Polaris is onze Poolster
Alpha Ursae Minoris, beter bekend als Polaris of de Poolster, is een gele superreus die ongeveer 446 lichtjaar van de Aarde is verwijderd in de richting van het sterrenbeeld Ursa Minor – Kleine Beer. Momenteel is het onze Poolster, de meest nabije, zichtbare ster tot de noordelijke hemelpool. De ster markeert het einde van de staart van de Kleine Beer.
De superreus heeft een schijnbare helderheid die varieert tussen magnitude 1,86 en 2,13. De ster is geclassificeerd als een Populatie I Cepheïde-variabele en is de meest nabije tot de Aarde van dit type.
Polaris is de helderste ster in de Kleine Beer en, gemiddeld, de 48ste helderste ster aan de nachtelijke hemel. Hoewel het geen ster van de eerste magnitude is, is de ster als gele reus immens groot en zeer lichtsterk. De ster lijkt niet helderder omdat hij zo ver van ons is verwijderd.
In 2024 gebruikten astronomen de CHARA-array om de veranderingen in de grootte van Polaris te meten, de baan van zijn naaste metgezel in kaart te brengen en beelden van het oppervlak van de superreus vast te leggen. Hoewel het een van de meest bestudeerde sterren is, heeft Polaris een aantal ongebruikelijke eigenschappen waardoor de exacte grootte en afstand moeilijk zijn te bepalen.
Stersysteem
Alpha Ursae Minoris is een drievoudig stersysteem bestaande uit de gele superreus Alpha Ursae Minoris Aa – Polaris en twee zwakkere begeleiders. Beide begeleiders zijn hoofdreekssterren van spectraalklasse F met de aanduidingen Alpha Ursae Minoris Ab en B.
Alpha Ursae Minoris Aa en Ab draaien met een periode van 29,42 jaar om een afstand van minstens 2,90 AE om elkaar heen. Ze zijn aan de sterrenhemel slechts 0,13 boogseconden van elkaar geschieden.
Alpha Ursae Minoris B draait op een hoekafstand van 18,22 boogseconden oftewel 2400 AE om het paar heen. Deze ster is in kleine telescopen zichtbaar.
Met een oppervlaktetemperatuur van 6000 Kelvin is de lichtsterkte van Polaris 1260 keer groter dan die van de Zon. De ster heeft een geschatte leeftijd tussen 45 4n 67 miljoen jaar end raait met een snelheid van 14 km/s om zijn as. Een volledige omwenteling om zijn as duurt 119 dagen.
In 2024 voerde een team van astronomen met behulp van de CHARA-array (Center for High Angular Resolution Astronomy) waarnemingen aan Polaris uit met als doe de baan van de naaste begeleider (Ab) in kaart te brengen en veranderingen in de baan te meten en de grootte van Polaris te bepalen tijdens zijn pulsaties. De Chara-array is een optische interferometer die bestaat uit een set van 6 telescopen van 1 meter geplaatst op Mount Wilson in Californië. De gecombineerde telescopen werken als één enkele grote astronomische interferometer.
Het team bepaalde op basis van de baanbeweging een massa van 5,15 zonsmassa en een straal van 46,27 keer die van de Zon. Dit onderzoek werd op 20 augustus 2024 in The Astrophysical Journal gepubliceerd.
De astronomen gebruikten ook de MIRC-X-camera (Michigan InfraRed Combiner-eXeter), ontwikkeld door wetenschappers van de universiteit van Michigan en de universiteit van Exeter, om het oppervlak van Polaris in beeld te brengen. De beelden onthulden nieuwe oppervlaktedetails, waaronder grote donkere en heldere vlekken die in de loop van de tijd veranderden. De stervlekken, gecombineerd met rotatie, kunnen worden gekoppeld aan een fotometrische variatie met een periode van 120 dagen.
Polaris Aa is geclassificeerd als een Cepheïde-variabele met lage amplitude. Omdat het de dichtstbijzijnde Cepheïde tot de Aarde is, is het een veelvuldig studieobject geweest. Cepheïden zijn belangrijk in de astronomie omdat ze worden gebruikt als standaardkaarsen – objecten met bekende helderheid – om afstanden tot verre deepsky-objecten te meten.
Bij klassieke Cepheïden gebruiken astronomen de relatie tussen hun perioden en helderheid om de afstanden tot objecten zowel binnen de Melkweg als buiten onze Melkweg te bepalen. Cepheïden waren een cruciale factor die de Amerikaanse astronoom Edwin Hubble hielp bij het bewijzen dat het Andromedastelsel – Messier 31 geen nevel in de Melkweg was, zoals eerder werd aangenomen, maar een extern sterrenstelsel.
Klassieke of Populatie I Cepheïden zijn doorgaans heldere reuzen of superreuzen met een lage helderheid, met een massa van 4 tot 20 zonsmassa, een lichtsterkte tussen 1000 en 50.000 keer die van de Zon en stralen van enkele tientallen tot een paar honderd keer de straal van de Zon. Ze hebben een spectrale classificatie tussen F6 en K2.
Klassieke Cepheïden zijn pulserende variabele sterren waarvan de temperatuur, straal en spectraaltype veranderen terwijl ze pulseren. Hun helderheid verandert van enkele tienden van een magnitude tot 2 magnitudes. Deze sterren hebben een goed gedefinieerde relatie tussen periode en helderheid; hoe langer de pulsatieperiode, hoe helderder ze zijn.
Andere relatief heldere klassieke Cepheïden zijn onder meer Eta Aquilae in het sterrenbeeld Arend, I Carinae in het sterrenbeeld Kiel, Zeta Geminorum in tweelingen, Bèta Doradus in Paradijsvogel en het klasse-prototype Delta Cephei in Cepheus. Polaris is de helderste Cepheïde die het dichtst bij de Aarde staat.
α Ursae Minoris Ab
De nauwe begeleider, Alpha UMi Ab, is een hoofdreeksster van spectraalklasse F6 met een massa van 1,36 zonsmassa en een straal van 1,04 keer die van de Zon. De ster is 3 keer lichtsterker dan de Zon en de leeftijd wordt geschat op minstens 500 miljoen jaar.
Het bestaan van Alpha Ursae Minoris Ab werd al in 1899 vermoed, toen de Amerikaanse astronoom William Wallace Campbell de variabele radiale snelheid van de primaire component rapporteerde, wat duidde op de aanwezigheid van een metgezel.
In 1929 onthulde een onderzoek van het spectrum van de ster dat Polaris in feite twee sterren in een nauwe baan was, wat de eerdere theorie bevestigde dat de hoofdcomponent een dubbelster was.
α Ursae Minoris B
Alpha UMI B is een hoofdreeksster van spectraalklasse F3V. Anders dan Polaris is de ster niet met het blo e oog zichtbaar. De ster heeft een schijnbare helderheid van magnitude 8,7.
Met een geschatte leeftijd van 1,5 miljard jaar is Alpha UMI B de oudste van de 3 componenten in het Polaris-systeem. De ster heeft een massa van 1,39 zonsmassa en een straal van 1,38 keer die van de Zon. Met een effectieve temperatuur van 6900 Kelvin bedraagt de lichtsterkte 3,9 zonsmassa. De ster draait met een geprojecteerde rotatiesnelheid van 110 km/s snel om zijn as.
Polaris B werd in augustus 1779 gevonden door de Britse astronoom William Herschel. De ster is zichtbaar in middelgrote amateurtelescopen.
Ooit geloofden astronomen dat er nog twee andere, verder weg gelegen sterren in het systeem waren, genaamd Polaris C en Polaris D. later werd echter ontdekt dat deze sterren niet fysiek verwant waren aan de 3 componenten van het Polaris-systeem.
In januari 2006 waren alle drie de leden van het Polaris-systeem te zien op opnames gemaakt door de Hubble Space Telescope. Het was de eerste keer dat de naaste metgezel, Polaris Ab, rechtstreeks werd gezien.
Afstand
De huidige geaccepteerde afstand van 446 lichtjaar is gebaseerd op metingen gedaan door de Europese Gaia-ruimtetelescoop.
De afstand tot Polaris is al lang onzeker. De herziene parallax verkregen uit de Hipparcos-metingen gaf een waarde van 433 lichtjaar, maar oudere schattingen plaatsten de ster dichter bij de aarde. Studie gebaseerd op spectraalanalyses gaven aan dat de ster 323 lichtjaar van ons is verwijderd.
De nauwkeurigheid van de gegevens verzameld door de Hipparcos-satelliet in 1989 en 1993 is in twijfel getrokken in de gevallen van Cepheïden in dubbelstersystemen. Hoewel de gegevens opnieuw zijn onderzocht en bevestigd is er nog steeds geen enkele waarde die algemeen is geaccepteerd.
Een recentere astrometriemissie die in 2013 werd gelanceerd met de Gaia ruimtetelescoop, de opvolger van Hipparcos, was oorspronkelijk beperkt tot sterren die zwakker waren dan magnitude 5,7. Het bleek echter zelfs te werken met sterren van magnitude 3.
De Gaia Data Release 2 (Gaia DR2) leverde geen parallax op voor Alpha UMi A, maar astronomen konden een afstand van 443,6 lichtjaar voor Alpha UMi B afleiden. De schatting plaatste de ster verder weg, maar was wel aanzienlijk nauwkeuriger.
In 2023 bepaalden astronomen een afstand van 446 lichtjaar voor Polaris B, op basis van de gegevens in de Gaia DR3-release.
Helderheid
Polaris is de 48ste helderste ster aan de hemel. De ster lijkt ongeveer even helder als Mirzam in het sterrenbeeld Grote Hond, Alphard in de Waterslang, Algieba in de Leeuw en Hamel in de Ram. Als een ster van de tweede magnitude is Polaris gemakkelijk zichtbaar vanuit gebieden met lichtvervuiling maar de ster is niet uitzonderlijk helder.
Astronomen vermoeden al sinds 1852 dat de primaire ster in het Polaris-systeem variabel was maar die variabiliteit werd pas in 1911 door de Deense astronoom Ejnar Hertzsprung bevestigd.
Hertzsprung ging in 1913 verder met het bepalen van de afstanden tot verschillende van dergelijke sterren met behulp van parallax. Zowel zijn werk als dat van Edwin Hubble waren gebaseerd op de ontdekking van de periode-lichtsterkterelatie in pulserende veranderlijke sterren door de Amerikaanse astronoom Henrietta Leavitt in 1908. Leavitt onderzocht destijds veranderlijke sterren in de Magelhaanse Wolken en publiceerde haar bevindingen in 1912.
Polaris varieert in helderheid tussen magnitude 1,86 en 2,13 maar die amplitude is niet hetzelfde als ten tijde van de ontdekking. Vóór 1963 was het meer dan 0,1 magnitude en nam langzaam af tot 1966, toen er een dramatische afname was tot minder dan 0,05 magnitude. De amplitude is sindsdien onvoorspelbaar gevarieerd maar bleef dicht bij die waarden. Een artikel dat in 2008 werd gepubliceerd meldde dat de amplitude weer toenam, was ongekend is voor een ster van dit type.
Polaris Aa heeft een variatieperiode van ongeveer 4 dagen, maar de periode is ook niet hetzelfde gebleven. Astronomen merkten een geleidelijke toename op van ongeveer 4-5 seconden per jaar, met een pauze tussen 1963 en 1965. De temperatuur van de ster varieert slechts lichtjes als de ster pulseert, maar de variatie zelf is grillig, van 50 K tot 170 K of meer. Astronomen hebben gespeculeerd dat de onvoorspelbaarheid te wijten kan zijn aan de baan van de ster met Polaris Ab.
Onderzoek dat in de afgelopen twee decennia is uitgevoerd suggereert dat Polaris vandaag de dag 4,6 keer helderder is dan toen Ptolemeus de ster in 137 na Christus waarnam. Een team wetenschappers begon de ster in 1999 te monitoren en ontdekte dat, nadat een minimum was bereikt, de amplitude van de pulsaties van de ster weer toenam. Toen ze historische gegevens onderzochten ontdekten de dat de ster zwakker werd naarmate ze verder teruggingen in de tijd.
Cepheïden zijn al heel lang belangrijk omdat hun consistentie het astronomen mogelijk maakt ze als standaardkaarsen te gebruiken. Polaris is echter niet de enige ster van dit type die op lange termijn onverwachte veranderingen in helderheid vertoont. Veel andere Cepheïden vertonen vergelijkbare veranderingen wat aangeeft dat deze sterren complexer zijn dan eerder werd gedacht.
Poolster
Polaris is de dichtstbijzijnde zichtbare ster tot de noordelijke hemelpool. De exacte locatie van de pool is niet aangegeven naar hij staat er wel heel dichtbij. Hij lig tin lijn met de noordelijke rotatie-as van de Aarde, bijna direct boven de Noordpool en voor hypothetische waarnemers op de pool zou de ster er recht boven staan.
Met de rotatie-as die bijna direct naar de ster wijst komt Polaris niet op of gaat niet onder voor noordelijke waarnemers. Omdat de ster zo dicht bij de noordelijke hemelpool staat lijkt hij bewegingloos aan de hemel en lijken andere sterren in een cirkel er omheen te bewegen. Dit maakt Polaris zeer nuttig voor navigatie en astrometrie.
Polaris beweegt momenteel dichter naar de noordelijke hemelpool. In 2018 was hij 36,9 boogminuten (0,66°) van de pool verwijderd, wat overeenkomt met 1,4 keer de breedte van de volle maan. Op 24 maart 2100 zal de ster de dichtstbijzijnde nadering maken wanneer de ster binnen ongeveer 27 boogminuten (0,45°) van de rotatiepool komt. Daarna zal de ster langzaam beginnen weg te bewegen.
Vanwege de nabijheid tot de noordelijke hemelpool verandert de rechte klimming van de ster altijd. De schijnbare beweging van de ster is het resultaat van de axiale precessie van de Aarde (de precessie van de equinoxen), een langzame verandering in de oriëntatie van de rotatie-as van de Aarde.
De geleidelijke precessie van de aardas vindt plaats in een cyclus van ongeveer 25.772 jaar en als gevolg daarvan veranderen ook de poolsterren. Polaris is momenteel de dichtstbijzijnde zichtbare ster tot de noordelijke hemelpool, maar zal niet voor altijd de poolster blijven, net zoals Sigma Octantis – Polaris Australis niet voor altijd de zuidelijke hemelpool zal markeren. Meer dan een dozijn verschillende sterren nemen de rol over in de loop van de precessiecyclus van onze planeet.
Polaris nam omstreeks 500 na Christus de rol als poolster over van Kochab – Bèta Ursae Minoris. Kochab, de op één na helderste ster in Kleine Beer en de helderste ster in de kom van de Kleine Beer, had deze titel van 1500 voor Christus tot 100 na Christus. Tegenwoordig staan Kochab en Pherkad – Gamma Ursae Minoris, bekend als de bewakers van de pool. De twee sterren markeren de buitenste rand van de pan van de Kleine Beer en lijken rond Polaris en de pool te draaien.
In de late oudheid bevond de noordelijke hemelpool zich op dezelfde hoekafstand van Polaris als van Kochab. In deze tijd begon Polaris, de helderste van de twee sterren, belangrijker te worden als navigatiester. Voordat Polaris de dichtstbijzijnde zichtbare ster bij de pool werd, werd het hele sterrenbeeld Kleine Beer gebruikt voor navigatie. Polaris bewoog in de vroege middeleeuwen tot binnen enkele graden van de pool en toen begon men de ster “poolster” te noemen.
Polaris zal worden opgevolgd door Gamma Cephei – Errai. Rond het jaar 3000 zal de pool halverwege Polaris en Errai liggen en rond 4200 zal Errai zijn dichtstbijzijnde punt tot de pool bereiken.
Van alle poolsterren is Polaris de op één na dichtstbijzijnde bij de pool. De enige andere ster die het ware noorden nauwkeuriger aangeeft als poolster is Thuban – Alpha Draconis. Thuban komt binnen 0,2° van de pool, terwijl Polaris binnen 0,5° komt. Thuban is echter aanzienlijk zwakker met een schijnbare helderheid van magnitude 3,65, waardoor hij iets minder bruikbaar is als marker. Thuban was van het 4de tot het 2de millennium voor Christus de Poolster.
De helderste van de poolsterren, Wega, heeft een schijnbare helderheid van magnitude 0,026, maar komt slechts binnen 5° van de pool.
Behalve Polaris, Errai, Wega, Thuban en Kochab zijn de sterren die als indicatoren voor het ware noorden of nabije noorden fungeren Iota en Bèta Cephei – Alfirk, die de titel delen van Poolster, Alderamin – Alpha Cephei, Deneb – Alpha Cygni, Fawaris – Delta Cygni, Iota Herculi, Tau Herculi, Edasich – Iota Draconis en Kappa Draconis die de titel deelt met Kochab.
Omstreeks 27.800 zal Polaris weer onze Poolster zijn maar de ster zal niet zo dicht bij de pool staan als nu of toen hij omstreeks 23.600 voor Christus die titel had en toen zelfs nog dichter bij de pool was dan nu.
Wetenswaardigheden
Het asterisme van de Kleine Beer wordt gevormd door Polaris samen met Bèta UMi – Kochab, Gamma Uni – Pherkad, Delta UMI – Yildun, Zeta Ursae Minoris, Eta Ursae Minoris en Epsilon Ursae Minoris. De Kleine Beer is niet klein, maar de middelste vier sterren zijn relatief zwak waardoor het asterisme een uitdagend doelwit is vanuit lichtvervuilde gebieden.
Polaris, Yildun en Epsilon UMi vormen de steel van de Kleine Beer en Kochab, Pherkad, Zeta en Eta UMIO omlijnen de pan. Polaris, Kochab en Pherkad zijn zelfs vanuit stedelijke gebieden zichtbaar, maar de overige vier sterren zijn zwakker dan magnitude 4,0 en ze vallen niet op aan de hemel, zelfs niet onder goede omstandigheden.
Polaris maakt ook deel van een telescopisch asterisme dat de Verlovingsring of de Diamanten Ring wordt genoemd. Het asterisme is zichtbaar in kleine telescopen. Het wordt gevormd door een kleine halve cirkel van ongeveer 10 zwakke sterren in de sterrenbeelden Ursa Minor en Cepheus.
De Verlovingsring heeft een doorsnede van minder dan een halve graad en kan gebruikt worden om de exacte locatie van de noordelijke hemelpool te vinden. De pool bevindt zich tegenover de ring, bij een scheiding die een beetje kleiner is dan de opening van de ring.
Naamgeving
Polaris is een afkorting van “stella polaris”, wat Latijn is voor “poolster”. De naam dateert uit de Renaissance, toen Polaris binnen een paar graden van de noordelijke hemelpool kwam. De Nederlandse arts, geograaf en wiskundige Gemma Frisius noemde de ster in 1547 “stella illa quae polaris dicitur”, of “de ster die “polair” wordt genoemd”. Frisius bepaalde dat de afstand van de ster tot de pool 3°7’ was.
De Working Group on Star Names van de Internationale Astronomische Unie keurde de naam Polaris voor Alpha Ursae Minoris Aa officieel goed op 30 juni 2016. Hoewel de naam formeel alleen betrekking heeft op de primaire componenten wordt deze ook vaak gebruikt voor de begeleiders (Polaris Ab en Polaris B).
Polaris is door de geschiedenis heen onder vele namen bekend geweest. De naam van de ster in het Oud Engels was “scip-steorra” oftewel “schipster” en een nog oudere naam was “lodestar” wat “leidende ster” betekent. De Oudnoorse naam “leiðarstjarna” en de Middelhoogduitse “leitsterne” delen dezelfde taalkundige oorsprong. Eind 13de eeuw werd de ster bekend als Stella Maris, of “de ster van de zee”.
In de vroege modern tijd werd ook de naam Cynosura gebruikt voor Polaris. Het is de oude naam voor het sterrenbeeld Ursa Minor, afgeleid van het Griekse κυνόσουρα, wat “staart van de hond” betekent. Het sterrenbeeld werd in de Oudheid geassocieerd met een hond en niet met een beer.
In de Hindoeïstische Puranische literatuur stond Polaris bekend als Dhruva, wat “onbeweeglijk” of “vast” betekent.
De oude Arabische naam voor de ster was Al-Judeyy. De naam stamt uit de pre-islamitische astronomie, voordat Polaris zo dicht bij de pool stond als nu.
Middeleeuwse islamitische astronomen kenden de ster onder verschillende namen: Mismar (“naald” of “spijker”), al-kutb al-shamaliyy (“de noordelijke as”) en al-kaukab al-shamaliyy (“de poolster”).
In de Berbertaal van de Toeareg in Noord-Afrika staat Polaris bekend als Tatrit tan Tamasna, ofwel “ster van de vlakten”. De naam weerspiegelt de prominente rol van de ster bij het navigeren door de grote woestijnen.
De Inuit-naam voor Polaris is Niqirtsuituq. De ster staat afgebeeld op zowel de vlag van het Inuit-gebied Nunavut, het meest noordelijke gebied van Canada, als op de vlag van Alaska, de meest noordelijke staat van de Verenigde Staten.
In de traditionele Chinese astronomie stond Polaris bekend als de Eerste Ster van Gebogen Reeks. Gebogen Reeks (勾陳,Gōu Chén) was een asterisme dat verder bestond uit Delta UMi – Yildun, Epsilon UMi, Zeta UMi, 2 UMi en HD 217382 in het naburige sterrenbeeld Cepheus. Het asterisme maakt deel uit van de Purperen Verboden Omheining, een van de drie Omheiningen in de Chinese astronomie.
Locatie
Polaris is de meest noordelijke zichtbare ster aan de hemel. De ster markeert de geschatte locatie van de noordelijke hemelpool en verschijnt altijd op dezelfde plek aan de hemel vanaf elke willekeurige locatie.
De nabijheid van Polaris tot de noordelijke hemelpool betekent dat de afstand tot de horizon overeenkomt met de breedtegraad van de waarnemer. Voor waarnemers op de Noordpool staat de ster recht boven hun hoofd en hoe zuidelijker de waarnemer is, hoe dichter de ster bij de noordelijke horizon is. Waarnemers in Nederland kunnen hem bijvoorbeeld 52° boven de horizon zien staan omdat Nederland gemiddeld op 52° Noorderbreedte ligt.
De gemakkelijkste manier om Polaris te vinden is door een lijn te trekken van Merak – Bèta Ursae Majoris door Dubhe – Alpha Ursae Majoris, de buitenste sterren van de pan van de Grote Beer. Merak en Dubhe staan bekend als de Aanwijssterren omdat ze de weg wijzen naar de Poolster en de noordelijke hemelpool. De afstand van Dubhe tot Polaris is ongeveer 5 keer de afstand van Merak tot Dubhe. Dubhe, de op één na helderste ster in de Grote Beer, is iets helderder dan Polaris. De ster heeft een schijnbare helderheid van magnitude 1,87 en is ongeveer 123 lichtjaar van de Aarde verwijderd.
Polaris is de helderste ster in de buurt van die denkbeeldige lijn. De ster lijkt geïsoleerd in dit gebeid van de hemel want er zijn geen andere uitzonderlijk heldere sterren in de buurt. Kochab, een van de Bewakers van de Pool, is de enige andere ster van de 2de magnitude in dit gebied. Kochab en de zwakkere Pherkad bevinden zich parallel aan Mizar en Alioth in de steel van de Grote Beer.
Polaris bevindt zich in het gebied tussen de Grote Beer en Cassiopeia’s W. de ster kan worden bevonden door een lijn te trekken van Mizar, de middelste ster van de steel van de Grote Beer, naar Segin, de meest linkse ster in de W van Cassiopeia.
Sterrenbeeld
Polaris is de helderste ster in Ursa Minor, het meest noordelijke sterrenbeeld. De superreus markeert het puntje van de start van de Kleine Beer.
Ursa Minor beslaat een oppervlakte van 256 vierkante graden aan de noordelijke sterrenhemel en is in grootte het 56ste sterrenbeeld. Met slechts 3 sterren die helderder zijn dan magnitude 3,0 is het een van de minder opvallende noordelijke sterrenbeelden.
Net als zijn buren Cepheus en Draco is de Kleine Beer circumpolair voor noordelijke waarnemers. Het sterrenbeeld is het hele jaar door te zien vanaf de meeste locaties op het noordelijk halfrond. Vanaf het zuidelijk halfrond is het sterrenbeeld slechts gedeeltelijk zichtbaar vanaf locaties dicht bij de evenaar.
Ursa Major is een van de 48 Griekse sterrenbeelden die in de 2de eeuw na Christus door de Grieks-Romeinse astronoom Claudius Ptolemeus in de Almagest werden beschreven. Het sterrenbeeld werd in de 6de eeuw voor Christus door de Griekse filosoof Thales van Miletus geïntroduceerd. Thales vond de sterren van Ursa Major nuttig bij de navigatie.
Opmerkelijke sterren in Ursa Major zijn onder meer de heldere reus Pherkad – Gamma Ursae Minoris, de oranje reuzen Kochab – Beta UMi en Theta UMI, de variabele koolstofster Z UMi, de variabele rode reuzen Lambda UMi, RR UMi en R UMi en het spectroscopische binaire systeem Epsilon UMi.
Het sterrenbeeld herbergt twee interessante stellaire overblijfselen: H1504+65, de heetste witte dwerg die tot nu toe is gevonden met een oppervlaktetemperatuur van 200.000 Kelvin) en Calvera – 1RXS J141256.0+792204, een van de meest nabije neutronensterren tot de Zon, vernoemd naar de slechterik in de film The Magnificent Seven uit 1960.
Ursa Minor bevat geen bijzonder heldere deepsky objecten. Het sterrenbeeld herbergt het enorme elliptische radiosterrenstelsel NGC 6251, het balkspiraalstelsel NGC 6217, Polarissima Borealis – NGC 3172,het meest nabije object uit de New General Catalogue aan de noordelijke sterrenhemel en de satelliet van de Melkweg PGC 54074, ook bekend als de Ursa Minor Dwerg.
De beste tijd van het jaar om de sterren en deepsky objecten in Ursa Minor te bekijken is tijdens de maand juni als het sterrenbeeld ’s avonds hoger boven de horizon komt. Het gehele sterrenbeeld is zichtbaar vanaf locaties ten noorden van de -10de breedtegraad.
De 10 helderste sterren in Ursa Minor zijn Polaris (Alpha UMi, mag. 1,86 – 2,13), Kochab (Beta UMi, mag. 2,08), Pherkad (Gamma UMi, mag. 3,05), Epsilon Ursae Minoris (mag. 4,19), 5 Ursae Minoris (mag. 4,25), Zeta Ursae Minoris (mag. 4,32), Yildun (Delta UMi, mag. 4,36), RR Ursae Minoris (mag. 4,44 – 4,85), 4 Ursae Minoris (mag. 4,80), and Eta Ursae Minoris (mag. 4,95).
Alpha Ursae Minoris – Polaris
| Spectraalklasse | F7Ib + F6 + F3V |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 1,98 (1,86 – 2,13); 8,7 |
| Absolute helderheid (magnitude) | -3,6; 3,6; 3,1 |
| Afstand (lichtjaar – parsec) | 446 136,9; 323-443 (99-133) |
| Sterrenbeeld | Ursa Minor – Kleine Beer |
| Namen en aanduidingen | Polaris Alpha Ursae Minoris Poolster Cynosura, Phoenice Mismar Yilduz Alruccabah Navigatoria |
Alpha Ursae Minoris A
| Spectraalklasse | F7Ib + F6 |
| Variabel type | Klassieke Cepheïde |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 1,98 (1,86 – 2,13) |
| Radiale snelheid (km/s) | -16,42 |
| Namen en aanduidingen | Alpha Ursae Minoris A 1 Ursae Minoris HD 8890 |
Alpha Ursae Minoris Aa
| Spectraalklasse | F7Ib |
| Variabel type | Klassieke Cepheïde |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 1,98 (1,86 – 2,13) |
| Absolute helderheid (magnitude) | -3,6 |
| Massa (zon=1) | 5,13 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 1260 |
| Straal (zon=1) | 37,5 – 46,3 |
| Temperatuur (Kelvin) | 6000 |
| Leeftijd (miljoen jaar) | 46 – 67 |
| Rotatiesnelheid (km/s) | 14 |
| Rotatieperiode (dagen) | 119 |
| Namen en aanduidingen | Polaris Alpha Ursae Minoris Aa |
Alpha Ursae Minoris Ab
| Spectraalklasse | F6 |
| Absolute helderheid (magnitude) | 3,6 |
| Massa (zon=1) | 1,32 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 3 |
| Straal (zon=1) | 1,04 |
| Leeftijd (miljoen jaar) | >500 |
| Namen en aanduidingen | Alpha Ursae Minoris Ab |
Alpha Ursae Minoris B
| Spectraalklasse | F3 V |
| Variable type | Vermoedelijk |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 8,7 |
| Absolute helderheid (magnitude) | 3,1 |
| Radiale snelheid (km/s) | -22,25 |
| Massa (zon=1) | 1,3 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 3,9 |
| Straal (zon=1) | 138 |
| Temperatuur (Kelvin) | 3900 |
| Leeftijd (miljard jaar) | 1,5 |
| Rotatiesnelheid (km/s) | 110 |
| Namen en aanduidingen | Polaris B Alpha Ursae Minoris B 1 Minoris B |
Eerste publicatie: 15 mei 2023
Volledige revisie: 21 oktober 2024
Bron: Wikipedia, EarthSky, star-facts & anderen
