Raccoon (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Raccoon
Poziția Alpha Cmi.png
Poziția lui Procyon în constelația Canine Minor .
Clasificare Stea dublă ( pitic alb-galben + pitic alb )
Clasa spectrală A: F5 IV-V [1] / B: DQZ [2]
Tipul variabilei BY Draconis [3] [4]
Distanța de la Soare 11,4 până la [3]
Constelaţie Câine minor
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 7 h 39 m 18.1183 s [1]
Declinaţie + 5 ° 13 ′ 29.975 ″ [1]
Lat. galactic +13.0194 [1]
Lung. galactic 213.7022 [1]
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră (2,229 ± 0,0015) × 10 9 km
14,9 ± 0,1 au [5]
Perioadă orbitală 40,84 ani [6]
Înclinarea orbitală 31,1 ° ± 0,6 ° [6] [5]
Excentricitate 0,407 ± 0,005 [5]
Longitudine de
nod ascendent		 97,3 ° ± 0,3 ° [5]
Date fizice
Raza medie 2,048 ± 0,025 [7] / 0,01232 ± 0,00032 [2] [6] R⊙
Masa
1,478 / 0,59 [6] M⊙
Accelerare de greutate la suprafață 3,96 ± 0,02 [8] / 8,0 [2] log g
Perioada de rotație 20,6 ± 1 zile [9]
Viteza de rotație 5 ± 0,5 km / s

[9]

Temperatura
superficial		 6 530 ± 49 [8] / 7 740 ± 50 K [2] (medie)
Luminozitate
6,84 ± 0,37 [10] / 0,0006 [11] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) +0,42 [12]
Metalicitate [Fe / H] 89-95% din Soare [8]
Vârsta estimată 2,31 - 2,71 miliarde de ani [7] [6]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +0,34 [13] / 10,4 [5]
Magnitudine abs. +2,65 / 13,04
Parallax 285,93 ± 0,88 [1]
Motocicletă proprie AR : −716,58 [1] mas / an
Dec : -1 -1 044,60 [1] max / an
Viteza radială −3,2 [1]
Nomenclaturi alternative
Elgomaisa, Algomeysa, Antecanis, [14] α Canis Minoris, 10 Canis Minoris , GCTP 1805.00, HR 2943, BD + 05 ° 1739 HD 61421, LHS 233, GJ 280, HIP 37279, GC 10277, ADS 6251, CCDM 07393+ 0514, TD1 10647.
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 07 h 39 m 18.1183 s , + 05 ° 13 ′ 29.975 ″

Procionul ( α CMi / α Canis Minoris / Alfa Canis Minoris ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Canis Minor . Cu ochiul liber apare ca o singură stea, cea mai strălucitoare octavă a întregii bolți cerești cu o magnitudine aparentă de +0,34. În realitate este un sistem binar compus dintr-o stea alb-galbenă din clasa spectrală F5IV-V, numită Procyon A , și o pitică albă slabă, numită Procyon B. Luminozitatea aparentă ridicată a lui Procyon nu se datorează atât strălucirii sale intrinseci (este de aproximativ 7 ori mai strălucitoare decât Soarele ), cât și apropierii de Pământ : distanța sa de 11,4 al din planeta noastră o face una dintre cele mai apropiate stele de noi .

Procyon formează unul dintre cele trei vârfuri ale Triunghiului de iarnă , împreună cu Sirius și Betelgeuse .

Observare

Asterismul Triunghiului de iarnă ; stelele constitutive sunt, începând de jos în sensul acelor de ceasornic: Sirius (α CMa ), Procyon și Betelgeuse .

Procyon este a opta cea mai strălucitoare stea din cerul nopții cu o magnitudine aparentă de +0,34 [13] . Având în vedere strălucirea sa mare, este ușor de identificat în centrul micii constelații a Canine Minor. Procyon este situat la aproximativ 26 ° est de Betelgeuse și la aproximativ 26 ° nord-est de Sirius. Mai mult, Sirius este situat la aproximativ 27 ° sud-est de Betelgeuse. Cele trei stele formează, așadar, un triunghi aproape perfect echilateral , din care Sirius ocupă vârful sudic, Betelgeuse vârful nord-vestic și Procyon cel nord-estic. Asterismul format de aceste trei stele strălucitoare a fost numit Triunghiul de iarnă , deoarece observarea sa este deosebit de potrivită în timpul iernii nordice [15] . Este în contrast cu Triunghiul de vară , format din Altair , Deneb și Vega , care este în schimb observabil în timpul verii boreale.

Având o declinație de + 5 ° 13 ', Procyon este o stea a emisferei nordice, dar este suficient de aproape de ecuatorul ceresc pentru a fi observabil din toate zonele Pământului , cu excepția părții cele mai interioare ale continentului antarctic ; la nord, însă, steaua pare a fi circumpolară cu mult dincolo de cercul polar arctic [16] [17] .

Raccoon printre stelele de prima magnitudine este cel mai apropiat de ecuatorul ceresc. Este urmat de Betelgeuse, care are declinare + 7 ° 24 ', și Rigel, care are declinare −8 ° 12'.

Așa cum am menționat, este o stea caracteristică a cerului de iarnă și de primăvară: poate fi observată fără dificultate în lunile dintre ianuarie și mai chiar la est de traseul luminos al Căii Lactee de iarnă. Steaua începe să fie vizibilă în nopțile de la sfârșitul lunii noiembrie spre seara târzie spre est, în timp ce devine treptat dominantă în serile de iarnă, când este, de asemenea, destul de sus deasupra orizontului, în special din emisfera nordică; în cursul lunii martie atinge apogeul la 22:00 și odată cu progresul primăverii este observat din ce în ce mai mult spre vest, până la sfârșitul lunii iunie este posibil să-l observi abia la scurt timp după apusul soarelui. Spre sfârșitul verii reapare în est chiar înainte de zori.

Datorită precesiunii echinocțiilor , declinarea stelei scade încet; peste câteva mii de ani va fi în emisfera sudică [18] [19] .

Mediul galactic

Harta stelelor pe o rază de 12,5 ani lumină de la Soare. Apreciem poziția lui Procyon față de Soare, planul galactic și centrul galactic .

Strălucirea aparentă a lui Procyon nu se datorează atât luminozității sale intrinseci, cât și faptului că este o stea relativ apropiată (este de fapt la 11,4 ani lumină de Soare [5] ), pentru a fi exact cea de-a 13-a stea cea mai apropiată de sistemul solar , al patrulea dacă luăm în considerare doar cele vizibile cu ochiul liber, după α Centauri , Sirio și ε Eridani . Fiind relativ aproape de Soare, Procyon împarte același mediu galactic. Coordonatele sale galactice sunt 213,70 ° și 13,01 °. O longitudine galactică de aproximativ 213 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Procyon, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de 213 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic ; aceasta implică faptul că Procyon este puțin mai departe de centrul galactic decât este Soarele. O latitudine galactică de aproximativ 13 ° înseamnă că Procyon este situat chiar la nord de planul pe care sunt așezați Soarele și centrul galactic.

Steaua cea mai apropiată de Procyon, la 1,1 ani lumină distanță, este Steaua lui Luyten [3] , o pitică roșie slabă de magnitudine +9,89 și de clasa spectrală M3,5 V. Având o strălucire care este doar 1% din cea solară [ 20] , steaua lui Luyten, invizibilă cu ochiul liber de pe Pământ, ar fi destul de slabă chiar văzută de Procyon, în ciuda apropierii relative dintre cele două stele [21] . La 4,6 ani lumină de Procyon există un alt sistem binar slab format din doi pitici roșii, Ross 614 [3] ; la 5 ani lumină un alt pitic roșu, DX Cancri [3] ; în cele din urmă la 5,2 ani lumină de Procione se află Sirio luminos [3] .

Caracteristici fundamentale

Sistemul și dificultățile sale de studiu

Sistemul Procyon este format din două componente. Componenta principală ( Procyon A sau α Canis Minoris A ) este o pitică / subgigantă galben-albă din clasa spectrală F5 V-IV; bontul ( Procyon B sau α Canis Minoris B ) este o pitică albă . Dacă puteți determina orbita parcursă de stelele care alcătuiesc un sistem binar, masa lor poate fi dedusă folosind legile lui Kepler . Deoarece alți parametri rezultă din masa unei stele, studiul este mult mai ușor. Cu toate acestea, deși Procyon este un sistem relativ apropiat, determinarea orbitei celor două componente nu este o sarcină ușoară datorită diferenței mari de magnitudine aparentă dintre cele două componente și a micii separări unghiulare dintre ele. În special, cele două componente au o diferență de luminozitate care este de aproximativ 10 magnitudini [5] (adică Procionul A este de aproximativ 10 000 de ori mai luminos decât Procionul B) și au o separare unghiulară la periastro egală cu 2,23 " [4] și la afastro egal cu 5 " [5] (comparați aceste date cu distanța unghiulară dintre Sirius A și Sirius B , care este 8,04" la periastro [4] ).

Studiile privind stabilitatea orbitelor obiectelor substelare din sistemul Procyon, cum ar fi planetele sau piticele brune , sugerează că orbitele stabile pentru orice planetă din sistem ar putea avea perioade de până la 3,7 ani în jurul Procionului A și 2,8 ani pentru obiectele substelare. orbită în jurul valorii de B. Planetele astrometrice relevante cu o masă de 5 ori mai mare decât cea a lui Jupiter în jurul valorii de A ar putea scăpa, în timp ce în jurul aceleiași componente existența unei planete de 10 M J ar fi posibil doar la peste 1,5 UA distanță de stea. În jurul piticului alb, pe de altă parte, este exclusă prezența planetelor de aproximativ 5 mase Jupiter sau mai mult cu perioade mai mari de 2 ani și a obiectelor cu 10 mase Jupiter sau mai mult cu perioade egale sau mai mari de 0,5 ani [6]. ] .

Orbita și mase

Duplicitatea lui Procyon a fost descoperită prin măsurători astrometrice ; existența Procionului B a fost ipotezată de Friedrich Bessel încă din 1844 , pentru a justifica mișcarea particulară a stelei, deși parametrii orbitali au fost calculați doar în 1862 de Arthur Auwers [22] . Procionul B a fost observat pentru prima dată în 1896 , când John Martin Schaeberle l-a observat în poziția prezisă folosind telescopul de refractare de 91,4 cm al Observatorului Lick [23] .

În timpurile moderne, una dintre primele încercări de a determina masa celor două componente se datorează lui Strand (1951) [24] . Strand a folosit aproximativ 200 de fotografii făcute între 1915 și 1949 de refractorul de 102 cm al Observatorului Yerkes și refractorul de 67 cm al Observatorului McCormick pentru determinarea orbitei. În ceea ce privește Procyon A, Strand a calculat o perioadă orbitală de 40,65 ani, o excentricitate orbitală de 0,40, o axă semi-majoră de 1,217 "și o înclinație a orbitei față de planul viziunii noastre de 35,7 °. Ascensiunea dreaptă a nodul ascendent este, de asemenea, estimat la 104,3 °. În ceea ce privește Procyon B, Strand a calculat în schimb o axă semi-majoră de 4,548 ", o înclinație de 35,7 ° și o ascensiune dreaptă de 284,3 °. Pe baza acestor parametri și a paralaxei , pe care Strand a presupus-o a fi 0.287 ", putem deduce o masă totală a 2,37 M ⊙ , în timp ce masele individuale sunt 1,74 M ⊙ pentru Procyon A e 0,63 M Proc pentru Procyon B.

Irwin și colegii (1992) [25] au completat observațiile folosite de Strand cu măsurători ale vitezei radiale determinate de Observatorul astrofizic Dominion și de telescopul Canada - Franța - Hawaii . Aceste noi date au făcut posibilă corectarea parțială a estimărilor lui Strand (1951): perioada orbitală este estimată de Irwin și colegii săi (1991) la 40,38 ani, axa semi-majoră a orbitei A a lui Procyon fiind de 1,179 ", excentricitate 0,365, înclinație orbitală 31,9 ° și ascensiune dreaptă 104,8 °. Acești noi parametri orbitali au condus la corecții ușoare în masele celor două componente, calculate ca fiind respectiv 1,751 ± 0,087 M ⊙ e 0,622 ± 0,023 M ⊙ .

Orbita Procionului B în jurul Procionului A.

Guenther & Demarque (1993) [26] au studiat urmele evolutive pe diagrama HR a stelelor cu metalicitate similară cu cea a Soarelui și a maselor egale. 1,50 M ⊙ , 1,60 M ⊙ e 1,75 M ⊙ . Niciuna dintre urmele stelelor care au mase 1,60 și 1,75 M ⊙ au trecut prin punctul curent al diagramei HR în care se află Procion A. Mai degrabă, urmele care trec cel mai aproape de acesta corespund cu cele ale stelelor cu masă 1,50 M ⊙ și o vârstă cuprinsă între 1,8 și 2,0 miliarde de ani, adică la sfârșitul șederii lor în secvența principală . Doar prin admiterea unei duble metalicități în comparație cu cea solară, trece stelele de masă mai mare prin poziția Procionului A; dar metalicitatea măsurată a acestui corp ceresc este mult mai mică decât s-ar cere.

În consecință, există o discrepanță considerabilă între valorile masei Procionului A calculate de Strand (1951) și Irwin și colegii (1992) și care au fost prezise pe baza modelelor de evoluție stelară. Problema a fost rezolvată de Girard și colegii (2000) [5] . Au examinat 266 de fotografii ale cuplului AB de la șase observatori diferiți pe o perioadă de 83 de ani; în plus, pentru a determina separarea dintre cele două componente, au folosit observațiile camerei planetare a telescopului spațial Hubble . În ceea ce privește orbita Procyon A, Girard și colab. (2000) corectează ușor măsurătorile anterioare: estimează o perioadă de 40,82 ani, axa semi-majoră 1,232 ", excentricitatea 0,407, înclinația orbitală 31,1 ° și ascensiunea dreaptă 97,3 °. De asemenea, corectează paralaxa la 283,2 ± 1,5 max . Aceste corecții nu ar duce la o estimare foarte diferită a masei. Cu toate acestea, autorii estimează, pe baza observațiilor Hubble, o separare între cele două componente cu aproximativ 6% mai mică decât estimările anterioare. Aceasta determină o estimare mai mică a maselor. În special, presupun că sistemul are o masă totală de 2,099 M ☉ , că Procionul A are o masă de 1,497 ± 0,037 M ⊙ și Procyon B o masă de 0,602 ± 0,015 M ⊙ . Aceasta reconciliază masa Procyon A estimată pe baza mișcării orbitale și cea estimată de Guenther & Demarque (1993) pe baza poziției sale în diagrama HR.

Girard și colegii (2000) calculează că separarea medie între cele două componente este de 4.271 mase, care la distanța estimată corespunde cu aproximativ 14,9 au (2,23 × 10 9 km ), puțin mai mică decât distanța care separă Uranus de Soare. Cu toate acestea, excentricitatea ridicată a orbitei aduce cele două stele care formează sistemul la o distanță minimă de 9 UA (aproximativ 1,35 miliarde km) și un maxim de 21 UA (aproximativ 3,15 miliarde km) [3] .

Studiile ulterioare au confirmat substanțial măsurătorile lui Girard și colegii (2000) plasând masa Procionului A între 1,4 și 1,5 M ☉ . De exemplu, Allende Prieto și colegii (2002) [8] folosesc aceiași parametri orbitali ca Girard și colegii (2000), dar își corectează paralaxa cu cea obținută din observațiile satelitului Hipparcos , care este 285,93 ± 0,88 mase [27] . Valoarea masei obținută de Allende și colegii (2002) după această corecție este 1,42 ± 0,06 M ⊙ . În cele din urmă, Gatewood și Han (2006) [28] , pe baza noilor măsurători astrometrice , corectează ușor paralela Hipparcos la 285,53 ± 0,59. Presupunând valorile orbitei lui Girard și ale colegilor (2000), care s-au dovedit a fi în acord cu observațiile lor, ei calculează valoarea maselor care urmează să fie 1,431 ± 0,034 M ⊙ pentru Procyon A e 0,578 ± 0,014 M ⊙ pentru Procyon B, în timp ce un studiu din 2015 care a combinat date din două decenii de observații cu cele ale telescopului spațial Hubble a raportat valori pentru A și respectiv B ale 1,497 0,036 și 0,592 ± 0,006 M ⊙ [6] .

Raccoon A

Impresia artistului despre Procione A.

Temperatura și raza suprafeței

Valoarea temperaturii de suprafață a Procyon este cunoscută cu marje de eroare destul de mici. Temperaturile măsurate variază între 6 500 și 6 811 K [7] . Una dintre cele mai adoptate măsuri este cea a lui Allende Prieto și a colegilor (2002) [8] , care estimează o valoare de 6 530 ± 49 K. Valoarea calculată anterior de Fuhrmann și colegii (1997) [29] este aproape coincidentă: 6 531 ± 90 K. Cel al lui Bedding și colab. (1996) este foarte apropiat: 6 500 K [30] . Prin urmare, temperatura suprafeței Procyon este cu aproximativ 700 K mai mare decât cea a Soarelui și din acest motiv culoarea sa tinde mai mult spre alb decât cea a Soarelui, care este mai aproape de galben.

Deoarece Procyon este o stea relativ apropiată, este posibil să se facă măsurători directe ale razei sale folosind tehnici interferometrice . La fel ca în cazul temperaturii, există un acord echitabil între diferitele studii menite să măsoare raza acestei stele. Folosind interferometrul de intensitate stelară Narrabri , lângă Narrabri, New South Wales , Hanbury Brown și colegii (1974) [31] au obținut un diametru unghiular de 5,10 ± 0,16 mase, care devine 5,41 ± 0,17, dar când se aplică o corecție din cauza întunecării marginilor . Mozurkewich și colegii (1991) au folosit în schimb complexul interferometric al Observatorului Mount Wilson pentru a măsura diametrul unghiular al Procyon: rezultatele obținute în două măsurători diferite sunt 5,26 ± 0,05 mase și 5,14 ± 0,05 mase, care sunt corectate în 5,51 mase datorită întunecarea marginii [32] . Utilizând interferometrul optic Navy Prototype instalat la Flagstaff din Arizona , Nordgren și colegii (2001) [33] au obținut o valoare de 5,19 ± 0,04 mase pe care apoi le-au corectat la 5,43 ± 0,07 mase. În cele din urmă, Kervella și colegii (2004) [7] au folosit Telescopul foarte mare , instalat pe Cerro Paranal din Chile , și au obținut un diametru de 5,376 ± 0,047 mase, care a fost corectat la 5,448 ± 0,053 mase. Dacă vrem să păstrăm această ultimă valoare, care este cea obținută cu instrumente mai moderne, atunci, la distanța de 11.406 ani lumină, măsurată de Hipparcos, acest diametru unghiular corespunde unei raze de 2,048 ± 0,025 R ⊙ . Cu toate acestea, ca o demonstrație a acordului substanțial dintre diferitele măsurători, dacă se face o medie a acestora, raza absolută rezultată este 2.047 ± 0.020 R ⊙. Se poate observa că Procyon, deși mai puțin masiv decât Sirius (1,43 M ☉ versus 2,15 M ☉ ), are o rază mai mare (2,04 R ☉ versus 1,88 R ☉ ). Acest fapt este probabil un indiciu al stării sale evolutive .

Presupunând o masă de 1,42 ± 0,06 M ⊙ și o rază de 2,071 ± 0,020 R ⊙ , Allende Prieto și colegii (2002) [8] , au obținut un jurnal de gravitație de suprafață g = 3,96 ± 0,02 [34] . Calitatea bună a valorilor de masă și rază calculate este confirmată de faptul că măsurători independente ale gravitației suprafeței, derivate din conformația liniilor de magneziu , au dat rezultate compatibile, ușor mai mari decât log g = 4. De exemplu, două studiile din 2000 au estimat gravitația suprafeței Procyon, respectiv, log g = 4,02 [35] și log g = 4,04 [36] .

Luminozitatea, metalicitatea și viteza de rotație

Având măsurători destul de precise ale temperaturii și razei Procyon, este posibil să avem date relativ fiabile și despre luminozitatea sa absolută [37] : Steffen (1985) [38] deduce o luminozitate de 7,12 ± 1,0 L ☉ și toate măsurătorile ulterioare nu duce la rezultate în afara acestor limite. Dacă presupunem temperatura suprafeței măsurată de Allende Prieto și colegii (2002) (6 530 ± 49 K) și raza măsurată de Kervella și colegii (2004) (2,048 ± 0,025 R ☉ ), care sunt cele mai precise măsurători pe care le avem, atunci luminozitatea absolută a lui Procyon se dovedește a fi 6,84 ± 0,37 L ☉ [10] . O astfel de luminozitate este foarte mare pentru clasa spectrală căreia îi aparține. De fapt, o stea de secvență principală cu masa 1,43 M ☉ ar trebui să aibă o luminozitate cuprinsă între 3,5 și 4 L ☉ [39] , aproximativ jumătate din luminozitatea Procyon. Acest fapt oferă informații suplimentare despre starea evolutivă a stelei.

Pentru a stabili un model adecvat de Procion A este de asemenea necesar să se calculeze metalicitatea acestuia, adică abundența elementelor mai grele decât hidrogenul și heliul . Deși nu există un acord perfect între diferitele măsurători, toate indică o metalicitate apropiată de cea a soarelui. Cele zece măsurători post 1995 enumerate de SIMBAD [1] variază de la [Fe / H] = -0,06 la [Fe / H] = 0,04. Aceasta înseamnă că aceste măsurători estimează metalicitatea Procionului A între 87% și 109% din cea a Soarelui. Una dintre cele mai citate și mai precise măsurători este cea a lui Allende Prieto și colegilor (2002) [8] , pe baza analizei a liniilor Fe I și Fe II: obțin o metalicitate [Fe / H] = -0,05 ± 0,03, care corespunde unei valori cuprinse între 89% și 95% din abundența metalelor solare.

Viteza de rotație a lui Procyon, proiectată pe planul vederii noastre, este destul de mică. Gray (1981) a calculat o valoare de v × sin i (unde i este înclinația axei de rotație a stelei față de linia noastră de vedere) a 2,8 ± 0,3 km / s [40] . Măsurătorile ulterioare, deși nu coincid complet între ele, confirmă viteza redusă de rotație: Benz & Mayor (1984) [41] au măsurat o valoare de v × sin i egală cu 4,5 ± 1,1 km / s, confirmată apoi de Fekel (1997) ) [42] . În cele din urmă, Allende Prieto și colegii (2002) [8] , din nou pe baza analizei liniilor de fier neutru și ionizat o dată, obțin o valoare de 3,16 ± 0,50 km / s. Faptul că viteza de rotație a Procionului A ni se pare atât de redusă nu ne spune nimic despre viteza reală la care se rotește steaua până când se determină valoarea lui i : dacă axa de rotație ar fi foarte înclinată față de linia noastră de văzut, atunci valoarea păcatului i ar fi foarte aproape de zero și, prin urmare, viteza reală de rotație mult mai mare decât valorile măsurate. În schimb, dacă axa de rotație ar fi perpendiculară sau aproape perpendiculară pe linia noastră de vedere, atunci valoarea sin i ar fi foarte aproape de 1 și, prin urmare, viteza măsurată ar fi aproape de cea reală. Valoarea lui i nu a fost încă determinată cu exactitate. Arentoft și colegii (2008) [9] au identificat totuși un ciclu de variație a vitezei radiale a Procionului A cu o durată de 10,3 ± 0,5 zile. Acestea atribuie acest ciclu prezenței unor regiuni active pe suprafața stelei, care apar și dispar datorită rotației sale. Presupunând prezența a două dintre aceste regiuni, în zone opuse ale discului stelar, așa cum se întâmplă adesea, putem crede că Procionul A se rotește în 20,6 ± 1 zile și că viteza sa de rotație la ecuator este de 5 ± 0, 5 km / s . În acest caz am obține i = 39 ° ± 7 °. Deoarece nu este plauzibil să presupunem că axa de rotație A a lui Procyon este perpendiculară pe planul orbital și deoarece aceasta este înclinată cu 31 °, se poate aștepta ca valoarea lui i să fie aproape de 31 °. Deci, o valoare de 39 ° ± 7 ° este probabil destul de precisă.

Vârsta și statutul evolutiv

Poziția Procionului A, Procionului B și a altor stele în diagrama HR .

Așa cum am menționat, starea evolutivă a Procionului A a reprezentat o problemă deoarece, având în vedere masa estimată, urmele evolutive ale stelei nu au trecut prin poziția sa actuală în diagrama HR. Corecția masei calculată de Girard și colegii (2000) [5] ne-a permis să avansăm ipoteza că Procyon are o vârstă de 1,8 - 2 miliarde de ani și că se află la sfârșitul permanenței sale în secvența principală . Kervella și colegii (2004) [7] au recalculat posibilele urme evolutive ale Procyon, având mai multe date decât cele din studiile anterioare. Acestea confirmă că reacțiile nucleare se termină probabil în nucleul Procionului A, dar fac ipoteza unei vârste cuprinse între 2,31 și 2,71 miliarde de ani. Au o confirmare independentă a măsurătorilor lor: după cum se va discuta mai jos, Procyon B a devenit o pitică albă cu 1,7 ± 0,1 miliarde de ani în urmă [2] . Dacă se presupune că Procionul A are o vechime de 2,3 miliarde de ani și cele două stele s-au născut împreună în același nor de gaz , atunci progenitorul B al Procionului B a avut o durată de viață de aproximativ 600 de milioane de ani. Acest lucru sugerează că a avut o masă de aproximativ 2,5 M ☉ . Stelele acestei mase au un nucleu de 0,57 M ☉ [43] . Deoarece Procionul B nu este altceva decât nucleul acum inert al progenitorului său, această pitică albă ar trebui să aibă o masă similară cu cea a acelui nucleu. Estimările masei Procionului B sunt într-adevăr foarte apropiate de această valoare, deși Howard E. Bond și colegii săi afirmă în studiul lor o valoare inițială mai mică a lui B, între 1,8 și 2,2 M ⊙ , deoarece un progenitor cu masa de 2,5 ori mai mare decât cel al Soarelui ar fi trebuit să lase o pitică albă de cel puțin 0,69 mase solare, iar 2,2 mase solare sunt, de asemenea, în concordanță cu estimarea permanenței secvenței principale a progenitorului lui B, care a fost de aproximativ 1,33 miliarde de ani și o vârstă generală a sistemului de 2,7 miliarde de ani [6] .

Starea evolutivă a Procionului A la sfârșitul permanenței sale în secvența principală explică clasificarea sa hibridă: este plasată la jumătatea distanței dintre clasa lui Yerkes V, căreia îi sunt atribuite stelele secvenței principale și acel IV, căruia îi sunt atribuite stelele subgigante. Prin urmare, Procione A și-a început extinderea, ceea ce îl va determina să devină un gigant roșu de 80 până la 150 de ori dimensiunea actuală în următorii 10-100 de milioane de ani [4] . Acest lucru explică raza sa ridicată și luminozitatea mai mare decât cea normală. Destinul său final este de a deveni un pitic alb ca tovarăș, deși are o masă mai mică.

Raccoon B

Procionul B este al doilea pitic alb cel mai apropiat de sistemul solar, după Sirius B. După cum sa menționat, estimările privind masa sa variază de la 0,57 până la 0,60 M ⊙ , ceea ce face Procyon B semnificativ mai puțin masiv decât Sirius B care are o masă egală cu 1,03 M ⊙ [44] ; totuși, datorită proprietăților materiei degenerate , Procionul B este mai mare decât Sirius B, cu o rază estimată de aproximativ 8574 ± 222 km față de cei 5 846 ± 174 km ai lui Sirius B [6] [45] . Închiderea unei mase echivalente cu mai mult de jumătate din cea a Soarelui într-un volum puțin mai mare decât cel al Pământului (mai exact, raza Procionului B este egală cu 1,35 R ⊕ ) are ca rezultat o densitate foarte mare, aproximativ o treime de tonă pe centimetru cub , cu toate acestea mai mică decât cea a lui Sirio B, care ajunge la 1,6 tone pe centimetru cub [46] . O rază mică și o masă mare implică o greutate mare a suprafeței: Provencial și colegii (2002) [2] estimează că cea a Procionului B este egală cu log g = 8,0. Deoarece gravitația de suprafață a Pământului este log g = 2,99, aceasta înseamnă că gravitația de suprafață a piticii albe este de aproximativ 100.000 de ori mai mare decât a planetei noastre.

La temperatura superficiale di Procione B, pari a 7 740 ± 50 K [2] , la rende meno calda di Sirio B, che ha temperatura superficiale pari a 24 790 ± 100 K [2] . Questo dipende dal fatto che Procione B è più vecchia di Sirio B e ha quindi avuto maggiore tempo a disposizione per raffreddarsi. Come si è detto, la progenitrice di Procione B ha concluso la sua esistenza 1,7 ± 0,1 miliardi di anni fa [2] , mentre quella di Sirio B 125 milioni di anni fa [47] . La progenitrice di Sirio B era anche notevolmente più massiccia di quella di Procione B: mentre la prima era probabilmente una stella di classe spettrale B4 o B5 con una massa di circa 5 M ⊙ , la seconda era una più modesta stella di 2,5 M ⊙ , appartenente alle ultime sottoclassi della classe B o alle prime della classe A [7] .

Holberg e colleghi (2002) [48] classificano Procione B come appartenente alla classe spettrale DA4. Essa quindi apparterrebbe al tipo più comune di nane bianche, il cui spettro presenta le righe dell'idrogeno, ma non quelle dell' elio e dei metalli . Provencial e colleghi (2002) [2] invece, utilizzando lo spettrografo del telescopio spaziale Hubble ( STIS ), arrivano alla conclusione che appartenga alla rara classe spettrale DQZ: ciò significa che nel suo spettro sono presenti le linee del carbonio e di altri metalli (per esempio, magnesio , calcio e potassio ), ma non quelle della serie di Balmer dell'idrogeno. Provencial e colleghi (2002) ne concludono che l'atmosfera di Procione B è dominata dall'elio, che costituisce l'elemento di gran lunga più abbondante. Seguono l'idrogeno (10 000 volte meno abbondante dell'elio), il carbonio (circa 300 000 volte meno abbondante), il magnesio (10 10,4 volte meno abbondante) e il ferro (10 10,7 volte meno abbondante).

Provencial e altri (2002) ritengono che il particolare spettro di Procione B dipenda dalla vicinanza di Procione A: il magnesio, il calcio e il ferro presenti nell'atmosfera sarebbero originati dal vento stellare della principale che contamina l'atmosfera della nana bianca. L'accrescimento di Procione B a causa del vento stellare di Procione A è calcolato essere nell'ordine di 2 × 10 −19 M ⊙ all'anno (circa 400 milioni di tonnellate all'anno) [2] .

Come in tutte le nane bianche, lo strato superficiale di elio di Procione B è molto sottile: al di sotto di tale strato, il nucleo dell'astro è costituito dal carbonio inerte frutto della fusione dell'elio nella stella progenitrice. Tale nucleo sta piano piano cedendo il calore residuo allo spazio circostante. Il raffreddamento delle nane bianche è tuttavia un processo estremamente lento a causa della piccola superficie di questi astri, sicché Procione B diventerà una nana nera solo fra parecchi miliardi di anni.

Altre caratteristiche

Corona e emissione di raggi X

Procione

Le stelle con masse comprese fra 0,3 e 1,5 M ⊙ presentano una zona perinucleare in cui l' energia termica viene trasferita tramite irraggiamento e una zona superficiale in cui l'energia viene trasferita mediante convezione . Nelle stelle con massa superiore a 1,5 M ⊙ le due zone sono invertite: esse presentano una zona convettiva in prossimità del nucleo e una zona radiativa superficiale. È noto che solo nelle stelle che presentano una zona convettiva in superficie si origina una corona , essendo essa legata al magnetismo causato dal movimento degli strati superficiali della stella. Avendo una massa compresa fra 1,4 e 1,5 M ⊙ , Procione A si trova proprio a ridosso del limite a partire dal quale le stelle modificano la loro struttura . Lo studio della sua corona è quindi particolarmente interessante. In particolare si ritiene che Procione A abbia una zona convettiva superficiale particolarmente sottile in quanto l'alta temperatura degli strati immediatamente sottostanti la superficie rende già in questa zona il trasporto di energia termica tramite irraggiamento più efficiente rispetto al trasporto tramite convezione.

Lo studio della corona di Procione è stato possibile solo dopo il lancio di satelliti con telescopi sensibili ai raggi X visto che essi vengono fermati dall' atmosfera terrestre. Tuttavia i tentativi di rilevare emissioni di raggi X provenienti da Procione sono falliti fino al 1975 [49] . Osservazioni approfondite di Procione furono condotte alla fine degli anni settanta dai satelliti Copernico e TD-1A [50] . Una fonte di raggi X associata a Procione fu osservata il 1º aprile 1979 tramite l'High Resolution Imaging camera dell' Osservatorio Einstein [51] . Tale fonte era collocabile a circa 4" a sud di Procione A, al limite del cerchio di confidenza del 90%, indicando così una probabile identificazione con Procione A piuttosto che con Procione B, essendo quest'ultimo posizionato a 5" a nord di Procione A e, quindi, a circa 9" dalla fonte [50] .

In seguito, dati questi risultati e data la sua luminosità, Procione A è stato uno degli oggetti di osservazione privilegiati dei principali telescopi spaziali sensibili ai raggi X che sono stati lanciati in orbita. Schmitt e colleghi (1996) [52] hanno utilizzato il telescopio spaziale Extreme Ultraviolet Explorer per l'osservazione di Procione, e in particolare per osservare le righe del ferro altamente ionizzato Fe X e Fe XIV (cioè ionizzato, rispettivamente, nove e tredici volte). La loro conclusione è che la corona di Procione, per densità e per temperatura, ha molte somiglianze con quella delle regioni attive della corona solare. Essi stimano che la temperatura media si aggiri intorno a 1,58 milioni di K e che non esista quantità significativa di plasma con temperatura superiore ai 6 milioni di K. La densità media si aggira intorno ai 3 × 10 9 elettroni per centimetro cubo (in linea con quella della corona solare), mentre il volume totale della corona è supposto essere 5 × 10 16 km³ . Ipotizzando che i raggi X siano emessi da archi coronali di plasma magneticamente confinato, il team di studiosi ritiene che tali archi ricoprano circa il 20% della superficie della stella e che si estendano fino a un'altezza media di 20 000 km .

Gli studi successivi hanno sostanzialmente confermato queste ipotesi. Ness e colleghi (2001) [53] utilizzano le osservazioni dei telescopi spaziali Chandra e XMM-Newton e hanno analizzato le righe del carbonio ionizzato quattro volte (CV), dell' azoto ionizzato cinque volte (N VI) e dell' ossigeno ionizzato sei volte (O VII). Tali righe compaiono quando il plasma raggiunge temperature comprese fra 1 e 2 milioni di K. La densità elettronica del plasma è risultata compresa fra (0,1 e 1) × 10 10 cm −3 , del tutto compatibile con quella delle regioni attive del Sole. A risultati simili giungono Pinfield e colleghi (2001), analizzando la riga del ferro ionizzato dieci volte (Fe XI) [54] . Raassen e colleghi (2002) [55] rappresenta il più approfondito studio di Procione A ai raggi X finora compiuto: essi si sono basati sulle osservazioni dei telescopi spaziali Chandra e XMM-Newton per analizzare diverse righe spettrali di vari elementi altamente ionizzati ( zolfo , carbonio, argon , magnesio , nichel , silicio e ferro). I loro risultati non hanno riservato tuttavia grandi sorprese: la temperatura dei vari elementi è supposta essere compresa fra 1 e 3 milioni di K e non c'è alcuna indicazione di plasma con temperature uguali o superiori a 4 milioni di K, mentre il volume della corona è ipotizzato essere pari a 4,1 × 10 35 km³ , notevolmente più esteso di quello calcolato da Schmitt e colleghi (1996). La corona di Procione inoltre non sembra presentare variabilità, né zone più attive delle altre.

Si può concludere che, nonostante la struttura di Procione sia diversa da quella del Sole, con una zona convettiva più sottile, le corone delle due stelle non presentano differenze sostanziali. L'unico studio che ipotizza una marcata dissimilarità fra la corona solare e quella di Procione A è Schrijver e Haisch (1996) [56] . I due studiosi ipotizzano che nel passaggio fra le stelle di classe G0 e quelle di classe F0, gli archi coronali si aprano sempre più fino a puntare verso il mezzo interstellare . Da un lato questo cambiamento spiegherebbe l'esistenza di corone nelle stelle di classi G, K e M perché esse si originerebbero solo quando gli archi coronali sono presenti. Dall'altro tale ipotesi renderebbe conto della notevole perdita di massa dovuta al vento stellare nelle stelle di tipo F0 o più calde: aprendosi, gli archi coronali convoglierebbero maggiore materiale verso lo spazio interstellare invece di riportarlo verso la stella. Essendo di classe spettrale F5, Procione A sarebbe in una situazione ibrida, con alcuni archi coronali aperti e altri chiusi. Tuttavia questa ipotesi non ha trovato conferme negli studi successivi.

Controversia sulle oscillazioni

Immagine elaborata al computer che mostra l'andamento di un' onda acustica sia sulla superficie che nell'interno di una stella.

Nel Sole si propagano onde di pressione generate probabilmente dalle turbolenze esistenti nella zona convettiva sotto la superficie dell'astro. Esse sono poi trasmesse fino alla superficie della nostra stella, dove diventano osservabili mediante l' effetto Doppler da esse provocato oppure mediante lievi oscillazioni nella luminosità dell'astro. L' eliosismologia si preoccupa di studiarle e di cercare di inferire sulla base di esse delle informazioni sulla struttura interna del Sole. Tali onde dovrebbero essere individuabili anche nelle stelle di massa medio-piccola, che presentano una zona convettiva superficiale, e quindi anche in Procione A.

Brown e colleghi (1991) [57] è il primo studio che ha ipotizzato che la presenza di alcune oscillazioni nella velocità radiale di Procione fossero probabilmente imputabili alla presenza di onde di pressione, simili a quelle che esistono nel Sole. In seguito a studi come questo, si decise nel giugno 2004 di utilizzare il telescopio spaziale MOST per monitorare Procione A per un periodo di 32 giorni, allo scopo di rilevare la presenza delle oscillazioni nella luminosità della stella e tentare delle misurazioni astrosismologiche . Dal momento che non fu individuata alcuna oscillazione, Matthwes e colleghi (2004) conclusero che la teoria delle oscillazioni stellari necessitasse di revisione [58] . Tuttavia Bedding e colleghi (2005) [59] argomentarono che questa "non-individuazione" non era sorprendente: da un lato le osservazioni dalla Terra della velocità radiale dell'astro avevano già confermato che Procione A avesse oscillazioni con ampiezza minore di quanto teoricamente previsto, dall'altra la stessa teoria prevedeva oscillazioni di ampiezza inferiore alla sensibilità del MOST. Bouchy e colleghi (2004) [60] sostennero le stesse conclusioni, affermando che in realtà Procione A presentava oscillazioni, anche se inferiori a quelle teoricamente previste. Régulo & Roca Cortés (2005 [61] ) e Marchenko (2008) [62] hanno rianalizzato i dati provenienti dal MOST e hanno sostenuto, seppur prudentemente, che in realtà erano individuabili delle oscillazioni causate dalle onde acustiche che interessano le zone superficiali della stella. Tuttavia Baudin e colleghi (2008) [63] rianalizzando gli stessi dati sono giunti a conclusioni opposte, ribadendo la conclusione di Matthwes e colleghi (2004) che i dati del MOST non indicavano alcuna oscillazione.

Nel frattempo tuttavia Procione era stato fatto oggetto di altre campagne di osservazioni volte a rilevare la presenza di eventuali onde sonore. Misurazioni fotometriche condotte dal satellite Wide field Infrared Explorer (WIRE) della NASA tra il 1999 e il 2000 hanno permesso a Bruntt e colleghi (2005) [64] di concludere che le onde sonore erano effettivamente presenti: la loro durata era mediamente 1 giorno, la loro frequenza media era circa 1 millesimo di Hertz (mHz, cioè un picco ogni 16 minuti e mezzo circa) e la loro ampiezza era 8,5 ± 2 ppm (cioè la luminosità della stella variava a causa di tali oscillazioni dello 0,000085%). Inoltre essi riscontrarono la presenza di granulazione fotosferica (segni di convezione appena sotto la superficie stellare).

Una seconda campagna di osservazioni effettuata dal MOST nel 2007 da DB Guenther e colleghi [65] ha dato risultati differenti dalla prima: sebbene le oscillazioni di luminosità fossero inferiori a quelle che ci si aspetterebbe sulla base del calcolo delle velocità radiali, esse sono risultate effettivamente osservabili. Inoltre i dati hanno confermato che la frequenza delle oscillazioni era mediamente circa 1 mHz, come già Bruntt e colleghi (2005) avevano concluso sulla base delle osservazioni del WIRE. Guenther e colleghi (2008) non sono stati però in grado di estrarre le frequenze delle singole oscillazioni.

Mentre si accendeva la discussione sulle misure fotometriche operate dai satelliti, le misurazioni da Terra delle oscillazioni nella velocità radiale della stella hanno condotto a nuovi risultati. In particolare si è cominciato a distinguere le singole onde ei singoli modi di oscillazione [66] . Essi sono probabilmente, come nel Sole, moltissimi (milioni) ed è stato possibile cominciare a discernere solo quelli principali. Uno dei primi tentativi è stato quello di Martić e colleghi (2004) [67] , che hanno identificato 45 modi di oscillazione aventi frequenze comprese fra 0,3 e 1,5 mHz (cioè un picco ogni 11-55 minuti). La differenza media fra le frequenze di due singoli modi di oscillazione è risultata inoltre essere circa 55 µHz (microHertz, cioè milionesimi di Hertz). Altri contributi in questo senso sono venuti da Eggenberger e colleghi (2004) [68] e da Leccia e colleghi (2007) [69] . Questi ultimi, in particolare, hanno individuato 11 differenti modi di oscillazione con frequenze comprese fra 0,5 e 1,4 mHz e hanno confermato che la distanza media fra le frequenze di due differenti modi di oscillazione si aggira intorno a 55 μHz . Sulla base dei loro dati risulta che la zona convettiva di Procione A dovrebbe essere profonda l'8% del suo raggio. Le ampiezze delle oscillazioni inoltre sono circa il doppio di quelle solari e la durata di un modo di oscillazione è circa due giorni.

I successi parziali di questi studi hanno indotto a condurre una vasta campagna osservativa, la più grande intrapresa nella rilevazione delle oscillazioni nella velocità radiale di una stella dovute alla presenza di onde acustiche. Essa si è svolta nel 2007 sfruttando le osservazioni di 11 diversi telescopi e ha coinvolto un team formato da più di 40 studiosi. I risultati sono stati raccolti in due studi: Arentoft e colleghi (2008) [70] e Bedding e colleghi (2010) [71] . La frequenza media delle oscillazioni è stata confermata essere vicino a 1 mHz (0,9 mHz, per l'esattezza) e la loro ampiezza circa due volte quella delle oscillazioni solari; la durata dei singoli modi di oscillazione si attesta intorno a 1,3 giorni, significativamente minore di quella del Sole, che è di 2-4 giorni. Lo studio ha permesso di individuare 55 modi di oscillazione con frequenze comprese fra 0,331 e 1,375 mHz.

I tentativi di elaborare un modello che spieghi questi risultati sono ancora incerti. Bonanno e colleghi (2007) [72] ipotizzano che anche Procione A presenti, come il Sole, una rotazione differenziale , nonostante la sua zona convettiva sia più sottile: in particolare la velocità angolare sarebbe maggiore all'equatore rispetto ai poli della stella e sotto la superficie rispetto alla superficie stessa. Tuttavia sia Bonanno e colleghi (2007) che Provost e colleghi (2006) [10] concordano riguardo al fatto che per costruire modelli più precisi di Procione A sarebbero richieste osservazioni astrosismologiche più precise, con un margine di errore di pochi miliardesimi di Hertz.

Variabilità

Procione A è una sospetta variabile [73] . A volte essa è stata accomunata alle variabili della classe BY Draconis [3] [4] . Tuttavia questo accostamento è abbastanza strano visto che le variabili di questo tipo sono di solito stelle di sequenza principale appartenenti alle classi K e M, mentre Procione A è una stella molto più calda che sta uscendo dalla sequenza principale.

Luminosità apparente comparata nel tempo

La velocità radiale di Procione è -3,2 km/s [1] . Ciò significa che Procione sta avvicinandosi a noi e che di conseguenza la sua magnitudine apparente è destinata ad aumentare nei prossimi millenni. In particolare, Procione continuerà ad avvicinarsi alla Terra per i prossimi 35 000 anni circa, al termine dei quali la stella si troverà a 11 anni luce da noi (circa mezzo anno luce più vicino a noi di quanto non sia ora) e brillerà a una magnitudine appartenente di +0,32 (contro gli +0,34 attuali) [74] . A quel punto Procione comincerà ad allontanarsi dalla Terra e la sua luminosità apparente comincerà lentamente a declinare [74] . Fra circa 40 000 anni Altair , che starà invece ancora avvicinandosi a noi, supererà Procione in luminosità. Al contrario, Arturo e α Centauri , attualmente più brillanti di Procione, subiranno un declino di luminosità più repentino di Procione, sicché quest'ultima finirà per superare la loro magnitudine apparente fra circa, rispettivamente, 65 000 – 70 000 anni [74] .

La tabella sottostante indica i dati delle magnitudini apparenti delle stelle esaminate nel grafico, con un campionamento di 25 000 anni; il grassetto indica la stella più luminosa nel periodo indicato.

La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200 000 anni.
Anni Sirio Canopo α Centauri Arturo Vega Procione Altair
−100 000 −0,66 −0,82 2,27 0,88 0,33 0,88 1,69
−75 000 −0,86 −0,80 1,84 0,58 0,24 0,73 1,49
−50 000 −1,06 −0,77 1,30 0,30 0,17 0,58 1,27
−25 000 −1,22 −0,75 0,63 0,08 0,08 0,46 1,03
0 −1,43 −0,72 −0,21 −0,02 0,00 0,37 0,78
25 000 −1,58 −0,69 −0,90 0,02 −0,08 0,33 0,49
50 000 −1,66 −0,67 −0,56 0,19 −0,16 0,32 0,22
75 000 −1,66 −0,65 0,30 0,45 −0,25 0,37 −0,06
100 000 −1,61 −0,62 1,05 0,74 −0,32 0,46 −0,31

Il cielo visto da Procione

Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Procione vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile dalla Terra, in quanto le distanze dal sistema solare di alcune delle stelle più vicine visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le separano da Procione.

La stella più luminosa da una delle due componenti del sistema sarebbe in ogni caso la compagna: se Procione dalla nana bianca brillerebbe di magnitudine −24, quest'ultima dalla principale sarebbe comunque più luminosa della Luna piena vista dalla Terra (−13,4) [75] . Sirio è il sesto sistema in assoluto più vicino a Procione, trovandosi a 5,2 anni luce, e sarebbe più luminoso che visto dalla Terra, con una magnitudine di −2,50. Molte altre delle stelle luminose dalla Terra non cambierebbero di molto la loro magnitudine, a parte α Centauri , che sarebbe di seconda magnitudine, e Vega e Altair , rispettivamente 0,7 e 1 magnitudine più deboli che viste dalla Terra [75] . Il Sole sarebbe, visto dal cielo di Procione, proprio vicino a quest'ultima, nella costellazione dell'Aquila e non molto più debole della stessa Altair, con una magnitudine +2,55 [75] . La stella di Luyten sarebbe visibile ad occhio nudo ma apparirebbe, nonostante disti da Procione poco più di un anno luce, piuttosto debole, con una magnitudine apparente di +4,6 [21] . Una stella che apparirebbe relativamente più brillante rispetto a quanto non appaia dalla Terra sarebbe Polluce , distante 24 anni luce: con una magnitudine di 0,39 sarebbe (Procione B a parte) la sesta stella più luminosa del cielo [75] .

Nella cultura

I nomi di Procione

Il nome Procione deriva dal greco antico πρό Κύων pro Kýon , "prima del Cane", per il fatto che precede Sirio (la "stella del Cane", così chiamata in quanto è la stella più luminosa del Cane Maggiore ) durante la rotazione della sfera celeste a causa della rotazione della Terra sul proprio asse [76] . Gli osservatori posti in vicinanza di 40° N vedono Procione sorgere dai 10 ai 15 minuti prima di Sirio. Ciò è vero nonostante che Procione abbia circa un'ora di ascensione retta maggiore rispetto a Sirio. Il fenomeno è dovuto al fatto che Procione possiede una declinazione più settentrionale rispetto a Sirio di 22°, il che fa sì che la stella dalle latitudini più settentrionali si levi prima sull' orizzonte rispetto ad essa.

Presso i Romani la stella era nota con la traduzione latina del nome greco, Antecanis [77] ; gli arabi la conoscevano invece come Al Shira ed Elgomaisa [78] . Il primo nome deriva da الشعرى الشامية aš-ši'ra aš-šamiyah , "il segno Siriano" (l'altro segno era Sirio); il secondo da الغميصاء al-ghumaisa' , "la donna dagli occhi annebbiati", in contrasto con العبور "la donna con gli occhi lacrimanti", ovvero Sirio. (Per raffronto, vedi Gomeisa )

Il nome moderno in arabo di Procione è غموص ghumūş , che significa "cagnolino" [78] ; in Cina è nota come南河三S , nánhésān P , letteralmente "la Terza Stella del Fiume Meridionale" [79] .

Queste due "stelle del cane" sono menzionate nella letteratura sin dall'antichità ed erano venerate sia dai Babilonesi che dagli antichi Egizi . I primi chiamavano Procione con i nomi di Kakkab Paldara , Pallika o Palura , che significa "la stella dell'attraversamento della lontra ", un titolo che fa evidentemente riferimento a un fiume nel cielo, cioè la vicina Via Lattea [79] .

Nella mitologia

Il Cane Minore in Uranographia di Johann Bode. Sul suo corpo c'è la stella brillante Procione.

Le ragioni per cui il nome arabo al-ghumaisa' è stato attribuito a Procione e il nome al-abur (che significa "colui che ha attraversato [un fiume]") è stato attribuito a Sirio, si sono perse nella notte dei tempi. Una fiaba araba cerca di spiegarne l'origine [80] : Procione e Sirio erano due sorelle che avevano un fratello suhail , identificato con Canopo . Canopo corteggiava al-jauzah , una figura femminile identificata con la costellazione di Orione . Durante l'accoppiamento Canopo ruppe la colonna vertebrale di Orione, uccidendola. In seguito a ciò fuggì verso sud, seguito da sua sorella al-abur (Sirio), che nel suo viaggio attraversò il fiume, cioè la Via Lattea . Le due stelle infatti giacciono a sud della Via Lattea. Nella loro fuga lasciarono indietro, a nord della Via Lattea, l'altra sorella al-ghumaisa (Procione), piangente, finché i suoi occhi non si annebbiarono. Viene così spiegata l' etimologia di "al-ghumaisa". In un'altra versione della storia, fu al-jauzah (Orione) a respingere Canopo ea confinarlo oltre il fiume, mentre in un'altra ancora Sirio e Procione non sono sorelle di Canopo, ma Sirio diede la caccia a Canopo per avere ucciso Orione.

Dato che il Cane Minore è una costellazione piccola e che Procione è la stella di gran lunga preminente, spesso Procione è stato identificato con l'intera costellazione. Di conseguenza è stato variamente identificato con questo o quel cane mitologico [78] : a volte con uno dei cani di Atteone , a volte con uno di quelli che accompagnavano Diana nella caccia, a volte ancora con la divinità egiziana Anubi , raffigurata come un cane. L'identificazione più comune è comunque con uno dei due cani che seguono il gigante Orione , vista la vicinanza di Procione con l'omonima costellazione. Ulteriori identificazioni sono quelle con Mera , il cane appartenuto a Icario e Erigone , con Argo , il cane di Ulisse , o con il cane favorito da Elena , da lei perduto presso l' Euripe e trasformato in una stella da Giove in seguito alle sue preghiere.

Altro

Nel videogioco Il pianeta del tesoro: Battaglia su Procyon , una delle fazioni, i prokyoniani, proviene dal pianeta Laar, un pianeta ghiacciato , che , anche se nel gioco non è esplicitamente affermato, sembrerebbe orbitare intorno a Procione A.

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k NAME PROCYON AB -- Spectroscopic binary , su simbad.u-strasbg.fr . URL consultato il 29 agosto 2009 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k JL Provencal, HL Shipman, D. Koester, F. Wesemael, P. Bergeron, Procyon B: Outside the Iron Box , in The Astrophysical Journal , vol. 568, n. 1, 2002, pp. 324–334, DOI : 10.1086/338769 . URL consultato il 2 giugno 2007 .
  3. ^ a b c d e f g h Sol Station — Procyon , su solstation.com . URL consultato il 29 agosto 2009 (archiviato dall' url originale il 17 marzo 2015) .
  4. ^ a b c d e Schaaf , p. 168 .
  5. ^ a b c d e f g h i j TM Girard, H. Wu, JT Lee, SE Dyson, WF van Altena, EP Horch, RL Gilliland, KG Schaefer, HE Bond, C. Ftaclas, RH Brown, DW Toomey, HL Shipman, JL Provencal, D. Pourbaix, A Redetermination of the Mass of Procyon , in The Astronomical Journal , vol. 119, 2000, pp. 2428-2436, DOI : 10.1086/301353 . URL consultato il 14 marzo 2011 .
  6. ^ a b c d e f g h i Howard E. Bond et al. , Hubble Space Telescope astrometry of the procyon system , in The Astrophysical Journal , n. 2, novembre 2015, DOI : 10.1088/0004-637X/813/2/106 .
  7. ^ a b c d e f P. Kervella, F. Thévenin, P. Morel, G. Berthomieu, P. Bordé, J. Provost, The diameter and evolutionary state of Procyon A. Multi-technique modeling using asteroseismic and interferometric constraints , in Astronomy and Astrophysics , vol. 413, 2004, pp. 251-256. URL consultato il 18 marzo 2011 .
  8. ^ a b c d e f g h C. Allende Prieto, M. Asplund, R. García López, DL Lambert, Signatures of Convection in the Spectrum of Procyon: Fundamental Parameters and Iron Abundance , in The Astrophysical Journal , vol. 567, 2002, pp. 544-565, DOI : 10.1086/338248 . URL consultato il 17 marzo 2011 .
  9. ^ a b c T. Arentoft e altri, A Multisite Campaign to Measure Solar-like Oscillations in Procyon. I. Observations, Data Reduction, and Slow Variations , in The Astrophysical Journal , vol. 687, 2008, pp. 1180-1190, DOI : 10.1086/592040 . URL consultato il 7 aprile 2011 .
  10. ^ a b c J. Provost, G. Berthomieu, M. Martić, P. Morel, Asteroseismology and evolutionary status of Procyon A , in Astronomy and Astrophysics , vol. 460, 2006, pp. 759-767, DOI : 10.1051/0004-6361:20065251 . URL consultato il 21 marzo 2011 .
  11. ^ Deducibile dal fatto che Procione B è circa 10 000 volte meno luminosa della sua compagna.
  12. ^ HL Johnson, B. Iriarte, RI Mitchell, WZ Wisniewski, UBVRIJKL photometry of the bright stars , in Communications of the Lunar and Planetary Laboratory , vol. 4, 1966, p. 99. URL consultato il 19 aprile 2011 .
  13. ^ a b Schaaf , p. 163 .
  14. ^ Procyon , su alcyone.de . URL consultato il 29 agosto 2009 (archiviato dall' url originale il 15 gennaio 2013) .
  15. ^ The Winter Triangle , su souledout.org . URL consultato il 31 gennaio 2009 .
  16. ^ Come si evince da: Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  17. ^ Una declinazione di 5°N equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 85°; il che equivale a dire che a nord dell'85°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud dell'85°S l'oggetto non sorge mai.
  18. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  19. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  20. ^ Sol Station - Luyten's Star , su solstation.com . URL consultato l'11 marzo 2011 .
  21. ^ a b Nota la distanza e la magnitudine assoluta, la magnitudine apparente è data dalla formula: : , dove è la distanza dell'oggetto espressa in parsec.
  22. ^ Auwers A. Inaugural-Dissertation. Universität Königsberg, 1862
  23. ^ Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook , New York, Dover Publications Inc., 1978, p. 450.
  24. ^ K. AA. Strand, The Orbit and Parallax of Procyon ( PDF ), in Astrophysical Journal , vol. 113, 1951, pp. 1-20, DOI : 10.1086/145373 . URL consultato il 14 marzo 2011 .
  25. ^ AW Irwin, JM Fletcher, SLS Yang, GAH Walker, C. Goodenough, The orbit and mass of Procyon , in Astronomical Society of the Pacific Publications , vol. 104, 1992, pp. 489-499, DOI : 10.1086/133022 . URL consultato il 15 marzo 2011 .
  26. ^ DB Guenther, P. Demarque, Evolution and seismology of Procyon , in Astrophysical Journal , vol. 405, 1993, pp. 298-306, DOI : 10.1086/172362 . URL consultato il 15 marzo 2011 .
  27. ^ Quindi, secondo la misurazione di Hipparcos, Procione è distante 3,497 parsec , corrispondenti a 11,406 anni luce.
  28. ^ G. Gatewood, I. Han, An Astrometric Study of Procyon , in The Astronomical Journal , vol. 131, 2006, pp. 1015-1021, DOI : 10.1086/498894 . URL consultato il 17 marzo 2011 .
  29. ^ K. Fuhrmann, M. Pfeiffer, C. Frank, J. Reetz, T. Gehren, The surface gravities of cool dwarf stars revisited. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 323, 1997, pp. 909-922. URL consultato il 18 marzo 2011 .
  30. ^ TR Bedding, H. Kjeldsen, J. Reetz, B. Barbuy, Measuring stellar oscillations using equivalent widths of absorption lines , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 280, 1996, pp. 1155-1161. URL consultato il 19 marzo 2011 .
  31. ^ R. Hanbury Brown, J. Davis, LR Allen, The angular diameters of 32 stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 167, 1974, pp. 121-136. URL consultato il 19 marzo 2011 .
  32. ^ D. Mozurkewich, KJ Johnston, RS Simon, PF Bowers, R. Gaume, DJ Hutter, MM Colavita, M. Shao, XP Pan, Angular diameter measurements of stars , in Astronomical Journal , vol. 101, 1991, pp. 2207-2219, DOI : 10.1086/115843 . URL consultato il 19 marzo 2011 .
  33. ^ TE Nordgren, JJ Sudol, D. Mozurkewich, Comparison of Stellar Angular Diameters from the NPOI, the Mark III Optical Interferometer, and the Infrared Flux Method , in Astronomical Journal , vol. 122, 2001, pp. 2707-2712, DOI : 10.1086/323546 . URL consultato il 20 marzo 2011 .
  34. ^ La gravità superficiale g è ricavabile dal raggio R e dalla massa M attraverso la formula g = G × M/R², ove G è la costante di gravitazione universale .
  35. ^ G. Zhao, T. Gehren, Non-LTE analysis of neutral magnesium in cool stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 362, 2000, pp. 1077-1082. URL consultato il 21 marzo 2011 .
  36. ^ L. Mashonkina, T. Gehren, Barium and europium abundances in cool dwarf stars and nucleosynthesis of heavy elements , in Astronomy and Astrophysics , vol. 364, 2000, pp. 249-264. URL consultato il 21 marzo 2011 .
  37. ^ Infatti in base alla Legge di Stefan-Boltzmann la luminosità assoluta di una stella è ricavabile da raggio e temperatura in base alla seguente formula: L stella /L ☉ =(R stella /R ☉ ) 2 × (T stella /T ☉ ) 4 .
  38. ^ M. Steffen, A model atmosphere analysis of the F5 IV-V subgiant Procyon , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 59, 1985, pp. 403-427. URL consultato il 20 marzo 2011 .
  39. ^ La luminosità di una stella è determinata dal seguente rapporto: , ove p è un numero compreso fra 3,5 e 3,9. Cfr. The Mass Luminosity Relation , su csep10.phys.utk.edu . URL consultato il 21 marzo 2011 . .
  40. ^ DF Gray, A Fourier analysis of the spectral lines of Procyon , in Astrophysical Journal , vol. 251, 1981, pp. 152-154, DOI : 10.1086/159449 . URL consultato il 22 marzo 2011 .
  41. ^ W. Benz, M. Mayor, Photoelectric rotational velocities of late-type dwarfs , in Astronomy and Astrophysics , vol. 138, 1984, pp. 183-188. URL consultato il 22 marzo 2011 .
  42. ^ FC Fekel, Rotational Velocities of Late-Type Stars , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 109, 1997, pp. 514-523, DOI : 10.1086/133908 . URL consultato il 22 marzo 2011 .
  43. ^ RD Jeffries, On the initial-final mass relation and maximum mass of white dwarf progenitors , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 288, 1997, pp. 585-588. URL consultato il 24 marzo 2011 .
  44. ^ ( EN ) JB Holberg, Sirius: Brightest Diamond in the Night Sky , Chichester, UK, Praxis Publishing, 2007, pp. 41–42, ISBN 0-387-48941-X .
  45. ^ Holberg et al., Sirius B: A New, More Accurate View , in The Astrophysical Journal , vol. 497, 20 aprile 1998, pp. 935-942. URL consultato il 2 marzo 2007 .
  46. ^ Procyon by Jim Kaler , su stars.astro.illinois.edu . URL consultato il 25 marzo 2011 .
  47. ^ J. Liebert, PA Young, D. Arnett, JB Holberg, KA Williams,, The Age and Progenitor Mass of Sirius B , in The Astrophysical Journal , vol. 630, n. 1, 2005, pp. L69–L72, DOI : 10.1086/462419 .
  48. ^ JB Holberg, TD Oswalt, EM Sion, A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 571, 2002, pp. 512-518, DOI : 10.1086/339842 . URL consultato il 26 marzo 2011 .
  49. ^ R. Mewe, J. Heise, EHBM Gronenschild, AC Brinkman, J. Schrijver, AJF den Boggende, Detection of X-ray emission from stellar coronae with ANS , in Astrophysical Journal , vol. 202, 1975, pp. L67-L71, DOI : 10.1086/181983 . URL consultato il 16 aprile 2011 .
  50. ^ a b JHMM Schmitt, FR Harnden, R. Rosner, G. Peres, S. Serio, The X-ray corona of Procyon , in Astrophysical Journal , vol. 288, 1985, pp. 751-755, DOI : 10.1086/162843 . URL consultato il 16 aprile 2011 .
  51. ^ R. Giacconi e altri, The Einstein /HEAO 2/ X-ray Observatory , in Astrophysical Journal , vol. 230, 1979, pp. 540-550, DOI : 10.1086/157110 . URL consultato il 16 aprile 2011 .
  52. ^ JHMM Schmitt, JJ Drake, BM Haisch, RA Stern, A Close Look at the Coronal Density of Procyon , in Astrophysical Journal , vol. 467, 1996, pp. 841-850, DOI : 10.1086/177657 . URL consultato il 31 marzo 2011 .
  53. ^ J.-U. Ness, R. Mewe, JHMM Schmitt, AJJ Raassen, D. Porquet, JS Kaastra, RLJ van der Meer, V. Burwitz, P. Predehl, Helium-like triplet density diagnostics. Applications to CHANDRA-LETGS X-ray observations of Capella and Procyon , in Astronomy and Astrophysics , vol. 367, 2001, pp. 282-296, DOI : 10.1051/0004-6361:20000419 . URL consultato il 31 marzo 2011 .
  54. ^ DJ Pinfield, FP Keenan, M. Mathioudakis, KG Widing, PT Gallagher, GP Gupta, SS Tayal, RJ Thomas, JW Brosius, Electron Densities in the Coronae of the Sun and Procyon from Extreme-Ultraviolet Emission Line Ratios in Fe XI , in The Astrophysical Journal , vol. 562, 2001, pp. 566-574, DOI : 10.1086/323465 . URL consultato il 31 marzo 2011 .
  55. ^ AJJ Raassen, R. Mewe, M. Audard, M. Güdel, E. Behar, JS Kaastra, RLJ van der Meer, CR Foley, J.-U. Ness, High-resolution X-ray spectroscopy of Procyon by Chandra and XMM-Newton , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, 2002, pp. 228-238, DOI : 10.1051/0004-6361:20020529 . URL consultato il 1º aprile 2011 .
  56. ^ CJ Schrijver, B. Haisch, On the Coronal Field Topology in Warm Stars: Is Procyon a Warm Hybrid , in Astrophysical Journal Letters , vol. 456, 1996, pp. L55-L58, DOI : 10.1086/309849 . URL consultato il 2 aprile 2011 .
  57. ^ TM Brown,RL Gilliland, RW Noyes, LW Ramsey, Detection of possible p-mode oscillations on Procyon , in Astrophysical Journal , vol. 368, 1991, pp. 599-609, DOI : 10.1086/169725 . URL consultato il 12 aprile 2011 .
  58. ^ JM Matthews, R. Kusching, DB Guenther, GAH Walker, AFJ Moffat, SM Rucinski, D. Sasselov, WW Weiss, No stellar p-mode oscillations in space-based photometry of Procyon , in Nature , vol. 430, 2004, pp. 51-53, DOI : 10.1038/nature02671 . URL consultato il 7 aprile 2011 .
  59. ^ TR Bedding, H. Kjeldsen, F. Bouchy, H. Bruntt, RP Butler, DL Buzasi, J. Christensen-Dalsgaard, S. Frandsen, J.-C. Lebrun, M. Martić, J. Schou, The non-detection of oscillations in Procyon by MOST: Is it really a surprise? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 432, 2005, pp. L43-L48, DOI : 10.1051/0004-6361:200500019 . URL consultato il 7 aprile 2011 .
  60. ^ F. Bouchy, A. Maeder, M. Mayor, D. Mégevand, F. Pepe, D. Sosnowska, Oscillations on the star Procyon , in Nature , vol. 432, 2004, p. 2. URL consultato il 7 aprile 2011 .
  61. ^ C. Régulo, T. Roca Cortés, Stellar p-mode oscillations signal in Procyon A from MOST data , in Astronomy and Astrophysics , vol. 444, 2005, pp. L5-L8, DOI : 10.1051/0004-6361:200500192 . URL consultato l'8 aprile 2011 .
  62. ^ SV Marchenko, Recovery of p-modes in the combined 2004-2005 MOST observations of Procyon , in Astronomy and Astrophysics , vol. 479, 2008, pp. 845-848, DOI : 10.1051/0004-6361:20078426 . URL consultato l'8 aprile 2011 .
  63. ^ F. Baudin, T. Appourchaux, P. Boumier, R. Kuschnig, JW Leibacher, JM Matthews, Searching for p-modes in MOST Procyon data: another view , in Astronomy and Astrophysics , vol. 478, 2008, pp. 461-465, DOI : 10.1051/0004-6361:20077683 . URL consultato l'8 aprile 2011 .
  64. ^ H. Bruntt, H. Kjeldsen, DL Buzasi, TR Bedding, Evidence for Granulation and Oscillations in Procyon from Photometry with the WIRE Satellite , in The Astrophysical Journal , vol. 633, 2005, p. 440, DOI : 10.1086/462401 . URL consultato l'8 aprile 2011 .
  65. ^ DB Guenther, T. Kallinger, M. Gruberbauer, D. Huber, WW Weiss, R. Kuschnig, P. Demarque, F. Robinson, JM Matthews, AFJ Moffat, SM Rucinski, D. Sasselov, GAH Walker, The Nature of p-modes and Granulation in Procyon: New MOST Photometry and New Yale Convection Models , in The Astrophysical Journal , vol. 687, 2008, pp. 1448-1459, DOI : 10.1086/592060 . URL consultato il 12 aprile 2011 .
  66. ^ Sui singoli modi di oscillazione nel Solel, cfr. Sounding the Sun: Helioseismology , su stat.berkeley.edu . URL consultato il 22 aprile 2011 .
  67. ^ M. Martić, J.-C. Lebrun, T. Appourchaux, SG Korzennik, p-mode frequencies in solar-like stars. I. Procyon A , in Astronomy and Astrophysics , vol. 418, 2004, pp. 295-303, DOI : 10.1051/0004-6361:20034574 . URL consultato il 13 aprile 2011 .
  68. ^ P. Eggenberger, F. Carrier, F. Bouchy, A. Blecha, Solar-like oscillations in Procyon A , in Astronomy and Astrophysics , vol. 422, 2004, pp. 247-252, DOI : 10.1051/0004-6361:20040148 . URL consultato il 13 aprile 2011 .
  69. ^ S. Leccia, H. Kjeldsen, A. Bonanno, RU Claudi, R. Ventura, L. Paternò, Seismology of Procyon A: determination of mode frequencies, amplitudes, lifetimes, and granulation noise , in Astronomy and Astrophysics , vol. 464, 2007, pp. 1059-1067, DOI : 10.1051/0004-6361:20066369 . URL consultato il 13 aprile 2011 .
  70. ^ T. Arentoft e altri, A Multisite Campaign to Measure Solar-like Oscillations in Procyon. I. Observations, Data Reduction, and Slow Variations , in The Astrophysical Journal , vol. 687, 2008, pp. 1180-1190, DOI : 10.1086/592040 . URL consultato il 13 aprile 2011 .
  71. ^ TR Bedding e altri, A Multi-Site Campaign to Measure Solar-Like Oscillations in Procyon. II. Mode Frequencies , in The Astrophysical Journal , vol. 713, 2010, pp. 935-949, DOI : 10.1088/0004-637X/713/2/935 . URL consultato il 13 aprile 2011 .
  72. ^ A. Bonanno, M. Küker, L. Paternò, L., Seismic inference of differential rotation in Procyon A , in Astronomy and Astrophysics , vol. 462, 2007, pp. 1031-1037, DOI : 10.1051/0004-6361:20065892 . URL consultato il 15 aprile 2011 .
  73. ^ Entry Procyon presso il General Catalogue of Variable Stars , su sai.msu.su . URL consultato il 15 aprile 2011 .
  74. ^ a b c Southern Stars Systems SkyChart III , Saratoga, California 95070, United States of America.
  75. ^ a b c d Come verificato dal software di simulazione spaziale Celestia .
  76. ^ Schaaf , pagina 165 .
  77. ^ Allen Richard Hinckley Allen, I nomi delle stelle ei loro significati (1936), p. 131
  78. ^ a b c Allen Richard Hinckley Allen, I nomi delle stelle ei loro significati (1936), p. 132
  79. ^ a b Allen Richard Hinckley Allen, I nomi delle stelle ei loro significati (1936), pagina 134
  80. ^ Schaaf , p. 167 .

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) EO Kendall, Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens , Philadelphia, Oxford University Press, 1845.
  • ( EN ) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sulle stelle

  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
  • ( EN ) David H. Levy; Janet A. Mattei, Observing Variable Stars , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 1998, pagine 198, ISBN 0-521-62755-9 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

  • ( EN ) Sol Station — Procyon , su solstation.com . URL consultato il 29 agosto 2009 (archiviato dall' url originale il 17 marzo 2015) .
Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Procione_(astronomia)&oldid=122127791 "