Polarstern
  | |
| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Tagundnachtgleiche | |
|---|---|
| Sternbild | Kleiner Bär |
| Aussprache | /pəˈlɛərɪs, -ˈlær-/; UK: /pəˈlɑːrɪs/ |
| α UMi Aa | |
| Rektaszension | 02h 31m 49.09s |
| Deklination | +89° 15′ 50.8″ |
| Scheinbare Helligkeit (V) | 1,98 (variabel 1,86-2,13) |
| α UMi Ab | |
| Rektaszension | |
| Deklination | |
| Scheinbare Helligkeit (V) | 9.2 |
| α UMi B | |
| Rektaszension | 02h 30m 41.63s |
| Deklination | +89° 15′ 38.1″ |
| Scheinbare Helligkeit (V) | 8.7 |
| Merkmale | |
| α UMi Aa | |
| Spektraltyp | F7Ib |
| U-B-Farbindex | 0.38 |
| B-V-Farbindex | 0.60 |
| Variabler Typ | Klassischer Cepheid |
| α UMi Ab | |
| Spektraltyp | F6V |
| α UMi B | |
| Spektraltyp | F3V |
| U-B-Farbindex | 0.01 |
| B-V-Farbindex | 0.42 |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (Rv) | |
| Eigenbewegung (μ) | RA: 198,8±0,20 mas/Jahr Dec: -15±0.30 mas/yr |
| Parallaxe (π) | 7,54 ± 0,11 mas |
| Entfernung | 323-433 ly (99-133 pc) |
| Absolute Helligkeit (MV) | |
| Umlaufbahn | |
| Hauptstern | α UMi Aa |
| Begleiter | α UMi Ab |
| Periode (P) | 29,59±0,02 Jahre |
| Halbwertsachse (a) | 0.1204±0.0059" (≥2,90±0,03 AU) |
| Exzentrizität (e) | 0.608±0.005 |
| Neigung (i) | 146.2±10.9° |
| Längengrad des Knotens (Ω) | 191.4±4.9° |
| Periastron-Epoche (T) | 1987.66±0.13 |
| Argument des Periastrons (ω) (sekundär) |
123.01±0.75° |
| Semi-Amplitude (K1) (primär) |
3,72±0,03 km/s |
| Einzelheiten | |
| α UMi Aa | |
| Masse | 5.4 M☉ |
| Radius | 37.5 R☉ |
| Leuchtkraft (bolometrisch) | 1,260 L☉ |
| Oberflächenschwere (log g) | 2,2 cgs |
| Temperatur | 6015 K |
| Metallizität | 112% solar |
| Rotation | 119 Tage |
| Rotationsgeschwindigkeit (v sin i) | 14 km/s |
| Alter | 70 Myr |
| α UMi Ab | |
| Masse | 1.26 M☉ |
| Radius | 1.04 R☉ |
| Leuchtkraft (bolometrisch) | 3 L☉ |
| Alter | 70 Myr |
| α UMi B | |
| Masse | 1.39 M☉ |
| Radius | 1.38 R☉ |
| Leuchtkraft (bolometrisch) | 3.9 L☉ |
| Oberflächenschwere (log g) | 4,3 cgs |
| Temperatur | 6900 K |
| Rotationsgeschwindigkeit (v sin i) | 110 km/s |
| Position (relativ zu α UMi Aa) | |
| Komponente | α UMi Ab |
| Epoche der Beobachtung | 2005.5880 |
| Winkeldistanz | 0.172″ |
| Positionswinkel | 231.4° |
| Position (relativ zu α UMi Aa) | |
| Komponente | α UMi B |
| Epoche der Beobachtung | 2005.5880 |
| Winkeldistanz | 18.217″ |
| Positionswinkel | 230.540° |
| Andere Bezeichnungen | |
Polaris, Nordstern, Cynosura, Alruccabah, Phoenice, Navigatoria, Stern von Arcady, Yilduz, Mismar, Alpha UMi, α UMi, 1 Ursae Minoris, BD+88° 8, FK5 907, GC 2243, HD 8890, HIP 11767, HR 424, SAO 308, ADS 1477, CCDM J02319+8915
| |
| Datenbank-Referenzen | |
| SIMBAD | α UMi A |
| α UMi B | |
Polaris ist ein Stern im nördlichen Zirkumpolarsternbild Ursa Minor. Er trägt die Bezeichnung α Ursae Minoris (latinisiert zu Alpha Ursae Minoris) und wird gemeinhin als Nordstern oder Polarstern bezeichnet. Mit einer scheinbaren Helligkeit, die um 1,98 schwankt, ist er der hellste Stern in diesem Sternbild und mit bloßem Auge in der Nacht gut sichtbar. Die Position des Sterns liegt weniger als 1° vom Himmelsnordpol entfernt, was ihn zum aktuellen Nordpolsternamen macht. Die stabile Position des Sterns am Nordhimmel macht ihn für die Navigation nützlich. ⓘ
Als der nächstgelegene Cepheid-Veränderliche wird seine Entfernung als Teil der kosmischen Entfernungsleiter verwendet. Die überarbeitete Hipparcos-Sternparallaxe ergibt eine Entfernung zu Polaris von etwa 433 Lichtjahren (133 Parsec), während die Nachfolgemission Gaia eine Entfernung von etwa 447,6 Lichtjahren (137,2 Parsec) angibt. Berechnungen mit anderen Methoden variieren stark. ⓘ
Obwohl Polaris mit bloßem Auge als einzelner Lichtpunkt erscheint, handelt es sich um ein Dreifach-Sternsystem, das aus dem Hauptstern, einem gelben Überriesen mit der Bezeichnung Polaris Aa, besteht, der mit einem kleineren Begleiter, Polaris Ab, umkreist wird; das Paar befindet sich in einer weiteren Umlaufbahn mit Polaris B. Das äußere Paar AB wurde im August 1779 von William Herschel entdeckt. ⓘ
Der Polarstern ist der hellste Stern im Sternbild Kleiner Bär (im Deutschen volkstümlich auch Kleiner Wagen genannt). Da seine scheinbare Helligkeit mit 2 mag relativ hoch ist und er nahe dem Nordpol des Himmels steht, ist er ein geeignetes Mittel zur Feststellung der geografischen Nordrichtung. ⓘ
Stellares System
Polaris Aa ist ein entwickelter gelber Überriese vom Spektraltyp F7Ib mit 5,4 Sonnenmassen (M☉). Er ist der erste klassische Cepheide, dessen Masse anhand seiner Umlaufbahn bestimmt wurde. Die beiden kleineren Begleiter sind Polaris B, ein 1,39 M☉ F3-Hauptreihenstern, der in einer Entfernung von 2.400 Astronomischen Einheiten (AE) umkreist, und Polaris Ab (oder P), ein sehr naher F6-Hauptreihenstern mit einer Masse von 1,26 M☉. Polaris B kann mit einem bescheidenen Teleskop aufgelöst werden. William Herschel entdeckte den Stern im August 1779 mit einem eigenen Spiegelteleskop, einem der besten Teleskope der damaligen Zeit. Im Januar 2006 veröffentlichte die NASA Bilder des Hubble-Teleskops, die die drei Mitglieder des ternären Polaris-Systems zeigen. ⓘ
Die veränderliche Radialgeschwindigkeit von Polaris A wurde 1899 von W. W. Campbell beschrieben, was darauf schließen lässt, dass es sich bei diesem Stern um ein Doppelsternsystem handelt. Da es sich bei Polaris A um einen bekannten cepheiden Veränderlichen handelt, wies J. H. Moore 1927 nach, dass die Geschwindigkeitsänderungen entlang der Sichtlinie auf eine Kombination aus der viertägigen Pulsationsperiode in Verbindung mit einer viel längeren Umlaufperiode und einer großen Exzentrizität von etwa 0,6 zurückzuführen sind. Moore veröffentlichte 1929 vorläufige Bahnelemente des Systems, die eine Umlaufzeit von etwa 29,7 Jahren und eine Exzentrizität von 0,63 ergaben. Diese Periode wurde durch Eigenbewegungsstudien von B. P. Gerasimovič im Jahr 1939 bestätigt. ⓘ
Im Rahmen ihrer Doktorarbeit verwendete E. Roemer 1955 Radialgeschwindigkeitsdaten, um eine Umlaufzeit von 30,46 Jahren für das System Polaris A mit einer Exzentrizität von 0,64 abzuleiten. K. W. Kamper erstellte 1996 verfeinerte Elemente mit einer Periode von 29,59±0,02 Jahren und einer Exzentrizität von 0,608±0,005. Im Jahr 2019 ergab eine Studie von R. I. Anderson eine Periode von 29,32±0,11 Jahren mit einer Exzentrizität von 0,620±0,008. ⓘ
Früher glaubte man, dass es zwei weiter voneinander entfernte Komponenten gibt - Polaris C und Polaris D -, aber es hat sich gezeigt, dass diese nicht physisch mit dem Polaris-System verbunden sind. ⓘ
Beobachtung
Veränderlichkeit
Polaris Aa, die Hauptkomponente des Überriesen, ist ein klassischer Cepheidenveränderlicher der Population I mit geringer Amplitude, obwohl er aufgrund seiner hohen galaktischen Breite früher für einen Cepheiden vom Typ II gehalten wurde. Cepheiden sind eine wichtige Standardkerze für die Entfernungsbestimmung, weshalb Polaris als der nächstgelegene Stern dieser Art intensiv untersucht wird. Die Veränderlichkeit von Polaris wurde bereits seit 1852 vermutet; 1911 wurde sie von Ejnar Hertzsprung bestätigt. ⓘ
Der Helligkeitsbereich von Polaris wird mit 1,86-2,13 angegeben, aber die Amplitude hat sich seit der Entdeckung geändert. Vor 1963 betrug die Amplitude mehr als 0,1 Magnituden und nahm sehr langsam ab. Nach 1966 nahm sie sehr schnell ab, bis sie weniger als 0,05 Magnituden betrug; seither schwankt sie unregelmäßig in diesem Bereich. Es wurde berichtet, dass die Amplitude jetzt wieder zunimmt, eine Umkehrung, die bei keinem anderen Cepheiden beobachtet wurde. ⓘ
Die Periode, die etwa 4 Tage beträgt, hat sich im Laufe der Zeit ebenfalls verändert. Mit Ausnahme einer Unterbrechung in den Jahren 1963-1965 hat sie stetig um etwa 4,5 Sekunden pro Jahr zugenommen. Ursprünglich nahm man an, dass dies auf eine säkulare, nach hinten gerichtete (niedrigere Temperatur) Entwicklung über den Cepheiden-Instabilitätsstreifen zurückzuführen ist, aber es könnte auch an einer Interferenz zwischen der primären und der ersten Oberton-Pulsationsmode liegen. Die Autoren sind sich nicht einig darüber, ob Polaris ein fundamentaler oder ein First-Overtone-Pulsator ist und ob er das Instabilitätsband zum ersten Mal durchquert oder nicht. ⓘ
Die Temperatur von Polaris schwankt während seiner Pulsationen nur geringfügig, aber das Ausmaß dieser Schwankungen ist variabel und unvorhersehbar. Die sprunghaften Temperaturschwankungen und die Amplitude der Temperaturänderungen während jedes Zyklus, die von weniger als 50 K bis zu mindestens 170 K reichen, könnten mit der Umlaufbahn von Polaris Ab zusammenhängen. ⓘ
Forschungsergebnisse, über die in Science berichtet wird, legen nahe, dass Polaris heute 2,5 Mal heller ist als zu der Zeit, als Ptolemäus ihn beobachtete, und zwar von dritter zu zweiter Größenordnung. Der Astronom Edward Guinan hält dies für eine bemerkenswerte Veränderung und gibt zu Protokoll, dass "diese Veränderungen, wenn sie real sind, 100 Mal größer sind als die, die von den derzeitigen Theorien der Sternentwicklung vorhergesagt werden". ⓘ
Rolle als Polarstern
Da Polaris fast in einer direkten Linie mit der Rotationsachse der Erde "über" dem Nordpol - dem nördlichen Himmelspol - liegt, steht er fast unbeweglich am Himmel, und alle Sterne des nördlichen Himmels scheinen sich um ihn zu drehen. Daher ist er ein hervorragender Fixpunkt, von dem aus Messungen für die Himmelsnavigation und die Astrometrie vorgenommen werden können. Die Höhe des Sterns über dem Horizont gibt den ungefähren Breitengrad des Beobachters an. ⓘ
Im Jahr 2018 war Polaris 0,66° vom Rotationspol entfernt (das 1,4-fache der Mondscheibe) und umkreist den Pol auf einem kleinen Kreis mit einem Durchmesser von 1,3°. Er wird dem Pol bald nach dem Jahr 2100 am nächsten sein (etwa 0,45°). Wegen seiner Nähe zum Himmelsnordpol ändert sich seine Rektaszension aufgrund der Präzession der Erdachse rasch: Sie steigt von 2,5 Stunden im Jahr 2000 auf 6 Stunden im Jahr 2100. Zweimal an jedem siderischen Tag ist der Azimut des Polarsterns wahrer Norden; die übrige Zeit ist er nach Osten oder Westen verschoben, und die Peilung muss mit Hilfe von Tabellen oder einer Faustregel korrigiert werden. Die beste Annäherung erfolgt über die Vorderkante der Sterngruppe "Großer Wagen" im Sternbild Ursa Major. Die Vorderkante (definiert durch die Sterne Dubhe und Merak) wird auf ein Zifferblatt bezogen, und der wahre Azimut des Polarsterns wird für verschiedene Breitengrade berechnet. ⓘ
Die scheinbare Bewegung des Polarsterns auf den Himmelspol zu und in Zukunft von ihm weg ist auf die Präzession der Tagundnachtgleichen zurückzuführen. Der Himmelspol wird sich nach dem 21. Jahrhundert von α UMi entfernen, etwa im 41. Jahrhundert nahe an Gamma Cephei vorbeiziehen und sich etwa im 91. ⓘ
Der Himmelspol befand sich um 2750 v. Chr. in der Nähe von Thuban, und in der klassischen Antike war er etwas näher an Kochab (β UMi) als an Polaris, allerdings immer noch etwa 10° von beiden Sternen entfernt. Am Ende der Spätantike war er etwa gleich weit von β UMi entfernt wie von α UMi. Der griechische Seefahrer Pytheas beschrieb ca. 320 v. Chr. den Himmelspol als sternenlos. Als einer der helleren Sterne in der Nähe des Himmelspols wurde Polaris jedoch zumindest seit der Spätantike für die Navigation verwendet und von Stobaeus (5. Jh.) als ἀεί φανής (aei phanēs) "immer sichtbar" beschrieben, und etwa ab dem Hochmittelalter konnte er sinnvollerweise als stella polaris bezeichnet werden. Auf seiner ersten transatlantischen Reise im Jahr 1492 musste Christoph Kolumbus den "vom Polarstern beschriebenen Kreis um den Pol" korrigieren. In Shakespeares Stück Julius Cäsar, das um 1599 geschrieben wurde, beschreibt sich Cäsar selbst als "so konstant wie der Nordstern", obwohl es zu Cäsars Zeiten keinen konstanten Nordstern gab. ⓘ
Polaris wird in Nathaniel Bowditchs Buch American Practical Navigator von 1802 als einer der Navigationssterne aufgeführt. ⓘ
Namen
Der moderne Name Polaris ist eine Abkürzung von neulateinisch stella polaris "Polarstern" und wurde in der Renaissance geprägt, als der Stern sich dem Himmelspol bis auf wenige Grad genähert hatte. Gemma Frisius bezeichnete ihn 1547 als stella illa quae polaris dicitur ("der Stern, der 'polar' genannt wird") und stellte ihn auf 3° 8' vom Himmelspol entfernt. ⓘ
Im Jahr 2016 hat die Internationale Astronomische Union eine Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN) gegründet, um die Eigennamen von Sternen zu katalogisieren und zu standardisieren. Das erste Bulletin der WGSN vom Juli 2016 enthielt eine Tabelle mit den ersten beiden Losen von Namen, die von der WGSN genehmigt worden waren, darunter Polaris für den Stern α Ursae Minoris Aa. ⓘ
In der Antike war Polaris noch nicht der Stern, der dem Himmelspol mit bloßem Auge am nächsten war, und das gesamte Sternbild Ursa Minor wurde für die Navigation verwendet, nicht ein einzelner Stern. Im frühen Mittelalter rückte Polaris nahe genug an den Pol heran, um der nächstgelegene Stern mit bloßem Auge zu sein, wenn auch noch in einer Entfernung von mehreren Grad, und zahlreiche Namen, die sich auf diese Eigenschaft als Polarstern beziehen, sind seit dem Mittelalter in Gebrauch gewesen. Im Altenglischen war er als scip-steorra ("Schiffsstern") bekannt; Im altenglischen Runengedicht wird die T-Rune offenbar mit einer "zirkumpolaren Konstellation" assoziiert und mit der Eigenschaft der Standhaftigkeit oder Ehre verglichen. ⓘ
In den hinduistischen Puranas wurde sie unter dem Namen Dhruva ("unbeweglich, fest") personifiziert. Im späteren Mittelalter wurde er mit dem marianischen Titel Stella Maris "Stern des Meeres" in Verbindung gebracht (so in Bartholomeus Anglicus, ca. 1270er Jahre). Ein älterer englischer Name, der seit dem 14. Jahrhundert belegt ist, ist lodestar "Leitstern", verwandt mit dem altnordischen leiðarstjarna, mittelhochdeutsch leitsterne. ⓘ
Der antike Name des Sternbilds Ursa Minor, Cynosura (aus dem Griechischen κυνόσουρα "der Hundeschwanz"), wurde in der frühen Neuzeit vor allem mit dem Polarstern in Verbindung gebracht. Eine ausdrückliche Identifizierung Marias als stella maris mit dem Polarstern (Stella Polaris) sowie die Verwendung von Cynosura als Name des Sterns zeigt sich in dem Titel Cynosura seu Mariana Stella Polaris (d. h. "Cynosure, oder der marianische Polarstern"), einer Sammlung marianischer Gedichte, die 1655 von Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) veröffentlicht wurde. ⓘ
In der traditionellen vorislamischen arabischen Astronomie hieß er al-Judayy الجدي ("das Zicklein", im Sinne einer jungen Ziege ["le Chevreau"] in Description des Etoiles fixes), und dieser Name wurde auch in der mittelalterlichen islamischen Astronomie verwendet. Damals befand er sich noch nicht so nahe am Himmelsnordpol wie heute und drehte sich um den Pol. ⓘ
In der Poesie wurde er als Symbol der Unerschütterlichkeit angerufen, z. B. als "unerschütterlicher Stern" von Spenser. Shakespeares Sonett 116 ist ein Beispiel für die Symbolik des Nordsterns als Leitmotiv: "[Die Liebe] ist der Stern für jede wandernde Barke, / Deren Wert unbekannt ist, obwohl seine Höhe eingenommen wird." In Julius Caesar lässt er Caesar seine Weigerung, Begnadigung zu gewähren, mit den Worten begründen: "Ich bin so beständig wie der Nordstern, / Dessen wahrhaft feste und ruhende Qualität / Es gibt keinen anderen am Firmament, / Der Himmel ist mit unzähligen Funken bemalt, / Sie sind alle Feuer, und jeder leuchtet, / Aber nur einer in allen hält seinen Platz, / So auch in der Welt" (III, i, 65-71). Natürlich bleibt der Polarstern aufgrund der Präzession nicht "ständig" der Nordstern, aber das macht sich nur über Jahrhunderte bemerkbar. ⓘ
In der Astronomie der Inuit ist Polaris als Niqirtsuituq bekannt. Er ist auf der Flagge und dem Wappen des kanadischen Inuit-Territoriums Nunavut sowie auf der Flagge des US-Bundesstaates Alaska abgebildet. ⓘ
In der traditionellen Sternenkunde der Lakota wird Polaris "Wičháȟpi owáŋžila" genannt. Dies bedeutet übersetzt "Der Stern, der stillsitzt". Dieser Name stammt aus einer Lakota-Geschichte, in der er Tapun San Win, die "rotwangige Frau", heiratete. Sie stürzte jedoch vom Himmel, und in seinem Kummer starrte er für immer von "waŋkátu" (dem Land darüber) herab. ⓘ
Für diesen Stern ist eine Vielzahl von Namen überliefert, was seine große Bedeutung in den verschiedensten Kulturkreisen widerspiegelt: Stella Polaris oder nur Polaris sowie Nordstern; bei den Griechen der Antike hieß er Phoenice („der Phönizische“), andere Namen sind Angelstern, Cynosaura, Cynosura (griechisch Κυνόσουρα „Schwanz des Hundes“), Lodestar, Mismar, Navigatoria, Tramontana, Çulpan und Poljarnaja. Ein anderer Name für den Polarstern ist auch Nordpolarstern. ⓘ
Die systematische Bezeichnung in der Astronomie ist α Ursae Minoris (Alpha Ursae Minoris) oder kurz α UMi. ⓘ
Entfernung
In vielen neueren Veröffentlichungen wird die Entfernung zum Polarstern auf der Grundlage von Parallaxenmessungen des Astrometriesatelliten Hipparcos mit etwa 433 Lichtjahren (133 Parsec) angegeben. Ältere Entfernungsschätzungen lagen oft etwas darunter, und Untersuchungen auf der Grundlage hochauflösender Spektralanalysen lassen vermuten, dass er bis zu 110 Lichtjahre näher ist (323 ly/99 pc). Polaris ist der erdnächste Cepheiden-Veränderliche, so dass seine physikalischen Parameter von entscheidender Bedeutung für die gesamte astronomische Entfernungsskala sind. Er ist auch der einzige mit einer dynamisch gemessenen Masse. ⓘ
| Jahr | Komponente | Entfernung, ly (pc) | Anmerkungen ⓘ |
|---|---|---|---|
| 2006 | A | 330 ly (101 pc) | Turner |
| 2007[A] | A | 433 ly (133 pc) | Hipparcos |
| 2008 | B | 359 ly (110 pc) | Usenko & Klochkova |
| 2013 | B | 323 ly (99 pc) | Turner, et al. |
| 2014 | A | ≥ 385 ly (≥ 118 pc) | Neilson |
| 2018 | B | 521 ly (160pc) | Bond et al. |
| 2018 | B | 445,3 ly (136,6 pc)[B] | Gaia DR2 |
| 2020 | B | 447.6 ly (137.2pc) | Gaia EDR3 |
| A Neue Revision von Beobachtungen aus den Jahren 1989-1993, erstmals 1997 veröffentlicht ⓘ |
| B Statistische Entfernung, berechnet mit einer schwachen Entfernungspriorität |
Die Raumsonde Hipparcos nutzte die Sternparallaxe, um 1989 und 1993 Messungen mit einer Genauigkeit von 0,97 Millibogensekunden (970 Mikrobogensekunden) vorzunehmen, und sie erhielt genaue Messungen für Sternentfernungen bis zu 1.000 pc Entfernung. Die Hipparcos-Daten wurden mit fortschrittlicheren Fehlerkorrektur- und statistischen Techniken erneut untersucht. Trotz der Vorteile der Hipparcos-Astrometrie wurde auf die Unsicherheit der Polaris-Daten hingewiesen, und einige Forscher haben die Genauigkeit von Hipparcos bei der Messung binärer Cepheiden wie Polaris in Frage gestellt. Die Hipparcos-Reduktion speziell für Polaris wurde erneut geprüft und bestätigt, aber es besteht immer noch keine weitgehende Übereinstimmung über die Entfernung. ⓘ
Der nächste große Schritt bei hochpräzisen Parallaxenmessungen kommt von Gaia, einer 2013 gestarteten Weltraum-Astrometrie-Mission, die die Sternparallaxe mit einer Genauigkeit von 25 Mikrobogensekunden (μas) messen soll. Obwohl ursprünglich geplant war, die Beobachtungen von Gaia auf Sterne zu beschränken, die schwächer als die Helligkeit 5,7 sind, zeigten Tests während der Inbetriebnahmephase, dass Gaia autonom Sterne bis zur Helligkeit 3 identifizieren kann. Als Gaia im Juli 2014 den regulären wissenschaftlichen Betrieb aufnahm, war es so konfiguriert, dass es routinemäßig Sterne im Helligkeitsbereich von 3 bis 20 verarbeitete. Jenseits dieser Grenze werden spezielle Verfahren angewandt, um Rohdaten für die verbleibenden 230 Sterne, die heller als Magnitude 3 sind, herunterzuladen; es werden Methoden zur Reduzierung und Analyse dieser Daten entwickelt, und es wird erwartet, dass es eine "vollständige Himmelsabdeckung am hellen Ende" mit Standardfehlern von "einigen Dutzend µas" geben wird. Gaia Data Release 2 enthält keine Parallaxe für Polaris, aber eine daraus abgeleitete Entfernung von 136,6±0,5 pc (445,5 ly) für Polaris B, etwas weiter als die meisten früheren Schätzungen und um einiges genauer. Mit der Veröffentlichung des Gaia Early Data Release 3-Katalogs am 3. Dezember 2020, der die Gaia Data Release 2 ablöste, wurde dieser Wert weiter auf 137,2±0,3 pc (447,6 ly) verbessert. ⓘ
Beobachtungsgeschichte
| Quelle | Enthalten? ⓘ |
|---|---|
| Ptolemäus (~169) | Ja |
| Al-Sufi (964) | Ja |
| Al-Biruni (~1030) | Ja |
| Khayyam (~1100) | Ja |
| Nasir al-Din al-Tusi (1272) | Nein |
| Ulug Beg (1437) | Ja |
| Kopernikus (1543) | Ja |
| Schöner (1551) | Ja |
| Brahe (1598) | Ja |
| Brahe (1602) | Ja |
| Bayer (1603) | Ja |
| De Houtman (1603) | Nein |
| Kepler (1627) | Ja |
| Schiller (1627) | Ja |
| Halley (1679) | Nein |
| Hevelius (1690) | Ja |
| Flamsteed (1725) | Ja |
| Flamsteed (1729) | Ja |
| Bode (1801a) | Ja |
| Bode (1801b) | Ja |
Galerie
Polaris ist der hellste Stern im Sternbild Ursa Minor (oben rechts).
Großer Wagen und Kleiner Bär im Verhältnis zum Polarstern
Ein typischer Sternhaufen der nördlichen Hemisphäre mit Polaris in der Mitte.
Ein Blick auf Polaris in einem kleinen Teleskop. Polaris B ist 18 Bogensekunden vom Hauptstern, Polaris A, entfernt.
Ein 4-Tage-Zeitraffer von Polaris, der seine Variabilität vom Typ Cepheid zeigt.
Polaris ist in der Flagge von Nunavut abgebildet
Polaris im Wappen von Utsjoki ⓘ
Auffinden am Himmel
Das Sternbild Großer Bär bzw. Großer Wagen ist sehr deutlich und in nördlichen Breiten ganzjährig am Himmel zu sehen. Verlängert man die gedachte Verbindungslinie zwischen den beiden hellen hinteren Sternen des Großen Wagens (über dessen »Hinterachse«) um etwa das Fünffache, gelangt man fast direkt zum Polarstern, der ca. 1,5 Monddurchmesser neben der gedachten Linie liegt.
Eine andere Variante ist, zwischen dem ersten und dritten Deichselstern (je nach Jahreszeit und Beobachterposition) des Großen Wagens und dem Mittelstern der Kassiopeia eine Linie zu ziehen. Der Polarstern befindet sich in etwa in der Mitte dieser Verbindungslinie. ⓘ
Bei beiden Methoden besteht die Möglichkeit des Versehens, den Polarstern mit einem der beiden „Hinterachsensterne“ des Kleinen Wagens zu verwechseln. Hilfreich ist hingegen, dass weder unter- noch oberhalb des Polarsternes ein vergleichbar heller Stern zu erkennen ist. ⓘ
Die Lage des Großen Wagens und der Cassiopeia (wie auch die aller anderen Sternbilder) hängt von der Jahreszeit, der Uhrzeit und dem Breitengrad des Beobachters ab (siehe auch Sternzeit). ⓘ
Die Koordinaten des Polarsterns:
- Äquinoktium 2000.0: Rektaszension 2h 31m 49s, Deklination +89°15′51″
- Äquinoktium 1950.0: Rektaszension 1h 48,8m, Deklination +89°02′ ⓘ
Symbolische Verwendung
Eine schematische Darstellung der Lage am Himmel findet sich auch auf der Flagge Alaskas. ⓘ