폴라리스(작은곰자리 알파, α UMi, 보통 북극성으로 부른다.)는 작은곰자리
하나의 별처럼 보이지만 사실 다중성계초거성1780년 윌리엄 허셜
히파르코스 개정 성표에는 폴라리스 계까지의 거리를 434 광년(133 파섹)으로 수록했다. 그런데 최근 발표된 여러 논문에는 기존의 맥동현상을 가정할 경우 폴라리스 계가 상기 거리보다 30 퍼센트 더 가깝다고 결론내리고 있다. 폴라리스에 대한 정확한 모형을 수립하는 것은 특히 중요한데 그 이유는 이 별이 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성우주 거리 사다리[2]
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폴라리스는 천측 항법라틴어 polaris (북극 근처)이다. 영국에서 Polaris를 사용한 시기는 17세기로 거슬러 올라가는데 그 어원은 라틴어 stella polaris (북쪽 별)로 '별'을 생략하여 불렀다.[17]
고대 폴라리스를 불렀던 이름 중 하나로 Cynosūra 가 있는데 이는 그리스어cynosure의 어원이 되었다.[18][19] 이외에 붙은 대부분 이름들은 북극성이라는 속성과 밀접하게 연관되어 있다. 영국에서는 폴라리스를 "pole star"(극성) 또는 "north star"(북쪽 별)로 불렀다. 한편 에드먼드 스펜서의 작품에서는 "steadfast star"(한결같은 별)로 등장한다. 이보다 오래되고 14세기부터 쓰인 호칭으로 "lodestar"(인도하는 별)가 있는데 이는 고대 노르웨이어 leiðarstjarna, 중고 독일어 leitsterne 와 뿌리가 같다. 폴라리스 외에 또다른 라틴어 이름은 stella maris (바다별)인데 이 명칭은 성모 마리아의 별칭으로 쓰였으며 8세기 찬송가 Ave Maris Stella 로 유명해졌다.[20]
인도 천문학에서는 이 별을 산스크리트어로 dhruva tāra (붙박이별)라고 불렀다. 중세 이슬람권에서는 여러 이름으로 불렀는데 대표적인 명칭으로 '미스마르'(바늘, 손톱), '알-쿠트브 알-샤말리이'(북쪽의 축), '알-카우카브 알-샤말리이'(북쪽 별) 등이 있다.[21]
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북극성으로서의 역할
현 시점에서 폴라리스는 가상의 지구 자전축이 연장되어 천구 북극과 만나는 지점에 가까이 있는 것처럼 보인다.[22] 따라서 폴라리스는 밤하늘에서 거의 움직이지 않고, 나머지 모든 별들은 폴라리스를 중심에 두고 회전하는 것처럼 보인다. 다만 폴라리스는 하늘의 어느 한 점에 고정되어 있는 것이 아니라 천천히 이동하고 있는데 점점 천구북극에 접근하고 있으며 미래에는 다시 천구북극으로부터 멀어질 것이다. 이는 지구 자전축이 세차[23] 천구북극은 21세기 이후 폴라리스로부터 멀어질 것이며 41세기 경 세페우스자리 감마투반과 가까웠고[23] 고전 고대 기간에는 코카브고대 후기피테아스고대 후기5세기 스토바에우스가 폴라리스를 ἀεί φανής (아에이 파네스, '항상 보인다') 라고 기록한 것으로 보아 폴라리스는 적어도 중세 성기부터는 북극성(stella polaris)으로 불리기 시작했던 것으로 추정할 수 있다.
나사니얼 바우디치는 1802년 저작 American Practical Navigator 에서 폴라리스를 인용했는데 이 책에서 폴라리스는 항해별 중 하나로 나온다.[24]
폴라리스는 천구의 북극에 근접해 있는 속성 때문에 지평선과 이 별이 이루는 각도를 재면 관측자 거주지의 위도가 나온다. 예를 들어 북위 38도 거주자가 바라본 폴라리스는 지평선으로부터 38도 각도를 이룬다. 같은 원리로, 고대인들은 북쪽으로 올라갈수록 북극성의 고도가 커지는 것으로부터 지구가 둥글다는 사실을 알아냈다.[25]
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현대 여러 논문들은 히파르코스 측성위성[3] 이보다 오래 된 논문에서는 좀 더 먼 것으로 추정했다. 다만 최근 논문들의 연구결과에 따르면 고해상도 스펙트럼 분석 결과 이 별과 우리 사이 거리는 히파르코스 자료보다 거의 100 광년 더 가까워졌다.(323 광년/99 파섹)[2] 폴라리스는 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성이므로 이 별의 물리적 매개변수는 우주 거리 사다리를 정확히 측정하는 여부를 결정하기 때문에 매우 중요하다.[2]
| 연도 | 거리: 광년(파섹) | 출처 |
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| 433 ly (133 pc) | 히파르코스[4] | |
| 2006 | 330 ly (101 pc) | 터너[14] |
| 2008 | 359 ly (110 pc) | 유센코 & 클라치코바[6] |
| 2013 | 323 ly (99 pc) | 터너 외[2] |
| 2014 | >=385 ly (>=118 pc) | 닐슨[15] |
히파르코스 위성은 1989년부터 1994년까지 0.97 밀리초각[26] 이후 히파르코스의 측성자료에서 오류를 잡아내고 기술적 완성도를 더하는 작업이 진행되었다.[4] 그러나 이런 정확도 향상에도 불구하고 폴라리스의 시차가 부정확하게 나온 것에 대해 천문학자들의 지적이 나왔으며, 일부 천문학자들은 히파르코스 위성이 작성한 다른 세페이드 변광성들의 거릿값도 신뢰할 수 없다고 주장했다.[2] 히파르코스가 폴라리스의 시차를 낮춰 잡은 것에 대해 그 정확도를 검증하려는 시도가 있었으나 아직 이 별까지의 거릿값은 합의가 이루어지지 않고 있다.[27]
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폴라리스 Aa는 태양분광형공전궤도로부터 운동학적 원리를 이용해 질량을 구한 최초의 세페이드 변광성폴라리스 B는 태양 질량의 1.39배에 분광형 F3의 주계열성폴라리스 Ab(폴라리스 P)는 태양 질량의 1.26배에 분광형 F6의 주계열성으로 Aa와 약 18.8 천문단위 떨어져 있다. 이들로부터 멀리 떨어진 곳에 다시 폴라리스 C와 폴라리스 D가 있다.[8]
폴라리스 B는 작은 망원경으로도 볼 수 있다. 1780년 윌리엄 허셜은 수제 반사 망원경스펙트럼허블 우주 망원경천왕성[10]) 이렇게 가깝기 때문에 짝별의 빛은 훨씬 밝은 주인별에 묻혀 관측하기 힘들었던 것이다.[3][11]
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폴라리스 A는 계에서 가장 무겁고 밝은 초거성이며 항성종족 I에 속하는 고전 세페이드 변광성은위표준촛불아이나르 헤르츠스프룽[12]
폴라리스의 밝기는 1.86 - 2.13 범위에서 맥동하나[13] 그 진폭은 관측역사상 계속하여 변해 왔다. 1963년 이전 진폭은 0.1 등급 이상이었고 밝기의 감소 속도는 매우 완만했다. 1966년 이후 진폭의 크기는 0.05 등급까지 빠르게 줄어들었다. 그러나 이후 상기 폭 범위에서 불규칙하게 밝기가 변하고 있다. 다른 세페이드 변광성과는 달리 폴라리스의 밝기 진폭이 다시 커지고 있다는 연구결과가 나오고 있다.[5]
변광 주기는 대략 4일이지만 역사적으로 이 간격은 계속 변화가 있었다. 1963년부터 1965년 기간을 제외하고 변광주기는 매년 4.5초씩 꾸준히 증가해 왔다. 이 현상의 원인은 항성이 세페이드 불안정띠 단계를 거치면서 항성이 부풀어 오르고 붉게 변하는 현상 때문으로 생각했다. 그러나 일차 맥동 상태(primary overtone pulsation mode)와 최초 배음 맥동 상태(first overtone pulsation mode) 상태 사이에 간섭이 일어나기 때문에 생긴 결과일 수도 있다.[3][14][15] 현재 폴라리스가 기본 배음 맥동천체(fundermental overtone pulsator)인지 최초 배음 맥동천체(first overtone pulsator)인지 천문학계 내 견해가 일치하고 있지 않다. 또한 이 별이 불안정띠[15]
폴라리스의 표면온도는 맥동기간 중 아주 조금만 바뀌나, 그 진폭은 계속 변화하며 예측하기 어렵다. 유효온도[9]
사이언스에 실린 논문에 따르면 폴라리스는 프톨레마이오스 시절 3등급보다 2.5배 밝아져 현재 2등급이 되었다고 한다.[16]
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폴라리스 자체는 북극성이라는 상징성과는 달리 눈에 띄게 밝은 별이 아니며 현대 도시의 밤하늘은 광공해북두칠성 국자 앞 부분 메라크로부터 두베[28][29]
