ポラリス

ポラリス

北極星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ Epoch J2000       Equinox
星座	こぐま座
発音	/ p ə ˈ l ɛər ɪ s , - ˈ l æ r -/ ; イギリス: / p ə ˈ l ɑːr ɪ s / [1]
α UMi A
赤経	02時間31分49.09秒[2]
偏角	+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	02時間30分41.63秒[5]
偏角	+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 + F6 [6]
U−B色指数	0.38 [3]
B−V色指数	0.60 [3]
変数型	古典的セフェイド[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]
変数型	疑わしい[4]
天体測量
視線速度(R v )	−17 [8]  km/s
固有運動（μ）	ラ: 198.8 ± 0.20 [2] マス/年 12 月: −15 ± 0.30 [2] マス/年
視差（π）	7.54 ± 0.11  mas [2]
距離	323–433 [9] 光年 (99–133 [9]  pc )
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
観測の時代	2005.5880
角度距離	0.172インチ
位置角度	231.4°
位置（α UMi Aa に対する相対位置）
成分	α UMi B
観測の時代	2005.5880
角度距離	18.217インチ
位置角度	230.540°
軌道[10]
主要な	α UMi Aa
仲間	α UMi Ab
期間（P）	29.416 ± 0.028 年
半長径(a)	0.129 55 ± 0.002 05 " （≥2.90 ± 0.03  AU [11] )
偏心度（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/秒
詳細
α UMi Aa
質量	5.13 ± 0.28 [10] メートル☉
半径	37.5 [12] –46.27 [10] 右☉
光度（ボロメトリック）	1,260 [12]  L ☉
表面重力（log  g）	2.2 [13] グラフ
温度	6015 [7] キロ
金属性	112%太陽光[14]
回転	119日[6]
回転速度( v  sin  i )	14 [6]  km/s
年	45 - 67 [15] ミル
α UMi Ab
質量	1.316 [10] メートル☉
半径	1.04 [3]  R ☉
光度（ボロメトリック）	3 [3]  L ☉
年	>500 [15] ミル
α UMi B
質量	1.39 [3] メートル☉
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]  CG
温度	6900 [7] キロ
回転速度( v  sin  i )	110 [7]  km/s
年	1.5 [15] ギリシア
その他の指定
北極星、北極星、キノスラ座、アルファ UMi、α UMi、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
シンバド	α UMi A
	α UMi B

北極星は、北極の周りを回る星座であるこぐま座の星です。α Ursae Minoris（ラテン語ではAlpha Ursae Minoris ）と指定され、一般的に北極星または北極星と呼ばれています。見かけの等級は1.98 前後で変動し、^[3]星座の中で最も明るい星であり、夜間に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°未満離れているため、現在の北極星となっています。北の空での星の安定した位置により、航海に役立ちます。^[17]

最も近いセフェイド変光星であるため、その距離は宇宙距離ラダーの一部として使用されています。改訂されたヒッパルコス 恒星視差では、北極星までの距離は約 433光年(133パーセク) とされていますが、後継ミッションであるガイアでは、約 448光年(137パーセク)とされています。他の方法による計算は大きく異なります。

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。この対はより広い軌道を北極星 B と回っています。外側の対 AB は 1779 年 8 月にウィリアム ハーシェルによって発見されました。ここで「A」は、現在では Aa/Ab 対として知られているものを指します。

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 最初の古典的なセファイドです。2つの小さな伴星は、1.39 M _☉ F3主系列星のポラリスBで、太陽からの距離で周回しています。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]ポラリスBは、中程度の望遠鏡で分解できます。ウィリアム・ハーシェルは、1779年8月に、当時最高の望遠鏡の1つであった独自の反射望遠鏡を使用してこの星を発見しました。 ^{[19] 2006年1月、} NASAはハッブル望遠鏡でポラリス三連星系の3つのメンバーを示す画像を公開しました。 ^{[20] [21]}

北極星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]北極星Aは既知のセファイド変光星であるため、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であるとした。この周期は1939年にBP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.ロ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であると導き出した。^[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アンダーソンが行った研究では、29.32 ± 0.11年、離心率は0.620 ± 0.008 . ^[11]

かつては、より離れた2つの構成要素、すなわちポラリスCとポラリスDが存在す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]}

超巨星の主星である北極星Aaは、低振幅の種族Iの 古典的セファイド変光星であるが、銀河緯度が高いため、かつてはII型セファイドであると考えられていた。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を構成するため、最も近いそのような星である北極星^[11]は、精力的に研究されている。北極星の変光は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とされているが^[4]、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等級以下になった。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いるが、これは他のセフェイドでは見られない反転である。^[6]

周期は約4日だが、これも時間とともに変化している。1963年から1965年の休止期間を除いて、毎年約4.5秒ずつ着実に増加している。これは当初、セファイド不安定帯を横切る永年的な赤方（低温）進化によるものと考えられていたが、主脈動モードと第1倍音脈動モードの干渉によるものかもしれない。^{[21] [30] [31]}北極星が基本脈動星なのか第1倍音脈動星なのか、また北極星が不安定帯を横切るのが今回が初めてなのかについては、著者の間で意見が分かれている。^{[12] [31] [32]}

北極星の温度は脈動中にわずかにしか変化しないが、この変化の量は変動しやすく予測不可能である。温度の不規則な変化と、各周期中の温度変化の振幅は50  K未満から少なくとも170 Kまでであり、これは北極星Abの軌道と関係がある可能性がある。^[13]

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現在2.5倍明るく、3等星から2等星に変化しているという。 ^[33]天文学者のエドワード・ギナンはこれを注目すべき変化とみなし、「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るものより100倍大きい」と述べたと記録されている。

2024年、ハーバード大学とスミソニアン大学のナンシー・エヴァンス率いる研究者らは、 CHARAアレイを使用して、北極星のより小さな伴星の軌道をより正確に研究した。この観測キャンペーン中に、研究者らは北極星の表面の特徴を撮影することに成功した。大きな明るい場所と暗い場所がクローズアップ画像に現れ、時間の経過とともに変化している。さらに、北極星の直径は、 ガイア距離の1.5倍を使用して、 46 R _{☉と再測定された。}446 ± 1光年の距離にあり、質量は5.13M☉と測定された 。[ ₁₀ ^]

北極星は地球の自転軸とほぼ一直線に北極（天の北極）の「上」に位置しているため、空ではほとんど動かず、北の空の星はすべて北極星の周りを回転しているように見えます。そのため、北極星は天体航法や天文測量のための測定値を得るための優れた固定点となります。地平線上の星の高度は、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°の小さな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、北極に最も近づきます（約0.45度、または27分角）。^[35]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時間になっています。各恒星日に2回、北極星の方位角が真北になります。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^[34]、おおぐま座の「北斗七星」の先端を使って計算する方法です。先端（ドゥブヘ星とメラク星によって定義される）は時計の文字盤を基準にしており、北極星の真の方位角は緯度ごとに計算されます。

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ように見えるのは、春分点歳差運動によるものです。^[36]天の極は21世紀以降に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が^[36]、古典古代には北極星よりもコカブ（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。 [37]}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だった。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述べている。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、ストバエウス(5世紀)は「常に見える」 ἀεί φανής ( aei phanēs ) と表現した。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でもラテン語でもstella polarisと表現するのが妥当である。 1492年の最初の大西洋横断航海で、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」を修正しなければならなかった。^{[38] 1599年頃に書かれた}シェイクスピアの戯曲『ジュリアス・シーザー』では、シーザーは自分自身を「北極星のように不変」と表現しているが、シーザーの時代には不変の北極星は存在しなかった。比較的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ない。^[39]

北極星はナサニエル・ボウディッチの1802年の著書『アメリカ実用航海士』で言及されており、航海星の一つとして挙げられている。^[40]

現代名ポラリス^[41]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造られた 新ラテン語の stella polaris「極星」の短縮形である。1547年に書かれたジェンマ・フリシウスは、この星をstella illa quae polaris dicitur（「極と呼ばれるあの星」）と呼び、天の極から3度8分の位置に置いている。^[42]

2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）^[43]を組織し、星の固有名をカタログ化し標準化しました。2016年7月のWGSNの最初の速報^[44]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ており、その中には小熊座α星Aaの Polarisも含まれていました。

古代では、北極星はまだ天の極に最も近い肉眼の星ではなく、航海には単一の星ではなくこぐま座全体が使われていた。北極星は中世初期に、まだ数度の距離があったにもかかわらず、肉眼で最も近い星になるほど極に近づき、中世以来、この特徴を北極星と呼ぶ多くの名前が使われてきた。古英語では、scip-steorra（「船の星」）として知られていた^[要出典]。古英語のルーン詩では、Tルーンは明らかに「周極星座」または火星と関連付けられている。^[45]

ヒンドゥー教のプラーナでは、それはDhruva（「動かない、固定された」）という名前で擬人化されました。 ^[46]中世後期には、初期の転写エラーにより、聖母マリアの称号であるStella Maris「海の星」と関連付けられました（Bartholomaeus Anglicus、1270年頃） 。 ^{[47 ] [48] 14世紀以来証明されている古い英語の名前は、古ノルド語の}leiðarstjarna、中高ドイツ語のleitsterne と同源の lodestar「導きの星」です。^[49]

こぐま座の古代名であるCynosura (ギリシャ語のκυνόσουρα「犬のしっぽ」に由来) ^{[50] は}、近世までに特に北極星と関連付けられるようになった。マリアが北極星 ( Stella Polaris ) のstella marisであると明確に特定されていること、またCynosuraが星の名前として使用されていることは、 1655 年にニコラウス・ルセンシス (Niccolo Barsotti de Lucca) が出版したマリアの詩集、 Cynosura seu Mariana Stella Polaris (つまり「Cynosure、またはマリアの北極星」)というタイトルに明らかである。 ^{[出典が必要]}

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الجدي （「子ヤギ」、子山羊の意味、エトワールの記述では「le Chevreau」）であり、^[51]この名前は中世イスラム天文学でも使用されていました。^{[52] [53]}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、スペンサーは「不動の星」として、北極星を不動の象徴として引用した。シェークスピアのソネット116は、北極星を指針とする象徴の例である。「[愛]は、あらゆるさまよ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。」『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る。「私は北極星のように不動である。その不動で不動の性質を持つものは、天空に他にはない。空は無数の火花で彩られ、すべてが火であり、すべてが輝く。しかし、その中で自分の場所を保っているのはただ一つ。世界も同じである」(III, i, 65–71)。もちろん、歳差運動のため、北極星が「常に」北極星であり続けることはないが、これは何世紀にもわたってしか目に見えない。^[要出典]

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。

ラコタ族の伝統的な星の知識では、北極星は「Wičháȟpi Owáŋžila」と呼ばれています。これは「静止した星」と訳されます。この名前は、ラコタ族の物語に由来しており、北極星は「赤い頬の女性」Tȟapȟúŋ Šá Wíŋと結婚しました。しかし、彼女は天から落ち、彼の悲しみの中で、Wičháȟpi Owáŋžilaは「waŋkátu」（上の土地）から永遠に見下ろしました。^[54]

平原クリー族はネヒヤウェウィン語でこの星を「動かない星」（音節文字： ᐊᒑᐦᑯᐢ ᐁᑳ ᑳ ᐋᐦᒌᐟ）と呼ぶ。[ ^55]ミクマーウィシムク語ではこの星はタタプンと名付けられる。^[56]

古代フィンランドの世界観では、北極星は、大空に取り付けられているように見える、または他の星が周りを回るときに天空の留め具として機能しているように見えることから、 taivaannapaやnaulatähti (「釘星」) とも呼ばれていました。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、大空は車輪であり、北極星はその軸の支点であると考えられています。そこから派生した名前は、スカイ ピンとワールド ピンです。^[要出典]

最近の多くの論文では、ヒッパルコス天文測量衛星による視差測定に基づいて、北極星までの距離を約433光年（133パーセク）と計算しています^[21]。以前の距離推定値はわずかに小さいことが多く、高解像度のスペクトル分析に基づく研究では、最大110光年（323光年/ 99パーセク）近い可能性があることが示唆されています。^{[9]北極星は地球に最も近い}セファイド変光星であるため、その物理的パラメータは天文学的な距離スケール全体にとって非常に重要です。^[9]また、動的に測定された質量を持つ唯一の星でもあります。

ヒッパルコス探査機は、1989年と1993年に恒星の視差を利用して0.97ミリ秒角（970マイクロ秒角）の精度で測定を行い 、1,000 パーセク離れた恒星までの距離を正確に測定した。^[60]ヒッパルコスのデータは、より高度な誤差補正と統計的手法を用いて再検討された。^{[2]ヒッパルコス}天文測定の利点にもかかわらず、北極星データの不確実性が指摘されており、北極星のような連星セファイドを測定する際のヒッパルコスの精度に疑問を呈する研究者もいる。^[9]ヒッパルコスによる北極星専用の縮小は再検討され、再確認されたが、距離についてはまだ広く合意が得られていない。^[61]

高精度視差測定の次の大きな一歩は、2013年に打ち上げられ、恒星の視差を25マイクロ秒角（μas）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であるガイア^{から来ています。 [62]}当初、ガイアの観測は5.7等級よりも暗い星に限定される予定でしたが、試運転段階で実施されたテストでは、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ました。2014年7月にガイアが通常の科学運用に入ったとき、3〜20等級の星を日常的に処理するように設定されました。 ^[63]その制限を超えると、特別な手順を使用して、3等級より明るい残りの230個の星の生のスキャンデータをダウンロードします。これらのデータを削減および分析する方法が開発されており、「数十μas」の標準誤差で「明るい端で空を完全にカバー」することが期待されています。^[64] ガイアデータリリース2には北極星の視差は含まれていないが、そこから推定される距離は北極星Bの136.6 ± 0.5pc （445.5光年）[59]は、これ^までの推定値よりもやや遠く、数倍正確である。これはさらに改良され、2022年6月13日にガイアデータリリース2に代わるガイアデータリリース3カタログが発行された時点で、その範囲は137.2 ± 0.3pc （447.6光年）であった。^[5]

北極星は、カナダのイヌイット領ヌナブトの旗と紋章、^[65]米国のアラスカ州とミネソタ州の旗、^[66]米国ミネソタ州ダルース市の旗に描かれています。^{[67] [68]}

• 
  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
• 
  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。
• 
  北極星のセフェイド型変光を示す 4 日間のタイムラプス。
• 
  ウツヨキの紋章に描かれた北極星^[要出典]

• 地球外の空（他の天体の北極星の場合）
• 最も近い超巨星のリスト
• 極軸合わせ
• 南北星
• ポラリスフレア
• 北極連隊

ウィキメディア・コモンズには、北極星に関連するメディアがあります。