Северница

Северница — ѕвезда која се наоѓа во северното кружно соѕвездие Мала Мечка. Таа е означена Алфа Мала Мечка (латинизирано во Alpha Ursae Minoris) и вообичаено се нарекува Северна Ѕвезда или Поларна Ѕвезда. Со привидна величина која флуктуира околу 1,98, таа е најсветлата ѕвезда во соѕвездието и е лесно видлива со голо око ноќе. Положбата на ѕвездата лежи на помалку од 1° оддалеченост од северниот небесен пол, што ја прави сегашната северна поларна ѕвезда. Стабилната положба на ѕвездата на северното небо ја прави корисна за навигација.

Како најблиска променлива на Кефеидите, нејзиното растојание се користи како дел од скалилата за вселенски растојанја. Ревидираната ѕвездена паралакса Хипаркос дава растојание до Северница од околу 433 светлосни години, додека мисијата Гаја дава растојание од околу 448 светлосни години. Пресметките со други методи се многу различни.

Иако се појавува со голо око како единствена светлосна точка, Северница е троен ѕвезден систем, составен од примарниот, жолт суперџин означен како Северница Аа, во орбитата со помал придружник, Северница Ab; парот е во поширока орбита со Северница B. Надворешниот пар AB бил откриен во август 1779 година од Вилијам Хершел, каде што „А“ се однесува на она што денес е познато дека е парот Аа/Ab.

 Ѕвезден систем 
лево|мини| Компонентите на Северница како што ги гледа вселенскиот телескоп Хабл
Северница Aa е развоен жолт суперџин од спектрален тип F7Ib со 5,4 сончеви маси (). Тоа е првиот класичен кефеид кој има маса одредена од нејзината орбита. Двата помали придружници се Северница B,   F3 ѕвезда од главната низа која орбитира на растојание од  (АЕ), и Северница Ab (или P), многу блиска ѕвезда од главната низа F6 со маса од . Северница В може да се види со скромен телескоп. Вилијам Хершел ја открил ѕвездата во август 1779 година со помош на сопствен рефлекторски телескоп, еден од најдобрите телескопи во тоа време. Во јануари 2006 година, НАСА објавила снимки од телескопот Хабл, на кои се прикажани трите членови на тројниот систем Северница.

Променливата радијална брзина на Северница А била пријавена од ВилијамКембел во 1899 година, што сугерирало дека оваа ѕвезда претставува двоен систем. Бидејќи Северница А е позната кефеидна променлива, Џ. Х. Мур во 1927 година покажал дека промените во брзината по линијата на видот се должат на комбинацијата на четиридневниот период на пулсирање во комбинација со многу подолг орбитален период и голема ексцентричност од околу 0,6. Мур објавил прелиминарни орбитални елементи на системот во 1929 година, давајќи орбитален период од околу 29,7 години со ексцентричност од 0,63. Овој период бил потврден со соодветни набљудувања за движење извршени од БП Герасимович во 1939 година.

Како дел од нејзината докторска теза, во 1955 година Е. Ромер користела податоци за радијална брзина за да изведе орбитален период од 30,46 y за системот Северница A, со ексцентричност од 0,64. Карл Кампер во 1996 година произвеле рафинирани елементи со период од  и ексцентричност од . Во 2019 година, студијата на Р. Андерсон дала период од  со ексцентричност од .

Некогаш се сметало дека постојат две пошироко раздвоени компоненти - Северница C и Северница D - но се покажало дека тие не се физички поврзани со системот Северница.

 Набљудување 

 Варијабилност 
лево|мини| Светлинска крива за Северница, нацртана од податоците на TESS 
Северница Аа, суперџинова примарна компонента, е класична кефеидна променлива од населението I со ниска амплитуда, иако некогаш се сметало дека е кефеид од типот II поради нејзината висока галактичка ширина. Кефеидите претставуваат важна стандардна свеќа за одредување на растојанието, така што Северница, како најблиска таква ѕвезда, е многу проучувана. Променливоста на Северница била забележана уште од 1852 година; оваа варијација била потврдена од Ејнар Херцшпрунг во 1911 година.

Опсегот на осветленост на Северница е даден како 1,86-2,13, но амплитудата се променила од откритието. Пред 1963 година, амплитудата била над 0,1 степени и многу постепено се намалувала. По 1966 година, таа многу бргу се намалувала додека не станала помала од 0,05 степени; оттогаш, таа непредвидливо варира во близина на тој опсег. Пријавено е дека амплитудата сега повторно се зголемува, пресврт што не е забележан кај ниту еден друг кефеид. 
лево|мини| Северница и нејзината околна интегрирана флуксна маглина
Периодот, приближно 4 дена, исто така се променил со текот на времето. Постојано се зголемува за околу 4,5 секунди годишно, освен за пауза во 1963-1965 година. Првично се сметало дека ова се должи на секуларната црвеникава (пониска температура) еволуција низ појасот за нестабилност на Кефеидите, но може да се должи на мешање помеѓу примарниот и режимот на пулсирање со прв тон. Авторите не се согласуваат околу тоа дали Северница е фундаментален или пулсар со прв тон и за тоа дали го преминува појасот за нестабилност за прв пат или не.

Температурата на Северница варира само за мала количина за време на нејзините пулсирања, но количината на оваа варијација е променлива и непредвидлива. Непредвидливите промени на температурата и амплитудата на температурата се менуваат во текот на секој циклус, од помалку од 50 К до најмалку 170 К, може да биде поврзана со орбитата со Северница Ab.

Истражувањето објавено во Science сугерира дека Северница денес е 2,5 пати посветла отколку кога ја набљудувал Птоломеј, менувајќи се од трета на втора величина. Астрономот Едвард Гуинан смета дека ова е извонредна промена и евидентирано вели дека „доколку се реални, овие промени се 100 пати поголеми од [оние] предвидени со сегашните теории за ѕвезден развој“.

Во 2024 година, истражувачите предводени од Ненси Еванс од Харвард и Смитсонијан, користејќи ја опсерваторијата CHARA Array на планината Вилсон, со поголема точност ја проучувале помалата придружна орбита на Северница. За време на оваа набљудувачка кампања, тие успеале да ги снимат карактеристиките на Северница на нејзината површина; големи светли места и темни се појавиле на слики одблиску, менувајќи се со текот на времето. Понатаму, големината на пречникот на Северница е повторно измерена на 46 пречници на Сонцето.Nancy Remage Evans et al, The Orbit and Dynamical Mass of Polaris: Observations with the CHARA Array, The Astrophysical Journal (2024).

 Улога како поларна ѕвезда 

мини|Азимути на Северница во однос на аналогијата на часовникот
мини|Типична ѕвездена патека на северната полутопка со Северница во средина.
Бидејќи Северница лежи речиси во директна линија со Земјиното вртење „над“ Северниот Пол — северниот небесен пол — Северница стои речиси неподвижна на небото, а сите ѕвезди на северното небо изгледаат како да се вртат околу неа. Затоа, тоа е одлична фиксна точка од која може да се извлечат мерења за небесна навигација и за астрометрија. Издигнувањето на ѕвездата над хоризонтот ја дава приближната географска ширина на набљудувачот.Kaler, Jim. 

Во 2018 година, Северница била оддалечена 0,66° (39,6 лачни минути) од вртежниот пол (1,4 пати повеќе од Месечевиот диск) и така се врти околу полот во мал круг со пречник од 1,3°. Ќе биде најблиску до полот (околу 0,45 степени или 27 лачни минути) веднаш по 2100 година. Бидејќи е толку блиску до небесниот северен пол, нејзиното десно воздигнување брзо се менува поради прецесијата на оската на Земјата, од 2,5 часа во 2000 година од н.е. до 6 часа во 2100 година од нашата ера. Двапати во секој сидерален ден, азимутот на Северница е север; остатокот од времето се поместува кон исток или запад, а лежиштето мора да се коригира со помош на табели. Најдоброто приближување .  било направено со користење на предниот раб на астеризмот „Голема Мечка“ во соѕвездието Голема Мечка. Предниот раб (дефиниран со ѕвездите Дубхе и Мерак) е референциран на лице на часовникот, а вистинскиот азимут на Северница е разработен за различни географски широчини.

Очигледното движење на Северница кон и, во иднина, подалеку од небесниот пол, се должи на прецесијата на рамнодениците. Небесниот пол ќе се оддалечи од α UMi по 21 век, поминувајќи блиску до Гама Кефеј околу 41 век, движејќи се кон Денеб околу 91 век.

Небесниот пол бил блиску до Тубан околу 2750 п.н.е., и за време на класичната антика бил малку поблиску до Кохаб (β UMi) отколку до Северница, иако сè уште е околу  степени од која било ѕвезда. Таа била на приближно исто аголно растојание од β UMi како до α UMi до крајот на доцната антика. Грчкиот морепловец Питеја во околу 320 п.н.е. го опишал небесниот пол како без ѕвезди. Меѓутоа, како една од посветлите ѕвезди блиску до небесниот пол, Северница се користела за навигација барем од доцната антика, и опишана како ἀεί φανής (aei phanēs) „секогаш видлива“ од Стобај (5 век), исто така наречена Λύχνος (Лихнос) слично на горилник или светилка и разумно би можело да се опише како stella polaris од околу развиениот среден век па наваму, и на грчки и на латински. На неговото прво трансатлантско патување во 1492 година, Кристофер Колумбо морал да го поправи „кругот опишан од поларната ѕвезда за полот“. Во драмата на Шекспир, Јулиј Цезар, напишана околу 1599 година, Цезар се опишува себеси како „константен како северната ѕвезда“, иако во времето на Цезар немало постојана северна ѕвезда. И покрај нејзината релативна светлина, таа не е, како што популарно се верува, најсветлата ѕвезда на небото.
мини| Северница лежи на половина пат помеѓу астеризмите Касиопеја и Голема Мечка
Северница се споменува во книгата на Натаниел Боудич од 1802 година, Американски практичен навигатор, каде што е наведена како една од навигациските ѕвезди.

 Имиња 
лево|мини| Концептот на овој уметник покажува: суперџинот Северница Аа, џуџето Поларис Ab и далечниот џуџест придружник Северница B.
Современото име Поларна Ѕвезда или Polaris  е скратено од новолатинскиот stella polaris, измислено во ренесансата кога ѕвездата се приближила до небесниот пол за неколку степени. Гема Фризиј, пишувајќи во 1547 година, ја нарекол stella illa quae polaris dicitur („онаа ѕвезда што се нарекува „поларна“), ставајќи ја на 3° 8' од небесниот пол.

Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ)  за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Првиот билтен на РГИЅ од јули 2016 година  вклучил табела со првите две серии на имиња одобрени од РГИЅ; кој ја вклучувал Северница за ѕвездата α Голема Мечка Aa.

Во антиката, Северница сè уште не била најблиската ѕвезда со голо око до небесниот пол, а целото соѕвездие Мала Мечка се користела за навигација, а не за која било ѕвезда. Северница се движела доволно блиску до полот за да биде најблиската ѕвезда со голо око, иако се уште е на растојание од неколку степени, во раниот средновековен период, а бројни имиња кои се однесуваат на оваа карактеристика како поларна ѕвезда биле во употреба уште од средновековниот период. На староанглиски, таа била позната како scip-steorra („бродска ѕвезда“) Во староанглиската рунска песна, Т-руната очигледно е поврзана со „циркуполарно соѕвездие“ или планетата Марс.

Во хинду пураните, таа станала персонифицирана под името Друва („неподвижна, фиксна“). Во подоцнежниот средновековен период, таа станала поврзана со маријанската титула на Стела Марис „Ѕвезда на морето“ (така кај Вартоломеј Англикус, околу 1270-тите), поради претходна транскрипциона грешка.  Постарото англиско име, посведочено од 14 век, е „ ѕвезда водилка“, сродно со старонордиското leiðarstjarna, средно високогерманско leitsterne.

Античкото име на соѕвездието Мала Мечка, Кинозура (од грчкото  „опашката на кучето“), станало поврзано со поларната ѕвезда особено од раниот современ период. Експлицитна идентификација на Марија како стела марис со поларната ѕвезда (Stella Polaris), како и употребата на Cynosura како име на ѕвездата, е евидентна во насловот Cynosura seu Mariana Stella Polaris (т.е. „Cynosure, или Мариева Поларна Ѕвезда“), збирка маријанска поезија објавена од Никола Лученсис (Николо Барсоти де Лука) во 1655 година.
мини|Мала Мечка како што е прикажана во персиското дело „Книга на фиксирани ѕвезди“ од 964 година, Северница ја нарекол Ал-Џудај „الجدي“ во долниот десен дел.
Нејзиното име во традиционалната предисламска арапска астрономија било ел-Џудај الجدی („јаре“, во смисла на малолетна коза [„ле Шевро“], и тоа име се користело во средновековната исламската астрономија исто така. Во тие времиња, таа сè уште не била толку блиску до северниот небесен пол како што е денес, и се вртела околу полот.
мини| Северница сликана во знамето на Нунавут
мини| Северница сликана во знамето на Алјаска
Северница била користена како симбол на непоколебливост во поезијата, како „цврста ѕвезда“ од Спенсер. Сонетот 116 на Шекспир е пример за симболиката на северната ѕвезда како водечки принцип: „[Љубовта] е ѕвезда на секоја скитничка кора / Чија вредност е непозната, иако неговата висина треба да се земе“. Во Јулиј Цезар, тој му дава на Цезар да го објасни своето одбивање да даде помилување велејќи: „Јас сум постојан како северната ѕвезда/На чија вистинска фиксна и мирна особина/Нема другари на сводот./Небото е насликано со неброени искри,/Сите тие се оган и секоја од нив свети,/Но има само една од сите која го задржува своето место;/Така и во светот“ (III, i, 65–71). Се разбира, Северница нема „постојано“ да остане како северна ѕвезда поради прецесија, но тоа е забележливо само со векови.

Во инуитската астрономија, Северница е позната како Нутуиттук. Таа е прикажана на знамето и грбот на канадската територија на Инуитите Нунавут, како и на знамето на американската држава Алјаска.

Според традиционалното знаење за ѕвездите на Лакота, Северница е именувана како „Wičháȟpi Owáŋžila“. Ова во превод значи „Ѕвездата што мирува“. Ова име доаѓа од приказната за Лакота во која тој се оженил со Tȟapȟúŋ Šá Wíŋ, „Жена со црвени образи“. Меѓутоа, таа паднала од небото, и во неговата тага Wičháȟpi Owáŋžila засекогаш зјапала надолу од „waŋkátu“ (горната земја).

Народот Кри ја нарекува ѕвездата: acâhkos êkâ kâ-âhcît „ѕвездата што не се движи“ (слогови : ). На јазикот микмак, ѕвездата се вика Татапн.

Во древниот фински светоглед, Северница била наречена како taivaannapa и naulatähti („ѕвездата на нокти“), бидејќи се сметало како да е прикачена на сводот или дури делува како прицврстувач за небото кога други ѕвезди орбитираат околу неа. Бидејќи се сметало дека ѕвезденото небо се врти околу неа, сводот се смета за тркало, со ѕвездата како стожер на нејзината оска. Имињата изведени од неа биле небесни иглички и светски игли.

 Растојание 
десно|мини| Ѕвездената паралакса е основа за парсекот, што е растојание од Сонцето до астрономски објект кој има агол на паралакса од една лачна секунда. (1 АЕ и 1 парсек не се за скала, 1 парсек = околу 206265 АЕ)
Многу неодамнешни трудови го пресметуваат растојанието до Северница на околу 433 светлосни години (133 парсеци), врз основа на мерењата на паралаксата од сателитот за астрометрија Хипаркос. Постарите проценки на растојанието честопати биле малку помали, а истражувањето засновано на спектрална анализа со висока резолуција сугерира дека можеби е до 110 светлосни години поблиску (323 светлосни години/парсеци). Северница е најблиската променлива на Кефеидите до Земјата, така што нејзините физички параметри се од критично значење за целата астрономска скала на растојание. Таа е и единствен со динамички измерена маса.
+Избрани проценки на растојание до Поларис година Компонента Растојание, сг (парсек) Белешки 2006 година А 330 ly (101 pc) Тарнер 2007 година А 433 ly (133 pc) Хипаркос  2008 година В 359 ly (110 pc) Усенко и Клочкова  2013 година В 323 ly (99 pc) Тарнер и сор.Turner, D. G.; Kovtyukh, V. V.; Usenko, I. A.; Gorlova, N. I. (2013).  2014 година А ≥ 385 ly (≥ 118 pc) Нилсон  2018 година В 521 ly (160 pc) Бонд и сор. 2018 годинаВ 445,3 ly (136,6 pc) Гаија DR2  2020 година В 447,6 ly (137,2 pc) Гаија DR3 
 Нова ревизија на набљудувањата од 1989 до 1993 година, првпат објавена во 1997 година Статистичка оддалеченост пресметана со користење на слабо растојание претходно
Вселенското летало Хипаркос користело ѕвездена паралакса за да направи мерења од 1989 и 1993 година со точност од 0,97 секунди (970 микролачни секунди) и добило точни мерења за ѕвездени растојанија до 1.000парсеци подалеку. Податоците на Хипаркос биле повторно испитани со понапредни корекции на грешки и статистички техники. И покрај предностите на Хипаркос астрометријата, несигурноста во податоците за Северница е посочена и некои истражувачи ја доведуваат во прашање точноста на Хипаркос при мерењето на бинарни кефеиди како Хипаркос. Намалувањето на Хипаркос специјално за Северница е преиспитано и потврдено, но сè уште нема широка согласност за растојанието.

Следниот голем чекор во мерењата на паралаксата со висока прецизност доаѓа од Гаја, мисија за вселенска астрометрија која започнала во 2013 година и наменета да ја измери ѕвездената паралакса до 25 микролачни секунди (μas). Иако првично било планирано да се ограничат набљудувањата на Гаја на ѕвезди послаби од светлинската величина 5,7, тестовите извршени за време на фазата на пуштање во работа покажале дека Гаја може автономно да идентификува ѕвезди со светлинска величина 3. Кога Гаја влегла во редовни научни операции во јули 2014 година, таа била конфигурирана да обработува рутински ѕвезди во опсег од величина од 3 до 20. Надвор од таа граница, се користат специјални процедури за преземање необработени податоци за скенирање за преостанатите 230 ѕвезди посветли од светлинска величина; се развиваат методи за намалување и анализа на овие податоци; и се очекува дека ќе има „целосна покриеност на небото на светлиот крај“ со стандардни грешки од „неколку десетици μas“. Изданието на податоци на Гаја 2 не вклучува паралакса за Северница, но растојанието заклучено од него е  (445,5 ly) за Северница B, нешто подалеку од повеќето претходни проценки и неколку пати попрецизни. Ова било дополнително подобрено на  (447,6 ly), по објавувањето на каталогот Gaia Data Release 3 на 13 јуни 2022 година, кој го заменил каталогот на ѕвезди Gaia Data Release 2.

 Во популарната култура 
Северница е прикажан во новоусвоеното знаме на американската сојузна држава Минесота.

 Галерија 

 Наводи 

 Надворешни врски 

 Податоци за Северница 
 Северница
 Северница, сликана со Хабл
 Северница

Категорија:Троен систем
Категорија:Претпоставени променливи ѕвезди
Категорија:Класични кефеиди
Категорија:Севернополарни ѕвезди
Категорија:Именувани ѕвезди
Категорија:HR-објекти
Категорија:HIP-објекти
Категорија:HD-објекти
Категорија:Флемстидови објекти
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:Бајерови објекти
Категорија:Мала Мечка (соѕвездие)
Категорија:Ѕвезди од главната низа од типот F
Категорија:Жолтобели суперџинови