Pollux (astronomie)

Pollux
Pollux. Steaua strălucitoare din partea dreaptă sus a fotografiei este σ Geminorum .
Clasificare	portocaliu uriaș
Clasa spectrală	K0 IIIb [1]
Distanța de la Soare	33,78 ani lumină [2]
Constelaţie	Gemenii
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă	07 h 45 m 18,95 s [1]
Declinaţie	+ 28 ° 01 ′ 34,32 ″ [1]
Lat. galactic	+ 23,3114 ° [1]
Lung. galactic	192.2293 ° [1]
Parametrii orbitali
Sistemul planetar	da ( Pollux b )
Date fizice
Raza medie	8 [3] R ⊙
Masa	2,04 ± 0,3 [4] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață	log g 2,4 [5]
Perioada de rotație	135 de zile [6]
Viteza de rotație	v × sin i = 2,7 km / s [7]
Temperatura superficial	4.666 ± 95 K [6] (medie)
Luminozitate	42,8 [8] L ⊙
Indicele de culoare ( BV )	0,96 [9]
Metalicitate	85% din Soare [7]
Vârsta estimată	de la 0,74 la 1,21 miliarde de ani [5] [9]
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	+1,15 [1]
Magnitudine abs.	+1,09 [5]
Parallax	96,54 ± 0,27 [10]
Motocicletă proprie	AR : -626,55 mase / an Dec : -45,80 mase / an [1]
Viteza radială	3,33 ± 0,06 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
β Gem, β Geminorum, Beta Geminorum, 78 Geminorum, Gl 286, HR 2990, BD + 28 ° 1463, HD 62509, GCTP 1826.00,LHS 1945, TFH 548,LTT 12065, SAO 79666, FK5 295, HIP 37826
Editați datele din Wikidata · Manual

Coordonate : 07 ^h 45 ^m 18,95 ^s , + 28 ° 01 ′ 34,32 ″

Pollux ( β Gem / β Geminorum / Beta Geminorum ) este o stea situată în constelația Gemenilor . Având magnitudine +1,15 ^[1] , este cea mai strălucitoare stea din constelație, precum și cea de-a șaptesprezecea cea mai strălucitoare stea pe cerul nopții . Este o stea a emisferei nordice, dar posibilitățile sale de observare din emisfera sudică sunt largi. Este un gigant de culoare portocalie, este la 33,7 ani lumină de Pământ . Acest lucru îl face cea mai apropiată stea gigantică de noi. Are o rază de aproximativ 9 ori mai mare decât cea a Soarelui și este de patruzeci de ori mai strălucitoare, în timp ce temperatura sa de suprafață este cu aproximativ 1000 K mai mică ^[6] . Numele său se referă la Dioscuro , fiul lui Zeus și Leda .

Observare

Poziția lui Pollux în constelația Gemenilor.

Pollux arată ca o stea portocalie deschisă ușor de identificat atât datorită strălucirii sale, cât și datorită asocierii sale cu cealaltă stea strălucitoare a constelației Gemenilor, Castor (α Geminorum), de la care este de 4 ° și jumătate ^[11] . Deși, de obicei, literele grecești din nomenclatura Bayer sunt atribuite pe baza luminozității , atribuind litera α celei mai strălucitoare stele și treptat celelalte litere stelelor mai puțin strălucitoare, în cazul lui Pollux, a cărui literă de identificare ar sugera o „locul doi”, nu este. De fapt, Pollux este în mod clar mai strălucitor decât Castor, care are o magnitudine de +1,59 ^[12] . Pentru a explica această discrepanță, s-a emis ipoteza că una dintre cele două stele și-a schimbat strălucirea în ultimele secole. Cu toate acestea, Barrett (2006) ^[13] contraargumentează că, în primul rând, nu ar fi singurul caz în care succesiunea literelor nu respectă ordinea luminozității. În al doilea rând, Bayer a avut două motive întemeiate pentru a nu respecta ordinea obișnuită: în primul rând, când se enumeră cei doi Dioscuri, este obișnuit să se pună pe Castor și nu pe Pollux în primul rând; mai mult, fiind Castor la nord-vest de Pollux, primul îl precede pe al doilea în mișcarea sa nocturnă în jurul polului ceresc . Barrett (2006) concluzionează că nu este posibil să se deducă o schimbare a luminozității celor două stele pe singura bază a atribuirii scrisorilor lui Bayer ^[13] .

Având declin + 28 °, Pollux este o stea a emisferei nordice ; în consecință, observatorii situați în latitudinile nordice sunt mai favorizați. Cu toate acestea, posibilitățile de observare din emisfera sudică sunt largi: este de fapt invizibilă doar din regiunile antarctice . Pe de altă parte, această poziție nu excesiv de nord face ca Pollux să fie circumpolar doar pornind de la regiunile din apropierea cercului arctic ^[14] .

Poluxul este suficient de aproape de ecliptică pentru a fi ascuns de Lună , deși acesta este un eveniment rar și de planete, deși foarte rar. Ultima ocultare lunară a avut loc în 117 î.Hr. ^[11] . Deoarece Soarele tranzitează în constelația Gemenilor în lunile iunie și iulie, cea mai potrivită perioadă pentru observarea Polluxului este cea în care Soarele se află pe partea opusă eclipticii , adică în corespondență cu borealul. iarnă.

Mediul galactic

Harta principalelor stele pe o raza de 50 de ani lumină de la soare . Apreciem poziția lui Pollux (stânga în imagine) față de Soare , planul galactic și centrul galactic .

Noua reducere a datelor astrometrice de la telescopul spațial Hipparcos datând din 2007 a dus la un nou calcul al paralaxei lui Pollux, care s-a dovedit a fi 96,54 ± 0,27 ^[10] . Prin urmare, distanța Poluxului de Pământ este egală cu 1 / 0,09654 buc , sau 10,36 buc, echivalentă cu 33,78 ani lumină . Prin urmare, Pollux este o stea relativ apropiată de noi, care împărtășește același mediu galactic ca Soarele. În special, este situat ca Soarele în interiorul Bulei Locale , o „cavitate” a mediului interstelar prezent în brațul Orion , unul dintre galaxiile de arme ale Căii Lactee . Coordonatele galactice ale Polluxului sunt 192,22 ° și 23,31 ° ^[1] . O longitudine galactică de aproximativ 192 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Pollux, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de aproximativ 192 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Aceasta înseamnă că, luând Soarele ca punct de referință, centrul galactic și Pollux sunt în direcții aproape opuse. În consecință, Pollux este puțin mai departe de centrul galactic decât este Soarele. O latitudine galactică de puțin peste 23 ° înseamnă că Pollux este chiar la nord de planul pe care se află Soarele și centrul galactic.

Cele două stele cele mai apropiate de Pollux sunt două stele roșii de secvență principală ^[15] . Acestea sunt VV Lyncis , o stea din clasa spectrală M3,5 V, la 6,5 ​​ani lumină distanță de Pollux și având o magnitudine aparentă de 11,87 ^[16] și de GJ 268,3 , o stea din clasa spectrală M0 V, la distanță de 7, 7 lumini la ani de la Pollux și având o magnitudine de 10,75 ^[17] . Pentru a găsi o stea de dimensiunea Soarelui trebuie să vă deplasați la aproximativ 12 ani lumină distanță de Pollux, unde există 55 Cancri ^[15] , o stea binară , a cărei principală are clasa spectrală G8 V și magnitudinea 5,95 ^[18] , cunoscută să posede un sistem planetar format din 5 planete.

Caracteristici fizice

Clasificarea și temperatura suprafeței

Poziția lui Pollux și a altor stele în diagrama HR .

Poluxul este clasificat ca K0 IIIb. Clasa K adună stelele de culoare portocalie, datorită temperaturii de suprafață mai scăzute decât cea a Soarelui. Cele 17 măsurători ale temperaturii de suprafață raportate de site-ul SIMBAD , efectuate între 1976 și 2008 , variază de la 4.750 K la 5.040 K ^{[1] [19]} . Media măsurătorilor este de 4.881 K. Aurière și colab. (2009) raportează în schimb 8 valori preluate din tot atâtea articole, variind de la 4.660 K la 4925 K, a căror medie este 4.835 K ^[4] . Se pot compara aceste valori medii cu cea a temperaturii de suprafață a Soarelui, care este de aproximativ 5.800 K, care este cu aproape 1.000 K mai mare.

Clasa de luminozitate III, pe de altă parte, colectează stele gigantice , adică stele de masă medie sau mică având o stare evolutivă avansată, care au abandonat acum secvența principală . Subclasa b din clasa a III-a adună giganții mai puțin strălucitori .

Luminozitate și rază

Există un acord corect între cercetători cu privire la faptul că strălucirea lui Pollux este de aproximativ 40 de ori mai mare decât cea a soarelui. În special, Drake și Smith (1991) ^[20] raportează o luminozitate de 39,8 L _☉ , Mallik (1999) ^[21] 43,5 L _☉ , Hatzes & Zechmeister (2007) ^[8] 42,8 L _☉ , Takeda (2008) ^{[5] ]} 38 L _☉ . Acestea sunt valori ridicate în comparație cu luminozitatea Soarelui, dar destul de scăzute în comparație cu cele ale stelelor uriașe.

Comparație între dimensiunile lui Pollux și cele ale Soarelui.

Folosind interferotometrul optic Navy Prototype instalat la Flagstaff din Arizona , Nordgren și colegii (2001) ^{[3] au} măsurat diametrul unghiular al Pollux, obținând o valoare de 7,95 ± 0,09 mase . La distanța calculată de Hipparcos această valoare corespunde unei raze de 8,8 ± 0,1 R _☉ , echivalentă cu 6,12 milioane km.

Massa și starea evolutivă

Determinarea masei stelelor uriașe care nu fac parte din sistemele binare este notoriu dificilă. De fapt, în timp ce pentru stelele secvenței principale există relații clare între masă și luminozitate , strălucirea stelelor gigantice se schimbă mult în timp, în funcție de stadiul lor evolutiv, astfel încât, dacă nu se știe exact acest lucru, nu va fi posibil să se deducă masa din strălucire. Din acest punct de vedere, Pollux nu face excepție: de fapt, există multe incertitudini cu privire la magnitudinea masei acestei stele. Drake și Smith (1991), bazate atât pe poziția lui Pollux în diagrama HR, cât și pe valorile razei și gravitației suprafeței stelei, presupun o masă de 1,7 M _☉ ^[20] . Aceeași valoare a fost propusă și de Allende Prieto și Lambert (1999) ^[22] , pe baza urmelor evolutive ale stelelor de masă diferită. Cu toate acestea, aceeași metodă a determinat Taketa și colab. (2008) ^[5] să estimeze o masă de 2,31 M _☉ . Astfel de valori diferite depind în principal de determinarea incertă a temperaturii suprafeței stelei și, prin urmare, de poziția necunoscută pe diagrama HR.

Aurière și colab. (2009) susțin că datele astrometrice ale lui Pollux aflate în posesia noastră ne permit doar să punem unele restricții asupra masei lui Pollux; în special, este cuprins în intervalul dintre 1,74 și 2,34 M _☉ ^[4] . Autorii caută alte modalități de a obține o valoare mai precisă a masei stelei, cum ar fi abundența de litiu sau raportul dintre izotopii carbonului de ¹² C și ¹³ C, care variază în funcție de progresul evoluției stelare . Cu toate acestea, datele disponibile nu sunt suficiente pentru a specifica mai precis valoarea masei lui Pollux decât ceea ce permit datele astrometrice să facă deja ^[23] .

Lipsa noastră de cunoștințe despre masa lui Pollux are consecința că nu este posibil să stabilim cu precizie starea evolutivă a stelei. În special, Drake și Smith (1991) ^[20] și Aurière și colab. (2009) ^[4] afirmă că Pollux poate fi fie în ramura uriașilor roșii, fie deja în ramura orizontală . Adică, nu este clar dacă Pollux topește hidrogenul plasat în jurul unui nucleu de heliu inert sau topește deja heliul în carbon în interiorul nucleului său. În orice caz, destinul său final este de a deveni un pitic alb în câteva zeci de milioane de ani.

Gravitația și metalicitatea suprafeței

O altă modalitate de a obține masa unei stele având în vedere raza acesteia ar fi obținerea unei valori exacte a gravitației sale de suprafață . Din păcate, chiar și în ceea ce privește aceste date, măsurătorile găsite în literatură sunt foarte discordante. Site-ul web SIMBAD raportează 17 măsurători variind de la log g = 2,24 până la log g = 3,13 ^[1] . Cele 8 măsurători raportate de Aurière și colab. (2009) variază în schimb de la 2,52 la 3,15 ^[4] . În ambele cazuri, acesta este un interval prea mare pentru a putea concluziona ceva despre masa stelei.

Cunoștințele noastre cu privire la metalicitatea stelei sunt puțin mai precise. Cele 19 măsurători raportate de site-ul SIMBAD variază de la [Fe / H] = -0.11 până la [Fe / H] = +0.17 ^{[1] [24]} . Aceasta înseamnă că Pollux are o abundență de elemente chimice mai grele decât heliul între 77% și 148% din cea a soarelui. Una dintre măsurătorile făcute cu instrumente mai actualizate este cea a lui Massarotti și colab. (2008) ^[7] , care raportează o valoare de -0,07. Dacă acest lucru ar fi corect, Pollux ar avea o abundență de metale corespunzătoare a 85% din cea a Soarelui.

Variabilitate și planetă

Walker și colab. (1989) au fost primii care au observat că viteza radială a lui Pollux a prezentat variații. Deși observă că variațiile au prezentat periodicitate semnificativă, nu fac nici o încercare de a stabili o perioadă ^[25] . Larson și colab. (1993), după ce au observat pe larg variațiile Pollux pentru o perioadă de 12 ani, fac ipoteza unei perioade de 584,65 ± 3,3 zile și discută posibilele cauze ale acestei variabilități. Savanții afirmă că pot fi datorate fie rotației stelei pe ea însăși, fie prezenței unei planete , deși prima ipoteză este considerată cea mai probabilă ^[26] . Hatzes & Cochran (1993) detectează în schimb o perioadă de 558 de zile pe care o atribuie fie pulsațiilor non-radiale ale stelei, fie prezenței unor nereguli la suprafața acesteia care devin vizibile cu fiecare rotație sau chiar prezenței unei planete. Și ei cred că există o planetă puțin probabilă și cred că variația se datorează caracteristicilor intrinseci ale stelei ^[27] .

Cu toate acestea, două articole publicate în 2006 au readus ipoteza că variabilitatea lui Pollux se datorează prezenței unei planete. Reffert și colab. (2006) au investigat forma liniilor spectrale ale stelei și au ajuns la concluzia că variabilitatea lor nu se poate datora pulsațiilor neradiale sau neregulilor de suprafață, ci doar prezenței unui însoțitor. Presupunând că masa lui Pollux este de 1,86 M _☉ , ei concluzionează că masa acestui obiect are minimum 2,9 ± 0,3 M _J și maxim 33 M _J. Prin urmare, este un obiect sub-stelar: o planetă sau un pitic maro . Perioada orbitală a obiectului este de 589,7 ± 3,5 zile, în timp ce distanța până la stea este de 1,69 ± 0,03 UA . Orbita este aproape circulară ^[28] . Hatzes și colab. (2006) aduc date care conduc la excluderea faptului că variațiile vitezei radiale ale Polluxului se datorează caracteristicilor intrinseci ale stelei: exclud că se datorează activității cromosferice , pulsațiilor sau neregulilor de suprafață. Mai mult, analizând datele fotometrice de la Hipparcos, ajung la concluzia că variațiile de aproximativ 3 miimi de magnitudine detectate de satelit au o perioadă de 135 de zile, care nu sunt corelate cu perioada de 589 de zile a vitezei radiale. Perioada de 135 de zile coincide probabil cu perioada de rotație a stelei . Acest lucru duce la un argument suplimentar pentru a exclude faptul că perioada de 589 de zile este legată de nereguli superficiale ^[6] . Tovarășul ipotezat de Hatzes și colab. (2006), numit Pollux b , are caracteristicile rezumate în tabelul următor ^[6] :

Viteza și perioada de rotație

Încercările de a determina viteza și perioada de rotație a lui Pollux nu au reușit până acum. Aurière și colab. (2009) raportează 5 măsurători diferite ale valorii lui v × sin i , adică viteza de rotație pentru sinusul înclinării axei de rotație în raport cu linia noastră de vedere. Cea mai mică valoare este de 1,61 km / s, în timp ce cea mai mare valoare este de 2,7 km / s ^[4] . Valori similare ar fi compatibile cu perioada de rotație de 135 de zile, care, după cum am văzut, a fost ipotezată de Hatzes și colab. (2006). Cu toate acestea, Aurière și colab. (2009) susțin că macro-turbulența ridicată a gazelor atmosferice și viteza redusă de rotație a stelei fac dificilă distincția dintre contribuția uneia și cealaltă și, prin urmare, valoarea exactă a v × sin i . Aurière și colab. (2009), prin urmare, nu exclud faptul că valorile măsurate nu sunt corecte și că perioada de rotație coincide cu perioada de 589 de zile rezultată din măsurătorile oscilațiilor în viteza radială ^[29] . O publicație mai recentă, care datează din 2011 , raportează o perioadă de rotație de 491,5 zile ^[30] .

Camp magnetic

Steaua are la suprafață un câmp magnetic slab cu o densitate de 1 Gauss ^[30] , un complice al emisiilor de raze X detectate de satelitul ROSAT . Cantitatea de raze X emise este comparabilă cu cantitatea emisă de Soare ^[29] . Originea câmpului magnetic al lui Pollux este neclară. Steaua coboară probabil dintr-o stea albă de secvență principală din clasa spectrală A2 V, de 2,5 M _☉ și având o rază de două ori mai mare decât cea a Soarelui ^[29] . Aproximativ 5% din stelele acestei clase sunt stele albe deosebite , având un câmp magnetic intens (aproximativ 2500 Gauss). Prin urmare, este posibil ca Pollux să fi fost inițial una dintre aceste stele și că câmpul magnetic actual să fie rămășița fosilă a celei care exista atunci când era o stea cu secvență principală. Alternativ, se poate crede că câmpul magnetic este generat de mișcările convective care au început să afecteze steaua când a părăsit secvența principală ^[29] . Având în vedere prezența acestui câmp magnetic, suprafața stelei ar trebui să fie afectată de regiuni active magnetic, similare cu petele solare . Acestea sunt probabil situate, ca și în Soare, într-o poziție intermediară între poli și ecuatorul stelei ^[30] .

Cerul văzut de Pollux

Pollux văzut de la distanța Pollux b (1,6 UA ), într-o simulare a lui Celestia . Deasupra, M31 și Capella sunt vizibile.

Steaua cea mai apropiată de Pollux, VV Lyncis, având în vedere luminozitatea redusă, ar fi vizibilă doar cu dificultate cu ochiul liber de un observator ipotetic plasat pe planeta Pollux sau pe una din lunile sale, deoarece ar avea magnitudine +5. Chiar și Soarele, de la distanța la care se află Pollux, ar fi ușor mai strălucitor, în timp ce 55 Cancri ar străluci în a treia magnitudine. „Geamănul” lui Pollux, Castor , se află la 17-18 ani lumină distanță de acesta și ar fi o stea strălucitoare de magnitudine -0,75, puțin mai strălucitoare decât Canopus , dar nu ar fi cea mai strălucitoare stea din cerul Pollux, deoarece sistemul Capella , îndepărtat „doar” de 24 de ani lumină, prin urmare puțin mai mult de jumătate din ceea ce este îndepărtat de Soare, ar ajunge să aibă magnitudinea -2 și ar fi de departe cea mai strălucitoare stea. Printre celelalte stele cele mai cunoscute, Aldebaran este la mai puțin de 50 de ani lumină distanță și ar fi mai strălucitor decât Pământul (+0.20). Dimpotrivă, Sirius și Vega , respectiv la 28 și 48 de ani lumină, ar avea o magnitudine între +1,2 și +1,5, mai slabă decât cea văzută de pe Pământ. Arturo este, de asemenea, mai departe de Pollux decât de Soare, aproximativ 10 ani lumină și, prin urmare, ar pierde mai mult de o jumătate de magnitudine comparativ cu vederea terestră ^[31] .

Etimologie și cultură

Steaua își trage numele de la omonimul Dioscuro , expert în arta boxului, fiu, împreună cu geamănul său Castor, al lui Zeus și Leda , regina Spartei . În reprezentarea tradițională a constelației, stelele Castor și Pollux sunt identificate cu capetele gemenilor. Din această identificare derivă și unul dintre numele arabe ale lui Pollux, Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar , (الرأس التؤام المؤخر), care înseamnă capul celui de-al doilea gemen ^[32] .

Apropierea aparentă a celor două stele și strălucirea lor a însemnat că au primit un nume comun în multe culturi: în India erau numiți Açvini ( cavalerii ) sau Mithuna ( băiatul și fata ); în Persia Du Paikar ( cele două figuri ), în Egiptul antic ele reprezentau două zeități înrudite, Horus cel tânăr și Horus cel bătrân, în timp ce în Asiria erau numite Mas-mas ( gemenii ) ^[33] .

În India antică, Castor și Pollux erau asociați cu una dintre cele 27 de nakshatra (constelații), numită Punarvasu , în timp ce în China北 河(Běi Hé), care înseamnă râul de Nord , se referea la asterismul format de Castor, Pollux și ρ Geminorum ^{[ 34]} . În consecință, Pollux a fost cunoscut sub numele de北 河 三(Běi Hé sān), ceea ce înseamnă a treia stea a râului Nordic ^[35] .

În astrologie, se crede că Pollux este legat de planeta Marte și împărtășește natura sa războinică. Drept urmare, se crede că este o stea violentă, crudă și tiranică, deși energia ei poate fi utilă dacă este canalizată în mod constructiv ^[36] .

Notă

Bibliografie

• RH Allen, Star-names and Their Meanings , New York, GE Stechert, 1899.
• M. Aurière și colab. ,Descoperirea unui câmp magnetic slab în fotosfera gigantului unic Pollux , în Astronomy and Astrophysics , vol. 504, n. 1, 2009, pp. 231-237, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912050 . Adus pe 19 mai 2012 .
• D. Baklanova și colab. , Câmp magnetic general pe gigantul galben slab activ Pollux și pe vechea stea pitică 61 Cyg A , în Astronomische Nachrichten , vol. 332, nr. 9-10, 2011, pp. 939-942, DOI : 10.1002 / asna.201111590 . Accesat la 2 iunie 2012 .
• A. Barrett, Johann Bayer and the Relative Magnitudes of α and β Geminorum , în Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 100, nr. 4, 2006, p. 156. Accesat la 15 mai 2012 .
• JJ Drake, GJ Smith, O analiză fină a liniilor de calciu și fier în spectrul gigantului K0 Pollux - Parametri fundamentali exacți , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 250, 1991, pp. 89-102. Adus la 20 mai 2012 .
• AP Hatzes; WD Cochran, Variații radiale ale perioadei lungi la trei giganți K , în Astrophysical Journal , vol. 413, nr. 1, 1993, pp. 339-348, DOI : 10.1086 / 173002 . Adus pe 27 mai 2012 .
• AP Hatzes și colab. , Confirmarea ipotezei planetei pentru variațiile pe termen lung ale vitezei radiale ale Geminorum , în Astronomie și astrofizică , vol. 457, nr. 1, 2006, pp. 335-341, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065445 . Adus la 31 mai 2011 .
• AP Hatzes, M. Zechmeister, The Discovery of Stellar Oscilations in the Planet-hosting Giant Star β Geminorum , în The Astrophysical Journal , vol. 670, nr. 1, 2007, pp. L37-L40, DOI : 10.1086 / 523300 . Adus la 20 mai 2012 .
• AM Larson și colab. , O periodicitate cu amplitudine redusă în viteza radială și emisia cromosferică a Beta Geminorum , în Societatea Astronomică din Pacific , vol. 105, nr. 690, 1993, pp. 825-831, DOI : 10.1086 / 133239 . Adus pe 27 mai 2012 .
• TE Nordgren, JJ Sudol, D. Mozurkewich, Comparația diametrelor unghiulare stelare din NPOI, interferometrul optic Mark III și metoda fluxului în infraroșu , în Astronomical Journal , vol. 122, nr. 5, 2001, pp. 2707-2712, DOI : 10.1086 / 323546 . Adus la 24 mai 2012 .
• S. Reffert et al. , Precise Radial Velocities of Giant Stars. II. Pollux and Its Planetary Companion , in The Astrophysical Journal , vol. 652, n. 1, 2006, pp. 661-665, DOI : 10.1086/507516 . URL consultato il 31 maggio 2012 .
• F. Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp. 224 -229, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Voci correlate

• Costellazione dei Gemelli
• Lista delle stelle più brillanti del cielo
• Lista delle stelle luminose più vicine
• Castore (astronomia)

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Polluce

Collegamenti esterni

• Pollux Jim Kaler su STARS
• Star: HD 62509 exoplanet.eu

Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni