、3等級から2等級に変化しているという。 [ 33 ]天文学者のエドワード・ギナンは、これは注目すべき変化だと考えており、「もしこれが本当なら、これらの変化は現在の恒星進化理論によって予測されているものより100倍も大きい」と発言した記録が残っている。

トーレス2023は、視線速度と測光データの広範な歴史的集積を発表しました。彼は、セファイド変光星の周期の変化は反転し、2010年頃から減少傾向にあると結論付けています。トーレスは、 TESSデータの有用性は限られていると指摘しています。サーベイ望遠鏡であるTESSは、ポラリスよりも暗い星に最適化されているため、ポラリスはTESSのカメラを著しく過飽和させてしまうからです。TESSからポラリスの正確な全光度を決定することは非常に困難ですが、周期の測定には依然として有効です。[ 34 ]

さらに、北極星Aaの見かけ上の不規則性はAbの近点通過と一致する可能性があるが、データの不正確さから決定的な結論は出ていない。[ 34 ]ガイア距離では、Aa-Abの最接近は6.2  AU。主超巨星の半径は 46  R ☉であり、近点距離はその半径の約29倍である。これは、Ab が Aa の上層大気に潮汐力を与えていることを意味する。このような連星系潮汐力は、ハートビート星で知られている。ハートビート星では、偏心した近点接近によって心電図に似た豊富な多モード脈動が生じる。

Szabados 1992は、セファイド変光星の中でも、1960年代半ばに北極星に起こったのと同様の「位相スリップ」が連星系に関連していると示唆している。[ 35 ]

2024年、ハーバード大学とスミソニアン研究所のナンシー・エヴァンス率いる研究者たちは、CHARA干渉計アレイを用いた内側の連星に関する最新のデータを用いた研究を発表しました。彼らは、CHARAデータとハッブル宇宙望遠鏡の以前のデータを組み合わせ、さらにガイアの距離と合わせて軌道の解を改良しました。446 ± 1光年の距離にあるセファイド星の半径推定値46 R☉を確認し 、質量を再決定した。5.13 ± 0.28  M ☉。対応するPolaris Abの質量は1.316 ± 0.028  M ☉。ポラリスはまだセファイド変光星の最良の進化モデルと比較して明るすぎるままであり、これはV1334 Cygniでも見られる現象である。ポラリスの急速な周期変化と脈動振幅の変化は他のセファイド変光星と比較して依然として特異であるが、第一倍音脈動に関連している可能性がある。[ 9 ]

エヴァンスらは、ポラリスAaの表面の特徴を暫定的に撮影することにも成功しました。クローズアップ画像には、大きな明るい部分と暗い部分が出現し、時間とともに変化しています。この検出を確認するには、今後の撮影キャンペーンが必要です。[ 9 ] ポラリスの年齢をモデル化することは困難です。現在の最良の推定では、セファイド星は2つの主系列成分よりもはるかに若いため、三重星系では共通の起源を持つ可能性は極めて低いと考えられます。[ 14 ] [ 15 ]

Torres 2023とEvans et al 2024はどちらも、最近の文献ではPolarisが第一倍音パルセーターであることに慎重に同意していると示唆している。[ 34 ] [ 9 ]

北極星としての役割

北極星の方位角と時計の文字盤の類似性[ 36 ]
北極星を中心にした典型的な北半球の星の軌跡。
北極星はカシオペア座 と北斗七星の中間に位置します。

北極星は地球の自転軸とほぼ一直線上に北極点上空に位置しているため、空でほぼ静止しており、北天のすべての星が北極星の周りを回転しているように見えます。そのため、北極星は天文航法や天体測量における測定点としてほぼ固定された位置となります。地平線からの北極星の高度は、観測者のおおよその緯度を示します。 [ 16 ]

2018年、北極星は自転極（月の円盤の1.4倍）から0.66°（39.6分角）離れており、直径1.3°の小円を描いて極の周りを公転しています。2100年を過ぎるとすぐに極（約0.45度、27分角）に最も近づきます。[ 37 ]北極星は天の北極に非常に近いため、地球の軸の歳差運動により赤経が急速に変化しており、西暦2000年の2.5時間から西暦2100年には6時間になります。恒星日のうち2回、北極星の方位角は真北になります。それ以外の時間は東または西にずれているため、表や経験則を使用して方位を修正する必要があります。最も近似値が高いのは[ 36 ] 、おおぐま座の「北斗七星」の先端を用いて算出される。先端（ドゥベ星とメラク星によって定義される）を時計の文字盤に当てはめ、緯度に応じて北極星の真の方位角を求める。

北極星が天の極に向かって、そして将来的には天の極から遠ざかる見かけの動きは、春分点歳差運動によるものです。[ 38 ]天の極は21世紀以降、α UMiから遠ざかり、41世紀頃までにγ Cefheiの近くを通過し、91世紀頃までにデネブに向かって移動します。

天の極は紀元前2750年頃にはトゥバンに近かった[ 38 ]。古典古代には北極星よりもコハブ（βUMi）にやや近かったが、それでも約北極星は、どちらの星からも10 °離れている。[ 39 ]後期古代末期には、β UMi から α UMi への角度距離はほぼ同じであった。紀元前320年頃のギリシャの航海者ピュテアスは、天の極には星がないと記している。しかし、天の極に近い明るい星の1つとして、北極星は少なくとも後期古代から航海に使用され、ストバイオス（5世紀）は「常に見える」 ἀεί φανής ( aei phanēs ) と記している。また、バーナーやランプに似た Λύχνος ( Lychnos )とも呼ばれ、中世盛期以降はギリシャ語とラテン語の両方でstella polarisと表記するのが妥当であろう。 1492年の初の大西洋横断航海において、クリストファー・コロンブスは「北極星が北極の周りに描く円」を補正する必要がありました。[ 40 ]シェイクスピアの戯曲『ジュリアス・シーザー』（1599年頃に執筆）の中で、シーザーは自らを「北極星のように不変」と表現していますが、シーザーの時代には不変の北極星は存在しませんでした。相対的に明るいにもかかわらず、一般に信じられているように、北極星は空で最も明るい星ではありません。[ 41 ]

北極星はナサニエル・ボウディッチの古典的な航海術書『アメリカ実用航海士』（1802年）にも言及されており、航海星の一つとして挙げられている。[ 42 ]

名前

このアーティストの想像図は、超巨星ポラリスAa、矮小星ポラリスAb、そして遠く離れた矮小星の伴星ポラリスBを示しています

現代におけるポラリスという名前[ 43 ]は、ルネッサンス時代にこの星が天の極に数度まで近づいたときに作られた新ラテン語のstella polaris（「北極星」）から短縮されたものである。 [ 44 ] [ 45 ]

1547年の著作の中でジェンマ・フリシウスは、この星を「極と呼ばれる星」stella illa quae polaris diciturと呼び、天の極から3度8分の位置に置いている。 [ 44 ] [ 45 ]

2016年、国際天文学連合は恒星の固有名をカタログ化し標準化するために、星名作業部会（WGSN）[ 46 ]を組織しました。2016年7月に発表されたWGSNの最初の公報には、WGSNによって承認された最初の2つの名前の表が掲載されました。その中には、こぐま座α星Aaの「Polaris」も含まれていました[ 47 ] 。

古代において、北極星はまだ天の極に最も近い肉眼で見える恒星ではなく、航海には単一の星ではなく、こぐま座全体が用いられました。中世初期には、北極星は天の極に十分近づき、肉眼で見える最も近い恒星となりましたが、それでもまだ数度の距離はありました。中世以降、この特徴を北極星と呼ぶ様々な名称が用いられてきました。古英語では、 scip-steorra（船の星） として知られていました。

「古英語のルーン詩」では、Tのルーンは明らかに「周極星座」、つまり火星と関連付けられている。[ 48 ]

ヒンドゥー教のプラーナ文献では、それはドゥルヴァ（「動かない、固定された」）という名前で擬人化されました。 [ 49 ]

中世後期には、初期の転写ミスにより、聖母マリアの称号であるステラ・マリス「海の星」（1270年代頃のバルトロメウス・アングリクスにそのように記されている）と関連付けられるようになった[ 50 ] 。 [ 51 ]

14世紀から確認されている古い英語名はlodestar（「導きの星」）であり、古期ノルウェー語のleiðarstjarna、中高ドイツ語のleitsterneと同語源である。[ 52 ]

こぐま座の古代名であるCynosura（ギリシャ語のκυνόσουρα「犬の尻尾」に由来）[ 53 ]は、近世初期には特に北極星と結び付けられるようになった。マリアが北極星（Stella Polaris ）のstella marisと明確に同一視されていること、また星の名前としてCynosuraが使用されていることは、ニコラウス・ルセンシス（ニッコロ・バルソッティ・デ・ルッカ）が1655年に出版したマリアに関する詩集『 Cynosura seu Mariana Stella Polaris』（「Cynosura、あるいはマリアの北極星」）という題名 に明らかである。

964 年のペルシャの著作『恒星の書』に描かれたこぐま座。右下にはal-Judayy "الجدي" と名付けられた北極星があります。

イスラム以前の伝統的なアラブ天文学では、その名前はアル・ジュダイ・アラブ（「子ヤギ」、子ヤギの意味で、「エトワールの記述」では「le Chevreau」）であり、[ 54 ]その名前は中世イスラム天文学でも使用されました。[ 55 ] [ 56 ]当時、それは現在ほど北天の極に近くなく、極の周りを回転していました。

詩の中では、スペンサーが「不動の星」と呼んでいるように、北極星は揺るぎない意志の象徴として用いられた。 シェイクスピアのソネット116は、北極星を指針として用いる象徴性の例である。「[愛]は、あらゆる彷徨う小舟にとっての星である。その価値は不明だが、その高さは測られる。」[ 57 ]

シェイクスピアの『ジュリアス・シーザー』では、シーザーが恩赦を拒否した理由を次のように説明しています。「私は北極星のように不動である。その不動の姿は、天空に一つとして同じものはない。空は無数の火花で彩られ、それらはみな火であり、それぞれが輝いている。しかし、その中でも自分の地位を保っているのはただ一つだけである。世界も同じである。」(III, i, 65–71) もちろん、歳差運動のため、北極星は「常に」北極星であり続けるわけではないが、これは数世紀を経て初めて顕著になる。

イヌイットの天文学では、北極星はヌトゥイットゥク（音節文字：ᓅᑐᐃᑦᑐᖅ）として知られています。[ 58 ]

ラコタ族の伝統的な星の知識では、北極星は「ウィチャピ・オワンジラ」と呼ばれています。これは「静止した星」を意味します。この名前は、ラコタ族の物語に由来しています。その物語では、北極星は「赤い頬の女」タパシュ・シュ・ウィンと結婚しました。しかし、彼女は天から落ちてしまい、悲しみに暮れるウィチャピ・オワンジラは永遠に「ワニカトゥ」（上の地）から見下ろし続けました。[ 59 ]

平原クリー族はネヒヤウェウィンの星をacâhkos êkâ kâ-âhcît「動かない星」（音節文字：ᐊᒑᐦᑯᐢ ᐁᑳ ᑳ ᐋᐦᒌᐟ ）と呼ぶ。[ 60 ]

ミクマウィシムク語ではこの星はタタプンと名付けられている。[ 61 ]

古代フィンランドの世界観では、北極星はタイヴァアンナパ（taivaannapa ）やナウラテフティ（naulatähti、「釘星」）とも呼ばれていました。これは、北極星が天空に張り付いているように見えること、あるいは他の星が周回する際に天空を留める役割さえ果たしているように見えるからです。星空が北極星の周りを回転しているように見えることから、天空は車輪に例えられ、北極星はその軸の支点となっています。このことから、天空のピン（sky pin）や世界のピン（world pin）といった名前が付けられました。

距離

リーヴィットがセファイド変光星の周期と光度の関係、そしてそれに対応する標準光源としての有用性を発見して以来、北極星までの距離は天文学者によって非常に求められてきました。北極星は地球に最も近いセファイド変光星であり、したがってセファイド標準光源の較正の鍵となります。セファイド変光星は、宇宙の宇宙論的性質を探るための宇宙距離の梯子の基礎を形成しています。 [ 62 ]

距離測定技術は、成分Aと成分Bが物理的にペアになっているかどうか、つまり重力結合しているかどうかによって決まる。もしそうであれば、推定距離は等しいと推定できる。[ b ]このペアの重力結合は観測によって十分に裏付けられており、共通距離の推定は歴史的および最近の推定において広く採用されている。[ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] [ 26 ] [ 67 ] [ 62 ] [ 14 ] [ 9 ]

20世紀の大半において、利用可能な観測技術は絶対視差を正確に測定するには不十分でした。[ 68 ] [ 62 ]その代わりに、主系列星と巨星の両方について恒星進化の理論モデルを用い、分光データと測光データを組み合わせて距離を推定する手法が主流でした。このようなモデリングは理論的な仮定と推測に依存しており、星団データには多くの系統的誤差と統計的不確実性が含まれています。2013年になっても、これらの技術は主系列星[ 69 ]やセファイド星[ 14 ]のモデリングにおいて10%の精度を達成するのに苦労していました。

ヒッパルコス衛星が登場するまで、さらなる進歩は限られていました。ヒッパルコス衛星は、全天絶対視差天体測定を行うことができる最初の機器でした。[ 68 ]最初のデータリリースは1997年でした。

北極星までの距離推定値
公開 コンポーネント 距離 ソース 注記
lypc
1966 B （359）[ c ]（110 ) [ c ]ファーニー[ 64 ]Bの光度測定とモデリング[ c ]
1977 B （399 ) [ d ]（122 ) [ d ]ターナー[ 65 ]Bの光度測定とモデリング[ d ]
1978 A 356 *109 *ゴーティエとフェルニー[ 66 ]Aの絶滅とセファイド変成星の進化のモデル化
1996 B 359 *110 *カンパー[ 26 ]Bの光度測定とモデリング、以前の推定値の再現
1997 A 431 ± 29132 ± 9ヒッパルコス[ 70 ]全天/絶対[ 68 ]視差観測、主変数[ e ]
2004-2013 A、B 307 ± 1394 ± 4ターナー/ターナーら セファイド変光星の進化モデル化[ 30 ]、銀河団の運動学とZAMSフィッティング[ 30 ] [ 67 ]、Bの測光とモデル化[ 67 ]、黄色超巨星で較正されたAのスペクトル線比[ 62 ]
329 ± 10101 ± 3
323 ± 799 ± 2
2007年[女性]A 432 ± 6133 ± 2ヒッパルコス[ 2 ] [ 69 ]全天/絶対視差観測、主変数の改訂解析[ f ]
2008 B 357 *109.5 *ユーセンコ＆クロチコワ[ 7 ]Bの光度測定とモデリング
2014 A >385>118ニールソン[ 71 ]セファイド変成星の進化モデルは、距離の事前条件に依存しない
2018 B 521 ± 20160 ± 6ハッブル、ボンドら[ 14 ]測光的に較正された背景の星を参照した広角成分の相対 視差[ 68 ]
2018 B 445.3 ± 1.7136.6 ± 0.5ガイアDR2 [ 72 ]全天/絶対[ 68 ]視差観測、広角成分[ g ]
2020 B 446.5 ± 1.1136.9 ± 0.3ガイアDR3 [ 5 ] [ 9 ]全天/絶対視差観測（広角成分[ h ]）
^ * この推定値は不確実性について言及していない

ヒッパルコスのデータが登場した後、北極星までの距離と、それに伴うセファイド変光星の解析は議論の的となった。北極星のヒッパルコス距離は広く採用されたものの、普遍的ではなかった。[ 20 ]ヒッパルコスのデータから、最も近い数百のセファイド変光星がすぐにセファイドモデルを明確にし、距離の梯子の上位段階における当時の緊張を解消したように見えた。[ 70 ]しかし、代替案は残っており、特に2004年から2013年にかけて複数の論文を発表したターナーらによって、代替案が提示された。 [ 62 ]

恒星の視差はパーセクの基準となります。パーセクは、視差角が 1秒角の天体までの距離です。(1 AUと 1 pc は縮尺どおりではありません。1 pc = 約 206265 AU)

2018年にボンドら[ 14 ]はハッブル宇宙望遠鏡を使って北極星の視差を直接測定する別の方法を提供し、そのやり取りを次のように要約している。

しかし、ターナーら（2013、以下TKUG13）[ 62 ]は、北極星の視差は10.10±0.20マス（d =99 ± 2 pc）。TKUG13 がこの「短い」距離の根拠として挙げているのは、(1) 測定された測光、スペクトル分類、主系列フィッティングに基づく北極星 B の測光視差、(2) 北極星から 3° 以内に、固有運動と視線速度がセフェイドに類似する A 型、F 型、G 型星のまばらな星団があり、ヒッパルコス視差と主系列フィッティングを組み合わせるとセフェイドまでの距離が 99 pc になるという主張、(3) 高解像度スペクトルの線比に基づき、明るさが確立されている超巨星を基準に較正された北極星の絶対視等級の決定です。[...]

[...]

TKUG13論文の批判の中で、van Leeuwen (2013、以下L13) [ 69 ]は、解決策の詳細を提示してヒッパルコス視差を擁護し、「ヒッパルコスのデータはTKUG13が主張する大きな視差を決して支持することはできない」と結論付けました。L13はまた、ヒッパルコスのデータを用いて、TKUG13が提唱した疎な星団の現実性にも疑問を呈し、北極星から3°以内の星の色と絶対等級の図、そしてそれらの固有運動の非クラスター分布の両方から反証を示しました最後に、L13は、ヒッパルコスカタログに掲載されているスペクトル型F3 Vの恒星約400個の絶対等級を視差誤差10%未満で調べ、Aのヒッパルコス視差、あるいはTKUG13が提唱するより大きな視差のいずれに基づいても、ポラリスBの絶対等級がF3 V恒星の観測MV分布に十分収まることを示しました。したがって、Bの測光視差は有用な判別式にはならないと結論付けました。

— [ 14 ]

ボンドらはさらに、ヒッパルコス距離とは無関係の三角視差を発見しました。これは、「長い」ヒッパルコス距離よりもさらに遠い距離を意味し、「短い」距離推定の妥当な範囲をはるかに超えています。

高精度視差測定の次の大きなステップは、2013年に打ち上げられ、恒星の視差を100万光年以内で測定することを目的としている宇宙天体測定ミッション「ガイア」からもたらされる。25 マイクロ秒角（μas）である。[ 74 ]当初、ガイアの観測対象は5.7等級未満の星に限定される予定だったが、試運転段階で行われたテストで、ガイアは3等級の明るい星を自律的に識別できることが示された。2014年7月にガイアが通常の科学観測を開始した際には、3等級から20等級の星を日常的に処理するように設定された。[ 75 ]その制限を超えると、残りの3等級より明るい230個の星の生のスキャンデータをダウンロードするための特別な手順が使用される。これらのデータを縮小・分析する方法が開発されており、「数十μas」の標準誤差で「明るい端の空を完全にカバーする」ことが期待されている。[ 76 ]

ガイアDR2には北極星Aの視差は含まれていないが、北極星Bから推定される距離は136.6 ± 0.5  pc (445.5 ± 1.7 光年) [ 72 ] は、これまでの推定値よりもやや遠く、（原理的には）かなり正確です。DR2にはかなりの系統的不確実性があることが知られています。[ 77 ]

ガイアDR3は統計的不確実性と系統的不確実性の両方を大幅に改善しましたが、後者は依然として多数あり、10～60μas [ 63 ] ; 新しい推定値は136.9 ± 0.3  pc (446.5 ± 1.1  ly）を基準視差ゼロ点補正で測定した。[ 5 ] [ 9 ] [ h ]

ガイアDR4（2026年12月予定）は、統計的および系統的不確実性全般、特に変光星や多重星のデータパイプラインをさらに改善するでしょう。[ 78 ]多重星軌道解が利用可能になり、セファイドやポラリスの研究に大きく役立ち、特に外側のAB軌道を解くことが可能になります。[ 9 ]

北極星は、カナダのイヌイット準州ヌナブトの旗と紋章[ 79 ]、アメリカ合衆国のアラスカ州とミネソタ州の旗[ 80 ]、そしてアメリカ合衆国ミネソタ州ダルースの旗[ 81 ] [ 82 ]に描かれています

旗章学

紋章学

船舶

  • 北極星はこぐま座（右上）で最も明るい星です
    北極星はこぐま座（右上）で最も明るい星です
  • 北斗七星とこぐま座と北極星の関係
    北斗七星とこぐま座と北極星の関係
  • 小型望遠鏡で見た北極星。北極星Bは主星である北極星Aから18秒角離れています。
    小型望遠鏡で見た北極星。北極星Bは主星である北極星Aから18秒角離れています。
  • 北極星とその周囲の統合フラックス星雲、そしてNGC188[疑わしい – 議論する]
    北極星とその周囲の統合フラックス星雲、そしてNGC188

参照

注記

  1. ^ AとBが物理的なペアである場合、それらは同じ視差を共有します。距離を参照してください
  2. ^それらの最小空間分離は角度分離であり、0.09ミリラジアン（18.2秒角）、つまり地球からの距離の0.009%です。軌道離心率と地球の視線に対する遠点の向きによっては、この値は2倍から5倍ほど高くなる可能性があります。いずれにせよ、距離推定の不確実性は0.2%をはるかに上回っており、系統的不確実性を無視した場合、後者の精度に近づくのはガイアのみです。 [ 63 ]将来のガイアのデータにより、この外側の軌道を解読し、遠点を制限して、構成要素間の距離を正確に決定できるよう可能性があります
  3. ^ a b cこの論文では、絶対等級はおよそ3.3、見かけの等級は8.51と推定されている。これは距離係数5.21を意味し、距離は約110パーセクになる。理論上の等級誤差±0.3は、およそ±16パーセクの誤差に相当する。
  4. ^ a b cこの論文では絶対等級はおよそ3.16と推定されている。引用されている見かけの等級8.6と合わせると、距離係数は5.44となり、距離は約122パーセクになる。理論上の等級誤差±0.1は、およそ±6パーセクの誤差に相当する。減光は無視できる程度と結論付けられた。
  5. ^視差7.56 ± 0.48 mas
  6. ^ a b視差7.54 ± 0.11 mas ; 1989年から1993年までの観測、最初の分析は1997年に公開、改訂された分析は2007年に公開されました。
  7. ^弱い距離事前分布を用いて計算された統計的距離
  8. ^ a b生の視差は7.2869 ± 0.0178 mas ; 基本的な系統的補正[ 63 ] [ 73 ]を適用すると7.3045 ± 0.0178 マス

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