좌표: 02h 31m 48.7s, +89° 15' 51

폴라리스

Polaris
"노스 스타"는 여기로 방향을 바꿉니다.다른 용도로는 북극성, 북극성, 북극성, 북극성, 북극성, 스텔라 북극성, 스텔라 마리스를 참고할 수 있습니다.
폴라리스
Polaris 위치 (원형)
관측자료
에포크 J2000 이쿼녹스
콘스텔레이션 우르사 마이너
발음 /p əˈl ɛər ɪ, -ˈl ær-/;
영국:/p əˈl ɑːr ɪs/[1]
α UMIA
우등승 02h 31m 49.09s[2]
점괘 +89° 15' 50.8
겉보기 등급(V) 1.98[3] (1.86 – 2.13)[4]
α UMI B
우등승 02h 30m 41.63s[5]
점괘 +89° 15' 38.1
겉보기 등급(V) 8.7[3]
특성.
α UMIA
분광형 F7Ib[6]
U-B 색지수 0.38[3]
B-V 컬러 인덱스 0.60[3]
변수형 고전 세페이드[4]
α UMI B
분광형 F3V[3]
U-B 색지수 0.01[7]
B-V 컬러 인덱스 0.42[7]
변수형 의심스러운[4]
측성학
반지름 속도(Rv)−17[8] km/s
고유운동(μ) RA:198.8±0.20mas[2]/년
Dec.:-15±0.30mas[2]/년
시차(π)7.54 ± 0.11 mas[2]
거리 323–433[9]ly
(99-133pc[9])
절대규모(MV)−3.6 (α UMi Aa)[3]
3.6 (α UMi Ab)[3]
3.1(α UMiB)[3]
위치(α UMi Aa 상대)
요소α UMi Ab
관측의 시대2005.5880
각도거리0.172″
위치각231.4°
위치(α UMi Aa 상대)
요소α UMI B
관측의 시대2005.5880
각도거리18.217″
위치각230.540°
궤도[10]
기본적인α UMi Aa
동반자α UMi Ab
기간(P)29.59±0.02 yr년
준장축(a)0.1204±0.0059"
(≥ 2.90±0.03AU)
편심(e)0.608±0.005
기울기(i)146.2±10.9°
노드의 경도(ω)191.4±4.9°
근초점자리 (T)1987.66±0.13
근연점자리 주장 (ω)
(2차)		123.01±0.75°
반진폭(K1)
(기본)		3.72±0.03km/s
세부 사항
α UMi Aa
덩어리5.4[12] M☉
반지름37.5[12] R☉
광도(볼로메트릭)1,260[12] L☉
표면중력(logg)2.2[13] cgs
온도6015K[7]
금속성태양열[14] 112%
로테이션119일[6]
회전속도(vsini)초속 14km[6]
나이45 - 67[15] Myr
α UMi Ab
덩어리1.26[3] M☉
반지름1.04[3] R☉
광도(볼로메트릭)3[3] L☉
나이>500[15] Myr
α UMI B
덩어리1.39[3] M☉
반지름1.38[7] R☉
광도(볼로메트릭)3.9[7] L☉
표면중력(logg)4.3[7] cgs
온도6900K[7]
회전속도(vsini)110[7] km/s
나이1.5[15] Gyr
기타지명
북극성, 북극성, 시노수라, 알파UMI, αUMI, ADS 1477, CCDM J02319+8915
α UMi A: 1 Ursae Minoris, BD+88°8, FK5 907, GC 2243, HD 8890, HIP 11767, HR 424, SAO 308
α UMi B: NSV 631, BD+88°7, GC 2226, SAO 305
데이터베이스 참조
심배드α UMIA
α UMI B

북극성(Polaris)은 작은곰자리 북쪽에 있는 항성입니다.이 별은 작은곰자리 알파(Alpha Ursae Minoris)로 표기되며 흔히 북극성 또는 북극성이라고 불립니다.겉보기 등급은 1.98로 별자리에서 가장 밝은 별이며 밤에는 맨눈으로 쉽게 볼 수 있습니다.[3][16]이 별의 위치는 천구의 북극에서 1°도 채 떨어져 있지 않아 현재의 북극성이 됩니다.북쪽 하늘에 있는 별의 안정적인 위치는 항해에 유용합니다.

가장 가까운 세페이드 변광성으로서 그 거리는 우주 거리 사다리의 일부로 사용됩니다.수정된 히파르코스 항성 시차는 폴라리스와 약 433광년(133파섹)의 거리를 제공하며, 후속 임무인 가이아는 약 448광년(137파섹)의 거리를 제공합니다.다른 방법에 의한 계산은 매우 다양합니다.

비록 육안으로 볼 때는 한 점의 빛으로 보이지만, 북극성은 주성인 북극성 Aa로 구성된 삼중성계이며, 더 작은 동반성인 북극성 Ab와 함께 궤도에 있습니다.바깥쪽 쌍 AB는 1779년 8월 윌리엄 허셜에 의해 발견되었는데, 여기서 'A'는 현재 Aa/Ab 쌍으로 알려진 것을 가리킵니다.

항성계

허블 우주 망원경으로 본 북극성 성분

북극성 Aa는 분광형 F7Ib의 진화된 황색 초거성으로 태양질량 5.4배()M☉를 가지고 있습니다.이 행성은 고전적인 세페이드 행성으로는 처음으로 궤도에서 질량이 결정된 행성입니다.더 작은 두 개의 동반자는 폴라리스 B, a 1.39입니다.M☉ 2,400 천문단위(AU) 거리에서 공전하는 F3 주계열성과 질량 1.26의 매우 가까운 F6 주계열성인 폴라리스 Ab([17]Polaris Ab)M☉.☉북극성[3] B는 적당한 망원경으로 해결할 수 있습니다.윌리엄 허셜은 1779년 8월 당시 최고의 망원경 중 하나였던 [18]자신의 반사 망원경을 이용해 이 별을 발견했습니다.2006년 1월, NASA는 허블 망원경으로부터 북극성계의 세 멤버를 보여주는 이미지를 공개했습니다.[19][20]

1899년 W. W. Campbell에 의해 북극성 A의 가변적인 반지름 속도가 보고되었으며, 이는 이 별이 쌍성계임을 시사합니다.[21]북극성 A는 세페이드 변광성으로 알려져 있기 때문에 1927년 J. H. 무어는 시선을 따라 속도의 변화가 4일간의 맥동 주기와 훨씬 긴 공전 주기 및 약 0.6의 큰 이심률의 조합으로 인한 것임을 증명했습니다.[22]무어는 1929년에 계의 예비 궤도 요소를 발표했는데, 궤도 주기는 약 29.7년, 이심률은 0.63입니다.이 시기는 1939년 B. P. 게라시모비치가 수행한 적절한 운동 연구에 의해 확인되었습니다.[23]

박사학위 논문의 일부로 1955년 E. 뢰머는 반지름 속도 데이터를 이용하여 북극성 A 계의 공전 주기를 30.46 y로 추정했으며,[24] 이심률은 0.64였습니다.1996년 K. W. Kamper는 29.59±0.02년의 주기와 0.608±0.005의 이심률을 가진 정제된 원소를 만들었습니다.[25]2019년 R의 연구.I. 앤더슨은 이심률 0.620±0.008과 함께 29.32±0.11년의 기간을 주었습니다.[11]

한때는 북극성 C와 북극성 D라는 두 개의 더 광범위하게 분리된 구성 요소가 있다고 여겨졌지만, 이들은 북극성 시스템과 물리적으로 관련이 없는 것으로 밝혀졌습니다.[17][26]

관찰

변동성

TESS 데이터에서[27] 표시된 북극성에 대한 광도 곡선

초거성 주성분인 폴라리스 Aa는 비록 높은 은하 위도 때문에 한때 제2형 세페이드로 여겨졌지만, 저진도 세페이드 변광성 I형 고전 세페이드 변광성입니다.세페이드들은 거리를 결정하는 중요한 표준 촛불을 구성하고 있기 때문에, 북극성은 그러한 별들 중 가장 가까운 것으로서 매우 많이 연구되고 있습니다.[11]북극성의 변광성은 1852년부터 의심되어 왔는데 1911년 Ejnar Hertzsprung에 의해 이 변광성이 확인되었습니다.[28]

북극성의 밝기 범위는 1.86–2.13으로 나와 있지만 발견 이후 진폭이 달라졌습니다.[4]1963년 이전에는 진폭이 0.1 등급을 넘었고 매우 점진적으로 감소했습니다.1966년 이후 매우 빠른 속도로 감소하여 규모 0.05 미만이 되었고, 그 이후로 그 범위에서 불규칙하게 변화하고 있습니다.진폭이 이제 다시 증가하고 있다고 보고되었는데, 이는 다른 세페이드에서는 볼 수 없었던 반전입니다.[6]

북극성과 그 주변의 통합 플럭스 성운

4일 정도의 기간도 시간이 지나면서 달라졌습니다.1963-1965년의 공백기를 제외하고는 매년 약 4.5초씩 꾸준히 증가해왔습니다.이것은 원래 세페이드 불안정성 스트립에 걸친 세속적인 적색 방향(낮은 온도) 진화 때문이라고 생각되었지만, 1차 및 1차 맥동 모드 사이의 간섭 때문일 수 있습니다.[20][29][30]저자들은 폴라리스가 근본적인 펄세이터인지, 아니면 첫 번째 오버톤 펄세이터인지, 그리고 그것이 처음으로 불안정성 스트립을 건너고 있는지에 대해 의견이 엇갈립니다.[12][30][31]

북극성의 온도는 맥동하는 동안 아주 적은 양만 변하지만, 이러한 변화의 양은 가변적이고 예측할 수 없습니다.50K 미만에서 최소 170K에 이르는 매 주기 동안 온도의 불규칙한 변화와 온도 변화의 진폭은 북극성 Ab가 있는 궤도와 관련이 있을 수 있습니다.[13]

사이언스지에 보고된 연구 결과에 따르면 오늘날 북극성은 프톨레마이오스가 관측했을 때보다 2.5배 더 밝으며 3등급에서 2등급으로 바뀌었다고 합니다.[32]천문학자 에드워드 기넌(Edward Guinan)은 이를 놀라운 변화라고 생각하며, "만약 그것들이 진짜라면, 이러한 변화는 현재의 항성 진화 이론에 의해 예측된 것보다 100배나 더 크다"고 말하고 있습니다.

폴스타 역할

주요 기사 : 폴스타
북극성을 중심으로 한 전형적인 북반구 별길입니다.

북극성은 지구의 자전축과 거의 일직선상에 있기 때문에, 북극성은 하늘에 거의 움직이지 않고 서 있고, 북쪽 하늘의 모든 별들은 그 주위를 회전하는 것처럼 보입니다.따라서 천체 항법 및 측성 측정을 위한 측정값을 끌어낼 수 있는 훌륭한 고정 지점을 만듭니다.지평선 위의 별의 고도는 관측자의 대략적인 위도를 제공합니다.[16]

2018년 북극성은 자전축으로부터 0.66° 떨어져 있었고(달 원반의 1.4배), 지름 1.3°의 작은 원을 그리며 극 주위를 돌고 있었습니다.이것은 2100년 이후 곧 극(약 0.45도)에 가장 가까울 것입니다.[33]천구의 북극에 매우 가까이 있기 때문에, 지구의 축의 세차운동으로 인하여, 그것의 우경화는 AD 2000년에 2.5h에서 AD 2100년에 6h로 급격하게 변화하고 있습니다.북극의 방위각은 실제 일에 두 번씩 북쪽으로 이동합니다. 나머지 시간은 동쪽 또는 서쪽으로 이동하고, 표 또는 경험칙을 사용하여 방위를 수정해야 합니다.가장[34] 좋은 근사치는 큰곰자리에 있는 북두칠성 별자리의 맨 앞 가장자리를 사용하여 만들어집니다.(두베와 메라크 별에 의해 정의된) 맨 앞의 가장자리는 시계면을 가리키며, 북극성의 실제 방위각은 서로 다른 위도에 대해 계산되었습니다.

북극성의 겉보기 운동은 천구극을 향해 그리고 미래에는 천구극에서 멀어질 것이며, 이것은 추분의 세차운동 때문입니다.[35]천구상의 극은 21세기 이후 α UMi에서 멀어지고, 41세기경에는 감마 세페이 근처를 지나 91세기경에는 데네브 쪽으로 이동할 것입니다.

이 천체의 극은 기원전 2750년경에 투반에 가까웠으며,[35] 고전 고대에는 북극성보다 코차브(β UMi)에 약간 가까웠으나 여전히 두 별에서 약 10° 떨어져 있었습니다.[36]고대 말기에는 β UMi에서 α UMi까지의 각도 거리가 거의 같습니다.그리스 항해사 피테아스는 기원전 320년에 별이 없는 것으로 천구의 극을 묘사했습니다.그러나, 북극성은 적어도 고대 후기부터 항해를 위해 사용되었으며, 스토베우스(5세기)는 ἀεί φα νής(아이판 ē)를 "언제나 볼 수 있는" 것으로 묘사했으며, ύχνος λ(라이크노스)를 버너 또는 램프와 유사하며, 중기 고대에서 온 스텔라 북극성으로 묘사하는 것이 타당합니다.es와 그 이후, 둘다 그리스어와 라틴어로.1492년 그의 첫 대서양 횡단 항해에서 크리스토퍼 콜럼버스는 "극성이 극에 대해 묘사한 원"을 수정해야 했습니다.[37]1599년경에 쓰여진 셰익스피어의 희곡 줄리어스 시저에서, 시저는 자신을 "북쪽 별처럼 일정하다"고 묘사하지만, 시저의 시대에는 일정한 북쪽 별이 없었습니다.

북극은 카시오페이아와 북두칠성 사이에 반쯤 놓여 있습니다.

북극성은 Nathaniel Bowditch의 1802년 저서인 American Practical Navigator에서 언급되었는데, 그곳에서 항해하는 별들 중 하나로 기록되어 있습니다.[38]

이름들

이 예술가의 컨셉은 보여줍니다: 초거대 폴라리스 Aa, 난쟁이 폴라리스 Ab, 그리고 먼 난쟁이 동반자 폴라리스 B.

현재의 폴라리스라는[39] 이름은 르네상스 시대에 이 별이 천체의 극에 몇 도 이내로 접근했을 때 만들어진 신라틴어의 스텔라 폴라리스 "북극성"에서 줄여졌습니다.1547년에 쓴 젬마 프리시우스는 이 별을 스텔라일라 퀘 폴라리스 디키투르("북극성"이라고 부르며 천체의 극에서 3°8에 위치시켰습니다.[40]

2016년 국제천문연맹은 항성의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하기 위해 항성명칭 작업 그룹(WGSN)[41]을 조직했습니다.2016년[42] 7월 WGSN의 첫 번째 회보에는 WGSN이 승인한 이름들의 처음 두 묶음의 표가 포함되어 있습니다; 여기에는 항성 α 우르세 미노리스 Aa에 대한 북극성이 포함되어 있습니다.

고대에 북극성은 아직 천구의 극에 가장 가까운 육안 별이 아니었으며, 작은곰자리 전체가 하나의 별이 아닌 항해를 위해 사용되었습니다.북극성은 중세 초기에 몇 도의 거리에 있음에도 불구하고 극점에 가깝게 움직였고, 이 특징을 북극성으로 지칭하는 수많은 이름들이 중세 이후 사용되어 왔습니다.고대 영어에서, 그것은 scip-steorra ("ship-steorra"){{cn}}; 고대 영어 룬 시에서, 티 룬은 명백하게 "원극 별자리", 즉 행성 화성과 연관되어 있습니다.[43]

힌두 푸라나스에서는 드루바(Druva)라는 이름으로 의인화되었습니다.[44]중세 후기에, 그것은 스텔라 마리스의 "바다의 별"이라는 마리아 칭호와 연관되게 되었습니다. (그래서 바르톨로메우스 성공회, 1270년대 경) 14세기부터 증명된 오래된 영어 이름은 고대 노르드어 레이 ð르스트야르나(Middle High German Leitsterne)와 동족인 로데스타(lodestar)입니다.

고대 이름인 우르사 마이너 별자리의 시노수라(그리스어 κυνόσουρα "개의 꼬리"에서 유래)는 특히 근대 초기에 북극성과 연관이 지어졌습니다.마리아를 북극성(Stella Polaris)과 함께 스텔라 마리스로 명시적으로 동일시하는 것과 더불어 시노수라를 별의 이름으로 사용하는 것은 1655년 니콜라우스 루첸시스(Niccolo Barsotti de Lucca)가 출판한 마리아나 시 모음집인 시노수라 수 마리아나 스텔라 폴라리스(Cynosura seu Mariana Stella Polaris, 즉 "시노수라 또는 마리안 북극성")라는 제목에서 분명히 알 수 있습니다.[citation needed]

이슬람 이전의 전통적인 아랍 천문학에서 이름은 알-주데이 الجدي("the kid", 어린 염소라는 뜻의 "Description de Etoiles fixes")였으며, 중세 이슬람 천문학에서도 이 이름이 이름은 중세 이슬람 천문학에서도 사용되었습니다.그 당시에는 지금처럼 아직 북천극에 가까이 있지 않았고, 극 주위를 회전하곤 했습니다.

누나부트의 국기에 그려진 북극성 그림

그것은 스펜서에 의해 "꾸준한 별"로서 시에 있어서 확고함의 상징으로 언급되었습니다.셰익스피어의 소네트 116은 북극성의 상징성을 지침 원리로 보여주는 한 예입니다: "[사랑은] 모든 방황하는 나무껍질의 별입니다. / 그의 키는 잴 수 있지만, 그의 가치는 알려지지 않았습니다."율리우스 카이사르에 따르면 카이사르는 사면을 거부한 이유를 다음과 같이 설명했습니다. "저는 북쪽의 별처럼 변함이 없습니다./그의 진정한 고정되고 안정된 자질을 가진 별은/고결한 사람은 없습니다./하늘은 무수한 불꽃으로 칠해져 있고/모두 불이고 모든 사람은 빛나고/하지만 모든 사람은 한 사람의 자리를 지키고 있습니다./세상에는 한 사람만 있습니다." (Ⅲ, i, 65–71)물론 북극성이 세차운동으로 인해 "지속적으로" 북극성으로 남아있지는 않겠지만, 이는 수세기에 걸쳐 눈에 띄게 드러날 뿐입니다.[citation needed]

이누이트 천문학에서 폴라리스는 니커르수투크(음절: ᓂᕿᕐᑦᓱᐃᑐᖅ)로 알려져 있습니다.그것은 미국 알래스카 주의 국기뿐만 아니라 캐나다 이누이트 영토 누나부트의 국기와 문장에도 묘사되어 있습니다.[51]

전통적인 라코타 별 지식에서 폴라리스는 "위차 ȟ피오와 ŋž릴라"로 불립니다.이것은 "가만히 앉아 있는 별"로 번역됩니다.이 이름은 그가 타푼 산 윈 "볼빨간 여자"와 결혼한 라코타 이야기에서 유래했습니다.그러나 그녀는 하늘에서 떨어졌고, 그는 슬픔에 잠겨 "와 ŋ카투"(위의 땅)에서 영원히 내려다보았습니다.

평원 크리는 네히야웨윈에 있는 별을 아카코 ê카흐 î트는 "움직이지 않는 별"(음절: ᐊᒑᐦᑯᐢ ᐁᑳ ᑳ ᐋᐦᒌᐟ)이라고 부릅니다.미카위임크에서 이 별의 이름은 타타프([54]Tatapn.

고대 핀란드의 세계관에서 북극성은 타이바아나파와 나울라태티(naulatähti)라고도 불리었는데, 이는 북극성이 고정체에 붙어 있거나 심지어 다른 별들이 북극성 주위를 돌 때 하늘의 고정 장치 역할을 하는 것처럼 보이기 때문입니다.별이 빛나는 하늘이 그 주위를 회전하는 것처럼 보였기 때문에, 별을 그 축의 회전축으로 하는 바퀴로 생각됩니다.그것에서 유래된 이름은 스카이핀과 월드핀이었습니다.[citation needed]

거리

항성 시차는 태양에서 1초의 시차각을 갖는 천체까지의 거리인 파섹의 기초입니다. (1 AU와 1 pc는 축척되지 않으며, 1 pc = 약 206265 AU)

최근의 많은 논문들은 히파르코스 측성 위성의 시차 측정에 [20]근거하여 북극성까지의 거리를 약 433광년(133파섹)으로 계산합니다.오래된 거리 추정치는 종종 약간 적었고, 고해상도 스펙트럼 분석을 기반으로 한 연구에 따르면 최대 110광년 가까이 접근할 수 있습니다(323 ly/99 pc).[9]북극성은 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성이기 때문에 북극성의 물리적 매개변수는 천문학적 거리 척도 전체에 매우 중요합니다.[9]또한 동적으로 측정된 질량을 가진 유일한 것이기도 합니다.

선택한 북극까지의 거리 추정치
연도 요소 거리, ly(pc) 메모들
2006 A 330ly (101개) 터너[29]
2007[A] A 433ly (133pc) 히파르코스[2]
2008 B 359 ly (110pc) 우센코 클로치코바[7]
2013 B 323ly (99pc) 터너 등.[9]
2014 A ≥ 385 ly (≥ 118pc) 닐슨[55]
2018 B 521 ly (160pc) 채권 등.[56]
2018 B 445.3 ly (136.6 pc)[B] 가이아 DR2[57]
2020 B 447.6 ly (137.2pc) 가이아 DR3[5]
A 1989~1993년 관측치의 새로운 개정판, 1997년에 처음 발표
B 약한 거리를 사용하여 계산된 통계적 거리 이전

히파르코스 우주선은 1989년과 1993년의 항성 시차를 이용하여 0.97 밀리초(970 마이크로아치초)의 정확도로 측정하였으며, 1,000 pc 떨어진 항성 거리에 대한 정확한 측정값을 얻었습니다.[58]히파르코스 데이터는 보다 발전된 오류 수정 및 통계적 기법으로 다시 조사되었습니다.[2]히파르코스 측성학의 장점에도 불구하고 폴라리스 데이터의 불확실성이 지적되어 왔으며 일부 연구자들은 폴라리스와 같은 이진 세페이드를 측정할 때 히파르코스의 정확성에 의문을 제기했습니다.[9]북극성에 대한 히파르코스 감축은 재검토되고 재확인되었지만 아직도 그 거리에 대해 광범위한 합의가 이루어지지 않고 있습니다.[59]

고정밀 시차 측정의 다음 주요 단계는 2013년에 발사된 우주 측성 탐사 임무인 가이아에서 시작되며, 25마이크로초(μas) 이내의 항성 시차를 측정하기 위한 것입니다.[60]원래 가이아의 관측을 진도 5.7보다 더 약한 별들로 제한하기로 계획되어 있었지만, 임무 수행 단계에서 수행된 실험에 따르면 가이아는 스스로 진도 3만큼 밝은 별들을 식별할 수 있었습니다.2014년 7월 가이아가 정기적인 과학 작업에 들어갔을 때, 가이아는 보통 3 ~ 20 등급의 별들을 처리할 수 있도록 구성되어 있었습니다.[61]이 한계를 넘어서면, 등급 3보다 밝은 나머지 230개의 별에 대한 원시 스캐닝 데이터를 다운로드하는 특별한 절차가 사용됩니다. 이러한 데이터를 줄이고 분석하는 방법이 개발되고 있으며, "수십 µa"의 표준 오류가 있는 "밝은 끝에 완전한 하늘 범위"가 있을 것으로 예상됩니다.Gaia Data Release 2에는 Polaris의 시차가 포함되어 있지 않지만 이로부터 추론된 거리는 Polaris B의 136.6±0.5 pc(445.5 ly)[57]로 대부분의 이전 추정치보다 다소 멀고 몇 배 더 정확합니다.2022년 6월 13일 가이아 데이터 릴리스 3 카탈로그가 발행되면서 137.2±[5]0.3pc(447.6ly)로 개선되었습니다.

갤러리

  • Polaris is the brightest star in the constellation of Ursa Minor (upper right).

    북극성은 작은곰자리(오른쪽 위)에서 가장 밝은 별입니다.

  • Big Dipper and Ursa Minor in relation to Polaris

    북극성과의 관계에서 북두칠성과 우르사 소

  • A view of Polaris in a small telescope. Polaris B is separated by 18 arc seconds from the primary star, Polaris A.

    작은 망원경에 담긴 북극성의 모습.북극성 B는 주성인 북극성 A로부터 18초각 떨어져 있습니다.

  • A 4 day time lapse of Polaris illustrating its Cepheid type variability.

    폴라리스의 4일간 경과는 세페이드 유형의 변동성을 보여줍니다.

  • Polaris pictured in the coat of arms of Utsjoki[citation needed]

    우츠조키의[citation needed] 문장에 그려진 북극성의 모습

참고 항목

참고문헌

  1. ^ "Polaris meaning in the Cambridge English Dictionary". Cambridge English Dictionary. Retrieved 11 December 2020.
  2. ^ a b c d e f g Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
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