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  勾陈一是三合星的系统,主星(勾陈一A)是一颗大的黄色造父变星,有一颗明亮的黄矮星(勾陈一B)在2400AU的距离上环绕着。勾陈一B早在1780就被威廉·赫歇尔看见,能够用现代的小望远镜观察到。在1929年,发现勾陈一A是一颗分光双星,有一颗非常靠近的矮伴星(称为小熊座Pα、小熊座aα、或小熊座Abα)。在2006年1月,从NASA公布的哈伯太空望远镜图片中可以同时看见勾陈一三合星中的这三颗星。最靠近的矮星距离勾陈一A只有18.5AU,大约是太阳至天王星的距离,这也足以解释为何会掩盖在勾陈一A的光芒下了。  依据依巴谷卫星的测量,勾陈一与地球之间的正确的距离是431光年。进一步的详细资料说明勾陈一A是一颗F7的超巨星(Ib)或亮巨星(II)。两颗较小的伴星:勾陈一B是属于恒星分类中F3V的主序星,以2,400AU的距离公转;勾陈一C则以非常靠近的18.5AU的距离公转。最近的观测更显示勾陈一可能是个由A和F型恒星组成,但已经溃散的疏散星团的一部分。  勾陈一是属于第一星族造父变星的巨星(因为它的高银纬一度曾经被认为是第二星族),因为造父变星是测量距离时很重要的标准烛光,勾陈一因为距离很近而被密集的研究。大约在1900年,它的光度以3.97天的周期,以平均光度的±8%(大约是0.15星等)变化;但是在20世纪振幅很快的下滑,在1990年代中,变化量只有1%,并且维持着这样的幅度。在同一时期,勾陈一的平均亮度增加了15%,周期也每年增加大约8秒钟。  在近期的《科学》杂志报道,勾陈一现在的光度已经是托勒密观察时的2.5倍(现在是2等星,而在古代是3等星)。 天文学家爱德华裘那(Edward Guinan)认为这个变化速率的纪录是出人意料的,他说:「如果这些是真的,这个速率的变动是百倍于理论所预测的恒星演化。」

  因为勾陈一几乎就在地球自转轴定义的北极点的正上方——北天极的位置上,因此在天空中几乎是不动的点,而所有在北半球的恒星看似都绕着他在旋转,因此他是在天文导航和天体测量上很好的测量定点,在上古亚述时代的黏土板上也找到了实际的证据。在现代,勾陈一距离北极只有0.7°(是月球直径的1.4倍),在一恒星日当中可以两次正确的指示出正北的方位,其他的时间也可以指示出概略的方向,只要查表修正或用经验法则就可以定出北方。  由于分点岁差,勾陈一不会永远都是北极星。在数万年间,进动会使地球的自转轴指向天空中不同的区域,轨迹成为一个圆环。围绕着这个圆圈的其他恒星,包括右枢、织女,在过去或未来都可以成为北极星。在不久的未来,勾陈一会成为更称职的北极星,与北极点的距离将在2100年达到最小值(小于0.5°以下)。  在北半球,利用北斗七星杓口的天枢与天璇,被称为指极星的大熊座α星和β星,连线延伸,可以很容易的找到勾陈一;也可以利用仙后座主要的恒星构成的「W」形状来寻找。除了在赤道附近的高处,在南半球是看不见北极星的。  北极星的头衔提高了勾陈一的声望,常使人误以为他是天空中最亮的恒星。由于勾陈一附近没有相近的亮星,因此相对于邻近的恒星是比较明亮的。他的亮度在全天排名第48,不能算是很亮的星。在天空最亮的恒星(除了太阳之外)是天狼星(参考冬天的天空和恒星亮度列表)。  没有南极星,裸眼能看见最靠近南极的是黯淡的南极座σ,但有人直接称他为南极星,不过明亮的南十字座可以准确的指出天球南极点的方向。

  许多最近的论文计算出北极星的距离大约是434光年(133秒差距),认同伊巴谷天测卫星的测量值。较旧的估计值则往往更为接近100光年(只有323光年/99秒差距)。北极星是最靠近地球的造父变星,他的物理参数对宇宙距离阶梯是很重要的关键基础,它也是唯一能以动态测量的质量。  依巴谷卫星在1989年至1993年使用恒星视差测量天体的距离,其精确度达到0.97毫角秒(970微角秒),能够准确测量1,000秒差距以内天体的距离。尽管依巴谷卫星有着天体测量上的优势,但是还是有些研究质疑其所测得的北极星距离数据,因为北极星不仅是一颗造父变星,还是联星  下一部的高精度视差测量将由盖亚来执行,这是在2013年12月19日发射升空的天测卫星,恒星视差的精确度将达到20奈米秒角,在8,000秒差距(26,000光年)内的天体距离误差将少于10%。盖亚虽然不能测量像北极星这样明亮的天体,但可以测量同一个星协内其他成员的距离,借以确定银河系内一般的距离尺度。在较远的距离上,电波望远镜可以准确的测量出视差,但需要有致密电波源天体与恒星联系在一起,通常只能对低温的超巨星或是有星周环辐射出微波激射(masers)的天体进行测量。

  西方:  中国:
勾陈一(α UMi / 小熊座α)是小熊座内最亮的恒星。它非常靠近天球北极(在2006年相距仅42′),是地球现在的北极星。