Polluce (β Gem / β Geminorum / Beta Geminorum) è una stella situata nella costellazione dei Gemelli. Avendo magnitudine +1,15, è la più luminosa della costellazione, nonché la diciassettesima stella più brillante del cielo notturno. È una stella dell'emisfero boreale, ma le possibilità di osservarla dall'emisfero australe sono ampie. Si tratta di una gigante di colore arancione distante 33,7 anni luce dalla Terra, la gigante a noi più vicina. Ha un raggio circa 9 volte maggiore di quello del Sole, ed è quaranta volte più luminosa, mentre la sua temperatura superficiale è inferiore di circa 1000 K. Il suo nome si riferisce al Dioscuro, figlio di Zeus e Leda.
Osservazione
Polluce si presenta come un astro di colore arancio chiaro facilmente individuabile grazie sia alla sua luminosità che all'associazione con l'altra stella brillante dei Gemelli, Castore (), da cui dista 4° e mezzo.. Anche se solitamente le lettere greche della nomenclatura di Bayer vengono assegnate in base alla luminosità, contrassegnando con la α la stella più luminosa e via via con le altre lettere quelle meno luminose, nel caso di Polluce, la cui lettera identificatrice farebbe pensare a un "secondo posto", non è così. Polluce è infatti nettamente più brillante di Castore, che ha magnitudine +1,59. Per spiegare questa discrepanza è stato ipotizzato che una delle due abbia cambiato la propria luminosità negli ultimi secoli. Però Barrett (2006). controargomenta che in primo luogo non si tratterebbe dell'unico caso in cui la sequenza delle lettere non rispetta l'ordine di luminosità. In secondo luogo, Bayer aveva due buoni motivi per non seguire l'ordine consueto: innanzitutto, quando si elencano i due Dioscuri, è uso mettere Castore e non Polluce al primo posto; inoltre, trovandosi Castore a nord-ovest di Polluce, la prima precede la seconda nel suo moto notturno intorno al polo celeste. Barrett (2006) ne conclude che non è possibile inferire un cambiamento di luminosità delle due stelle sulla sola base dell'assegnazione delle lettere fatta da Bayer.
Avendo declinazione +28°, Polluce è una stella dell'emisfero boreale; di conseguenza, gli osservatori posti a latitudini settentrionali sono maggiormente favoriti. Tuttavia, le possibilità di osservazione dall'emisfero australe non mancano: essa risulta infatti invisibile solo dalle regioni antartiche. D'altra parte, questa sua posizione non eccessivamente settentrionale rende Polluce circumpolare solo a partire dalle regioni in prossimità del circolo polare articoUna declinazione di 28°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 62°; il che equivale a dire che a nord del 62°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 62°S l'oggetto non sorge mai.
Polluce è abbastanza vicina all'eclittica da poter essere occultata dalla Luna, sebbene si tratti di un evento raro, e dai pianeti, anche se rarissimamente. L'ultima occultazione lunare si è verificata nel 117 a.C.. Dato che il Sole transita nella costellazione dei Gemelli durante i mesi di giugno e luglio, il periodo più indicato per l'osservazione di Polluce è quello in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè in corrispondenza dell'inverno boreale.
Ambiente galattico
La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos risalente al 2007 ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Polluce, che è risultata essere 96,54 ± 0,27. Pertanto la distanza di Polluce dalla Terra è pari a 1/0,09654 pc, ossia 10,36 pc, equivalenti a 33,78 anni luce. Polluce è quindi relativamente vicina a noi e condivide lo stesso ambiente galattico del Sole: si trova, come il Sole, all'interno della Bolla Locale, una "cavità" del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Polluce sono 192,22° e 23,31°. Una longitudine galattica di circa 192° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Polluce, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole e il centro galattico un angolo di circa 192°. Ciò significa che, preso il Sole come punto di riferimento, il centro galattico e Polluce si trovano in direzioni quasi opposte. Di conseguenza Polluce è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 23° vuol dire che Polluce si trova poco più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.
Le stelle più vicine a Polluce sono due rosse di sequenza principale. Si tratta di VV Lyncis, di classe spettrale M3,5 V, distante 6,5 anni luce da Polluce e avente magnitudine apparente 11,87, e di GJ 268.3, di classe spettrale M0 V, distante 7,7 anni luce da Polluce e avente magnitudine 10,75. Per giungere ad una stella delle dimensioni del Sole, bisogna allontanarsi circa 12 anni luce da Polluce per trovare 55 Cancri, una stella binaria, la cui principale ha classe spettrale G8 V e magnitudine 5,95, nota per possedere un sistema planetario formato da ben 5 pianeti.
Caratteristiche fisiche Classificazione e temperatura superficiale
Polluce è classificata come K0 IIIb. La classe K raduna le stelle di colore arancione, dovuto a una temperatura superficiale più bassa di quella del Sole. Le 17 misurazioni della temperatura superficiale riportate dal sito SIMBAD, effettuate dal 1976 al 2008, variano da 4.750 K a 5.040 KNon viene qui considerato un valore di 4.032 K, frutto probabilmente di un errore.. La media delle misurazioni è 4.881 K. Aurière et al. (2009) riportano invece 8 valori tratti da altrettanti articoli, che variano da 4.660 K a 4925 K, la cui media è 4.835 K.. Si possono confrontare questi valori medi con quello della temperatura superficiale del Sole, che è circa 5.800 K, cioè quasi 1.000 K più elevata.
La classe di luminosità III raccoglie invece le stelle giganti, cioè stelle di massa media o piccola aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno ormai abbandonato la sequenza principale. La sottoclasse b della classe III raccoglie le giganti meno luminose.
Luminosità e raggio C'è un discreto accordo fra gli studiosi sul fatto che la luminosità di Polluce si aggiri intorno a 40 volte quella solare. In particolare, Drake e Smith (1991). riportano una luminosità di 39,8 L☉, Mallik (1999) 43,5 L☉, Hatzes & Zechmeister (2007). 42,8 L☉, Takeda (2008) 38 L☉. Si tratta di valori elevati se paragonati alla luminosità del Sole, ma abbastanza bassi se paragonati a quelli propri delle stelle giganti.
Utilizzando il Navy Prototype Optical Interferometer installato presso Flagstaff in Arizona, Nordgren e colleghi (2001). hanno misurato il diametro angolare di Polluce, ottenendo un valore di 7,95 ± 0,09 mas. Alla distanza calcolata da Hipparcos questo valore corrisponde a un raggio di 8,8 ± 0,1 R☉, equivalenti a 6,12 milioni di km.
Massa e stato evolutivo La determinazione della massa delle stelle giganti che non fanno parte di sistemi binari è notoriamente difficile. Infatti, mentre per le stelle di sequenza principale esistono rapporti definiti fra massa e luminosità, la luminosità delle stelle giganti cambia molto nel tempo a seconda del loro stadio evolutivo, sicché, a meno che questo non si conosca con precisione, non sarà possibile dedurre la massa dalla luminosità. Da questo punto di vista Polluce non fa eccezione: esistono infatti parecchie incertezze riguardo all'entità della sua massa. Drake e Smith (1991), basandosi sia sulla posizione di Polluce nel diagramma H-R che sui valori del raggio e della gravità di superficie della stella, ipotizzano una massa di 1,7 M☉. Lo stesso valore è stato proposto anche da Allende Prieto e Lambert (1999), sulla base delle tracce evolutive di stelle di diversa massa. Lo stesso metodo però ha portato Taketa e altri (2008) a stimare una massa di 2,31 M☉. Valori così differenti dipendono principalmente dall'incerta determinazione della temperatura superficiale della stella e, quindi, dalla non ben nota posizione sul diagramma H-R.
Aurière et al. (2009) sostengono che i dati astrometrici di Polluce in nostro possesso permettono solo di porre alcune restrizioni sulla massa di Polluce; in particolare essa è compresa nell'intervallo fra 1,74 e 2,34 M☉. Gli autori cercano altri modi di ottenere un valore più preciso della massa della stella, quali l'abbondanza di litio o il rapporto fra gli isotopi 12C e 13C del carbonio, che variano con il procedere dell'evoluzione stellare. Ma i dati a disposizione non sono sufficienti per precisare maggiormente il valore della massa di Polluce rispetto a quanto già i dati astrometrici permettono di fare..
La nostra scarsa conoscenza circa la massa di Polluce comporta l'impossibilità di stabilire con precisione lo stato evolutivo della stella. In particolare, Drake e Smith (1991) e Aurière et al. (2009) affermano che Polluce può trovarsi o all'interno del ramo delle giganti rosse o già entro il ramo orizzontale. Non è cioè chiaro se Polluce stia fondendo l'idrogeno posto intorno a un nucleo di elio inerte o stia invece già fondendo l'elio in carbonio all'interno del suo nucleo. In ogni caso, il suo destino finale è quello di divenire una nana bianca fra qualche decina di milioni di anni.
Gravità superficiale e metallicità
Un altro modo per ricavare la massa di una stella dato il suo raggio sarebbe quello di ottenere un valore preciso della sua gravità di superficie. Purtroppo anche riguardo a questo dato le misurazioni che si trovano in letteratura sono molto discordanti. Il sito SIMBAD riporta 17 misurazioni che variano da log g = 2,24 a log g = 3,13. Le 8 misurazioni riportate da Aurière et al. (2009) variano invece da 2,52 a 3,15. Si tratta in entrambi i casi di un intervallo troppo largo per potere concludere alcunché circa la massa della stella.
Le nostre conoscenze riguardanti la metallicità della stella sono poco più precise. Le 19 misurazioni riportate dal sito SIMBAD variano da [Fe/H] = -0,11 a [Fe/H] = +0,17Anche in questo caso viene escluso un valore di -0,51, frutto probabilmente di un errore. Ciò significa che Polluce presenta un'abbondanza di elementi chimici più pesanti dell'elio compresa fra 77% e 148% di quella solare. Una delle misurazioni compiute con strumenti più aggiornati è quella di Massarotti et al. (2008), che riportano un valore di -0,07. Se ciò fosse corretto, Polluce avrebbe un'abbondanza di metalli corrispondente a 85% di quella del Sole.
Variabilità e pianeta Walker et al. (1989) sono i primi a notare che la velocità radiale di Polluce presenta delle variazioni. Pur osservando che le variazioni esibiscono una significativa periodicità, non fanno alcun tentativo di stabilire un periodo. Larson et al. (1993), dopo avere estensivamente osservato le variazioni di Polluce per 12 anni, ipotizzano un periodo di 584,65 ± 3,3 giorni e discutono le possibili cause di tale variabilità. Gli studiosi affermano che esse possono essere dovute o alla rotazione della stella su se stessa, o alla presenza di un pianeta, sebbene la prima ipotesi sia ritenuta quella più probabile.. Hatzes & Cochran (1993) rilevano invece un periodo di 558 giorni che attribuiscono o a pulsazioni non radiali della stella, o alla presenza di irregolarità sulla sua superficie, che diventano visibili a ogni sua rotazione, oppure ancora alla presenza di un pianeta. Anch'essi ritengono la presenza di un pianeta improbabile e pensano che la variazione sia dovuta a caratteristiche intrinseche della stella..