Polaris - Polaris

Polaris
Graphique montrant les positions des étoiles et les limites de la constellation Ursa Minor
Cercle rouge.svg
Polaris (α Ursae Minoris, entouré en rouge) dans la constellation Ursa Minor (zone blanche)
Données d'observation Époque J2000       Equinox
Constellation la Petite Ourse
Prononciation / P l ɛər ɪ s , p ə -, - l æ r - / ;
Royaume - Uni : / p ə l ɑːr ɪ s /
UMi Aa
Ascension droite 02 h 31 m 49,09 s
Déclinaison +89° 15′ 50,8″
Magnitude apparente (V) 1,98 (variable 1,86-2,13)
UMi Ab
Ascension droite
Déclinaison
Magnitude apparente (V) 9.2
UMi B
Ascension droite 02 h 30 m 41,63 s
Déclinaison +89° 15′ 38,1″
Magnitude apparente (V) 8.7
Caractéristiques
UMi Aa
Type spectral F7Ib
Indice de couleur U−B 0,38
Indice de couleur B−V 0,60
Type de variable Céphéide classique
UMi Ab
Type spectral F6V
UMi B
Type spectral F3V
Indice de couleur U−B 0,01
Indice de couleur B−V 0,42
Astrométrie
Vitesse radiale (R v ) −17 km/s
Mouvement correct (μ) RA :  198,8±0,20  mas / an
Déc. :  -15±0,30  mas / an
Parallaxe (π) 7,54 ± 0,11  ma
Distance 323-433  ment
(99-133  pc )
Magnitude absolue  (M V ) −3,6 ( UMi Aa )
3,6 ( α UMi Ab )
3,1 ( α UMi B )
Orbite
Primaire UMi Aa
Un compagnon UMi Ab
Période (P) 29,59 ± 0,02 an
Demi-grand axe (a) 0,1204 ± 0,0059"
(2.90 ± 0.03  UA )
Excentricité (e) 0,608 ± 0,005
Inclinaison (i) 146,2 ± 10,9°
Longitude du nœud (Ω) 191,4 ± 4,9°
Époque périastrone (T) 1987,66 ± 0,13
Argument du périastro (ω)
(secondaire)
123,01 ± 0,75°
Semi-amplitude (K 1 )
(primaire)
3,72 ± 0,03 km/s
Des détails
UMi Aa
Masse 5,4  M
Rayon 37,5  R
Luminosité (bolométrique) 1 260  L
Gravité de surface (log  g ) 2,2  cg
Température 6015  K
Metallicité 112% solaire
Rotation 119 jours
Vitesse de rotation ( v  sin  i ) 14 km/s
Âge 70  Myrs
UMi Ab
Masse 1,26  M
Rayon 1,04  R
Luminosité (bolométrique) L
Âge 70  Myrs
UMi B
Masse 1,39  M
Rayon 1,38  R
Luminosité (bolométrique) 3.9  L
Gravité de surface (log  g ) 4,3  cg
Température 6900  K
Vitesse de rotation ( v  sin  i ) 110 km/s
Position (par rapport à α UMi Aa)
Composant UMi Ab
Epoque d'observation 2005.5880
Distance angulaire 0,172 "
Angle de positionnement 231,4°
Position (par rapport à α UMi Aa)
Composant UMi B
Epoque d'observation 2005.5880
Distance angulaire 18,217 "
Angle de positionnement 230.540°
Autres désignations
Polaris, North Star, Cynosura, Alruccabah, Phoenice, Navigatoria, Star of 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
Références de la base de données
SIMBAD UMi A
UMi B

Polaris est une étoile de la constellation circumpolaire nord de la Ourse Mineure . Il est désigné Ursae Minoris ( latinisé en Alpha Ursae Minoris ) et est communément appelé l' étoile polaire ou l' étoile polaire . Avec une magnitude visuelle apparente qui fluctue autour de 1,98, c'est l'étoile la plus brillante de la constellation et elle est facilement visible à l'œil nu la nuit. La position de l'étoile se trouve à moins d'un degré du pôle nord céleste , ce qui en fait l' étoile polaire nord actuelle . Historiquement, la position stable de l'étoile dans le ciel nordique l'a rendue utile pour la navigation.

La parallaxe d' Hipparcos révisée donne une distance à Polaris d'environ 433 années-lumière (133 parsecs ), tandis que les calculs par d'autres méthodes dérivent des distances jusqu'à 35% plus proches. Bien qu'apparaissant à l'œil nu comme un seul point lumineux, Polaris est un système stellaire triple , composé du primaire, une supergéante jaune désignée Polaris Aa, en orbite avec un compagnon plus petit, Polaris Ab ; la paire est sur une orbite plus large avec Polaris B. La paire externe AB a été découverte en août 1779 par William Herschel .

Système stellaire

Composants Polaris vus par le télescope spatial Hubble

Polaris Aa est un évolué supergiant jaune de type spectral F7Ib avec 5,4 masses solaires ( M ). C'est la première céphéide classique à avoir une masse déterminée à partir de son orbite. Les deux plus petits compagnons sont Polaris B, une étoile de la séquence principale de 1,39  M F3 en orbite à une distance de2 400  unités astronomiques (UA) et Polaris Ab (ou P), une étoile de la séquence principale F6 très proche avec une masse de 1,26  M . Polaris B peut être résolu avec un télescope modeste. William Herschel a découvert l'étoile en août 1779 en utilisant son propre télescope à réflexion , l'un des meilleurs télescopes de l'époque. En janvier 2006, la NASA a publié des images du télescope Hubble montrant les trois membres du système ternaire Polaris.

La vitesse radiale variable de Polaris A a été rapportée par WW Campbell en 1899, ce qui suggère que cette étoile est un système binaire. Étant donné que Polaris A est une variable connue des céphéides, JH Moore a démontré en 1927 que les changements de vitesse le long de la ligne de visée étaient dus à une combinaison de la période de pulsation de quatre jours combinée à une période orbitale beaucoup plus longue et à une grande excentricité d'environ 0,6 . Moore a publié des éléments orbitaux préliminaires du système en 1929, donnant une période orbitale d'environ 29,7 ans avec une excentricité de 0,63. Cette période a été confirmée par des études de mouvement propre réalisées par BP Gerasimovič en 1939.

Dans le cadre de sa thèse de doctorat, en 1955, E. Roemer a utilisé des données de vitesse radiale pour dériver une période orbitale de 30,46 y pour le système Polaris A, avec une excentricité de 0,64. KW Kamper en 1996 a produit des éléments raffinés avec une période de29,59 ± 0,02 ans et une excentricité de0,608 ± 0,005 . En 2019, une étude de RI Anderson a donné une période de29,32 ± 0,11 ans avec une excentricité de0,620 ± 0,008 .

On pensait autrefois qu'il y avait deux composants plus largement séparés - Polaris C et Polaris D - mais il a été démontré qu'ils n'étaient pas physiquement associés au système Polaris.

Observation

Variabilité

Polaris Aa, la composante primaire de la supergéante, est une variable céphéide classique de la population I de faible amplitude , bien qu'on ait autrefois pensé qu'il s'agissait d'une céphéide de type II en raison de sa haute latitude galactique . Les céphéides constituent une bougie standard importante pour déterminer la distance, donc Polaris, en tant qu'étoile la plus proche, est fortement étudiée. La variabilité de Polaris avait été suspectée depuis 1852 ; cette variation a été confirmée par Ejnar Hertzsprung en 1911.

La plage de luminosité de Polaris est donnée entre 1,86 et 2,13, mais l'amplitude a changé depuis la découverte. Avant 1963, l'amplitude était supérieure à 0,1 magnitude et diminuait très progressivement. Après 1966, il a diminué très rapidement jusqu'à une magnitude inférieure à 0,05 ; depuis lors, il a varié de façon erratique près de cette plage. Il a été rapporté que l'amplitude augmente à nouveau, un renversement que l'on ne voit dans aucune autre Céphéide.

Polaris et sa nébuleuse à flux intégré qui l' entoure .

La période, environ 4 jours, a également changé au fil du temps. Il a régulièrement augmenté d'environ 4,5 secondes par an, à l'exception d'une interruption en 1963-1965. On pensait à l'origine que cela était dû à une évolution séculaire vers le rouge (température plus basse) à travers la bande d'instabilité des Céphéides , mais cela pourrait être dû à une interférence entre les modes de pulsation primaire et de premier harmonique . Les auteurs ne sont pas d'accord sur le fait que Polaris est un pulsateur fondamental ou à première harmonique et s'il traverse la bande d'instabilité pour la première fois ou non.

La température de Polaris ne varie que d'une petite quantité au cours de ses pulsations, mais la quantité de cette variation est variable et imprévisible. Les changements erratiques de température et l'amplitude des changements de température au cours de chaque cycle, de moins de 50  K à au moins 170 K, peuvent être liés à l'orbite avec Polaris Ab.

Des recherches rapportées dans Science suggèrent que Polaris est 2,5 fois plus lumineuse aujourd'hui que lorsque Ptolémée l'a observée, passant de la troisième à la deuxième magnitude. L'astronome Edward Guinan considère qu'il s'agit d'un changement remarquable et a déclaré publiquement que « s'ils sont réels, ces changements sont 100 fois plus importants que [ceux] prédits par les théories actuelles de l' évolution stellaire ».

Rôle d'étoile polaire

Parce que Polaris se trouve presque en ligne directe avec l' axe de rotation de la Terre "au-dessus" du pôle Nord - le pôle nord céleste - Polaris se tient presque immobile dans le ciel, et toutes les étoiles du ciel nord semblent tourner autour de lui. Par conséquent, il constitue un excellent point fixe à partir duquel tirer des mesures pour la navigation céleste et pour l' astrométrie . L'élévation de l'étoile au-dessus de l'horizon donne la latitude approximative de l'observateur.

En 2018, Polaris est à 0,66° du pôle de rotation (1,4 fois le disque de la Lune ) et tourne donc autour du pôle dans un petit cercle de 1,3° de diamètre. Il sera le plus proche du pôle (environ 0,45 degré) peu après l'an 2100. Deux fois par jour sidéral, l' azimut de Polaris est le nord vrai ; le reste du temps, il est déplacé vers l'est ou vers l'ouest, et le relèvement doit être corrigé à l'aide de tables ou d'une règle empirique . La meilleure approximation est faite en utilisant le bord d'attaque de l' astérisme " Grande Ourse " dans la constellation de la Grande Ourse. Le bord d'attaque (défini par les étoiles Dubhe et Merak ) est référencé à un cadran d'horloge, et le véritable azimut de Polaris a été calculé pour différentes latitudes.

Le mouvement apparent de Polaris vers et, dans le futur, loin du pôle céleste, est dû à la précession des équinoxes . Le pôle céleste s'éloignera de α UMi après le 21e siècle, passant près de Gamma Cephei vers le 41e siècle , se déplaçant vers Deneb vers le 91e siècle .

Le pôle céleste était proche de Thuban autour de 2750 avant JC, et pendant l' antiquité classique , il était un peu plus proche de Kochab (β UMI) que Polaris, bien que toujours au sujet10 ° de chaque étoile. C'était à peu près la même distance angulaire de β UMi à α UMi à la fin de l'Antiquité tardive . Le navigateur grec Pythéas env. 320 avant JC décrit le pôle céleste comme dépourvu d'étoiles. Cependant, comme l'une des étoiles les plus brillantes proches du pôle céleste, Polaris a été utilisée pour la navigation au moins depuis l'Antiquité tardive, et décrite comme ἀεί φανής ( aei phanēs ) " toujours visible " par Stobaeus (Ve siècle), et elle pourrait raisonnablement être décrit comme stella polaris du haut Moyen Âge environ . Lors de son premier voyage transatlantique en 1492, Christophe Colomb dut corriger le « cercle décrit par l'étoile polaire autour du pôle ». Dans la pièce Jules César de Shakespeare , écrite vers 1599, César se décrit comme étant « aussi constant que l'étoile du nord », bien qu'à l'époque de César il n'y ait pas eu d'étoile du nord constante.

Polaris a été référencé dans le livre de Nathaniel Bowditch en 1802, American Practical Navigator , où il est répertorié comme l'une des étoiles de la navigation .

Noms

Le concept de cet artiste montre : la supergéante Polaris Aa, le nain Polaris Ab et le lointain compagnon nain Polaris B.

Le nom moderne Polaris est abrégé du nouveau latin stella polaris « étoile polaire », inventé à la Renaissance lorsque l'étoile s'était approchée du pôle céleste à quelques degrés près. Gemma Frisius , écrivant en 1547, l'appelait stella illa quae polaris dicitur ("cette étoile qui est appelée 'polaire'"), la plaçant à 3° 8' du pôle céleste.

En 2016, l' Union astronomique internationale a organisé un groupe de travail sur les noms des étoiles (WGSN) pour cataloguer et normaliser les noms propres des étoiles. Le premier bulletin du WGSN de juillet 2016 comprenait un tableau des deux premiers lots de noms approuvés par le WGSN ; qui comprenait Polaris pour l'étoile α Ursae Minoris Aa.

Dans l'Antiquité, Polaris n'était pas encore l'étoile à l'œil nu la plus proche du pôle céleste, et toute la constellation d' Ursa Minor était utilisée pour la navigation plutôt qu'une seule étoile. Polaris s'est déplacé suffisamment près du pôle pour être l'étoile à l'œil nu la plus proche, même si elle est toujours à une distance de plusieurs degrés, au début de la période médiévale, et de nombreux noms faisant référence à cette caractéristique en tant qu'étoile polaire ont été utilisés depuis la période médiévale. . En vieil anglais, il était connu sous le nom de scip-steorra ("navire-étoile"); Dans le poème runique vieil anglais , la rune T est apparemment associée à « une constellation circumpolaire », par rapport à la qualité de la fermeté ou de l'honneur.

Dans les Puranas hindous , il est devenu personnifié sous le nom de Dhruva (« immeuble, fixe »). À la fin de la période médiévale, il est devenu associé au titre marial de Stella Maris "Étoile de la mer" (donc dans Bartholomeus Anglicus , vers 1270). Un nom anglais plus ancien, attesté depuis le 14ème siècle, est lodestar " guiding star", avec l'ancien de même origine Norse leiðarstjarna , moyen haut - allemand leitsterne .

L'ancien nom de la constellation Ursa Minor, Cynosura (du grec κυνόσουρα "la queue du chien"), a été associé à l'étoile polaire en particulier au début de la période moderne. Une identification explicite de Marie en tant que stella maris avec l'étoile polaire ( Stella Polaris ), ainsi que l'utilisation de Cyonsura comme nom de l'étoile, est évidente dans le titre Cynosura seu Mariana Stella Polaris (c'est-à-dire « Cynosure, ou le Marian Polaris Star"), un recueil de poésie mariale publié par Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) en 1655.

Son nom dans l'astronomie arabe préislamique traditionnelle était al-Judayy الجدي ("le chevreau", au sens d'un jeune bouc ["le Chevreau"] dans la Description des Etoiles fixes), et ce nom était utilisé dans l'astronomie islamique médiévale comme bien. À cette époque, il n'était pas encore aussi proche du pôle nord céleste qu'aujourd'hui et avait l'habitude de tourner autour du pôle.

Il a été invoqué comme un symbole de constance dans la poésie, en tant que "star inébranlable" par Spenser . Le sonnet 116 de Shakespeare est un exemple du symbolisme de l'étoile polaire comme principe directeur : « [L'amour] est l'étoile de chaque barque errante / Dont la valeur est inconnue, bien que sa taille soit prise. Dans Jules César , il demande à César d' expliquer son refus d'accorder un pardon en disant : « Je suis aussi constant que l'étoile du nord/Dont la qualité fixe et reposante/Il n'y a pas de compagnon au firmament./Les cieux sont peints avec des étincelles innombrables,/Ils sont tous du feu et chacun brille,/Mais il n'y en a qu'un en tous qui tient sa place;/Ainsi dans le monde" (III, i, 65-71). Bien sûr, Polaris ne restera pas "constamment" comme l'étoile du nord en raison de la précession , mais cela n'est perceptible qu'au fil des siècles.

En astronomie inuit , Polaris est connu sous le nom de Niqirtsuituq . Il est représenté sur le drapeau et les armoiries du Canada territoire inuit du Nunavut , ainsi que sur le drapeau des Etats - Unis état de l' Alaska .

Dans la connaissance traditionnelle des étoiles Lakota , Polaris est nommé « Wičháȟpi owáŋžila ». Cela se traduit par "L'étoile qui reste immobile". Ce nom vient d'une histoire de Lakota dans laquelle il épousa Tapun San Win "Femme aux joues rouges". Cependant, elle est tombée des cieux, et dans son chagrin, il a regardé vers le bas de "waŋkátu" (la terre ci-dessus) pour toujours.

Distance

La parallaxe stellaire est la base du parsec , qui est la distance du Soleil à un objet astronomique qui a un angle de parallaxe d'une seconde d'arc . (1 AU et 1 pc ne sont pas à l'échelle, 1 pc = environ 206265 AU)

De nombreux articles récents calculent la distance jusqu'à Polaris à environ 433 années-lumière (133 parsecs), sur la base des mesures de parallaxe du satellite d' astrométrie Hipparcos . Les estimations de distance plus anciennes étaient souvent légèrement inférieures, et des recherches basées sur une analyse spectrale à haute résolution suggèrent qu'elle pourrait être jusqu'à 110 années-lumière plus proche (323 a/99 pc). Polaris est la variable céphéide la plus proche de la Terre, ses paramètres physiques sont donc d'une importance critique pour toute l'échelle des distances astronomiques . C'est aussi le seul avec une masse mesurée dynamiquement.

Estimations de distance sélectionnées jusqu'à Polaris
Année Composant Distance, ly ( pc ) Remarques
2006 UNE 330 ly (101 pièces) Tourneur
2007 UNE 433 ly (133 pièces) Hipparcos
2008 B 359 ly (110 pièces) Usenko & Klochkova
2013 B 323 ly (99 pièces) Turner, et al.
2014 UNE ≥ 385 ly (≥ 118 pc) Neilson
2018 B 521 ly (160pc) Bond et al.
2018 B 445,3 litres (136,6 pièces) Gaïa DR2
2020 B 447,6 ly (137,2 pc) Gaïa EDR3
Une nouvelle révision des observations de 1989 à 1993, publiée pour la première fois en 1997
B Distance statistique calculée à partir d'une distance faible a priori

Le vaisseau spatial Hipparcos a utilisé la parallaxe stellaire pour prendre des mesures de 1989 et 1993 avec une précision de 0,97  milliseconde d'arc (970 microsecondes d'arc), et il a obtenu des mesures précises pour des distances stellaires allant jusqu'à 1 000 pc. Les données Hipparcos ont été examinées à nouveau avec une correction d'erreur et des techniques statistiques plus avancées. Malgré les avantages de l' astrométrie Hipparcos , l'incertitude de ses données Polaris a été soulignée et certains chercheurs ont mis en doute l'exactitude d'Hipparcos lors de la mesure de Céphéides binaires comme Polaris. La réduction Hipparcos spécifiquement pour Polaris a été réexaminée et réaffirmée, mais il n'y a toujours pas d'accord général sur la distance.

La prochaine étape majeure dans les mesures de parallaxe de haute précision vient de Gaia , une mission d'astrométrie spatiale lancée en 2013 et destinée à mesurer la parallaxe stellaire à moins de 25 microsecondes d'arc (μas). Bien qu'il ait été initialement prévu de limiter les observations de Gaia aux étoiles plus faibles que la magnitude 5,7, les tests effectués pendant la phase de mise en service ont indiqué que Gaia pouvait identifier de manière autonome des étoiles aussi brillantes que la magnitude 3. Lorsque Gaia est entrée dans les opérations scientifiques régulières en juillet 2014, elle a été configurée pour traiter régulièrement les étoiles dans la gamme de magnitude 3 à 20. Au-delà de cette limite, des procédures spéciales sont utilisées pour télécharger les données de balayage brutes pour les 230 étoiles restantes plus brillantes que la magnitude 3 ; des méthodes de réduction et d'analyse de ces données sont en cours de développement ; et on s'attend à ce qu'il y ait "une couverture complète du ciel à l'extrémité lumineuse" avec des erreurs types de "quelques dizaines de µas". Gaia Data Release 2 n'inclut pas de parallaxe pour Polaris, mais une distance déduite de celle-ci est136,6 ± 0,5  pc (445,5 a) pour Polaris B, un peu plus loin que la plupart des estimations précédentes et plusieurs fois plus précis. Cela a été encore amélioré pour137,2 ± 0,3  pc (447,6 a), lors de la publication du catalogue Gaia Early Data Release 3 le 3 décembre 2020 qui a remplacé Gaia Data Release 2.

Polaris a longtemps été important pour l' échelle de distance cosmique car, avant Gaia, c'était la seule variable céphéide pour laquelle il existait des données de distance directes, ce qui a eu un effet d'entraînement sur les mesures de distance utilisant cette "règle".

Historique des observations

Polaris dans les catalogues et atlas stellaires
La source Inclus?
Ptolémée (~169) Oui
Al-Soufi (964) Oui
Al-Biruni (~1030) Oui
Khayyam (~1100) Oui
Nasir al-Din al-Tusi (1272) Non
Ulugh Beg (1437) Oui
Copernic (1543) Oui
Schöner (1551) Oui
Brahé (1598) Oui
Brahé (1602) Oui
Bayer ( 1603 ) Oui
De Houtman (1603) Non
Kepler ( 1627 ) Oui
Schiller (1627) Oui
Halley (1679) Non
Hevelius ( 1690 ) Oui
Flamsteed (1725) Oui
Flamsteed ( 1729 ) Oui
Bode (1801a) Oui
Bodé (1801b) Oui

Galerie

Voir également

Les références

Coordonnées : Carte du ciel 02 h 31 m 48,7 s , +89° 15′ 51″

Précédé par
Étoile polaire
500 3000
succédé par