Procione (astronomia)

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Procione
La posizione di Procione nella costellazione delCane Minore.
ClassificazioneStella doppia(stella F V+nana bianca)
Classe spettraleA: F5 IV-V[1]/ B: DQZ[2]
Tipo divariabileBY Draconis[3][4]
Distanza dal Sole11,4al[3]
CostellazioneCane Minore
Coordinate
(all'epocaJ2000.0)
Ascensione retta7h39m18,1183s[1]
Declinazione+5° 13′ 29,975″[1]
Lat. galattica+13,0194[1]
Long. galattica213,7022[1]
Parametri orbitali
Semiasse maggiore(2,229±0,0015)×109km
14,9±0,1au[5]
Periodo orbitale40,84 anni[6]
Inclinazione orbitale31,1°±0,6°[6][5]
Eccentricità0,407±0,005[5]
Longitudine del
nodo ascendente		97,3°±0,3°[5]
Dati fisici
Raggio medio2,048±0,025[7]/0,01232±0,00032[2][6]R⊙
Massa
1,478 / 0,59[6]M⊙
Acceleraz. di gravità in superficie3,96±0,02[8]/ 8,0[2]logg
Periodo di rotazione20,6±1 giorni[9]
Velocitàdi rotazione5±0,5 km/s

[9]

Temperatura
superficiale
Luminosità
6,84±0,37[10]/ 0,0006[11]L⊙
Indice di colore(B-V)+0,42[12]
Metallicità[Fe/H] 89-95% del Sole[8]
Età stimata2,31 - 2,71 miliardi di anni[7][6]
Dati osservativi
Magnitudine app.+0,34[13]/ 10,4[5]
Magnitudine ass.+2,65 / 13,04
Parallasse285,93±0,88[1]
Moto proprioAR:−716,58[1]mas/anno
Dec:−1 034,60[1]mas/anno
Velocità radiale−3,2[1]
Nomenclature alternative
Elgomaisa, Algomeysa, Antecanis,[14]α Canis Minoris,10 Canis Minoris,GCTP1805.00,HR2943,BD+05°1739,HD61421,LHS233,GJ280,HIP37279, GC 10277,ADS6251,CCDM07393+0514, TD1 10647.
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Procione(α CMi / α Canis Minoris / Alfa Canis Minoris) è lastellapiù brillante dellacostellazionedelCane Minore.A occhio nudo appare come una stella singola, l'ottava più brillantedell'interavolta celestecon unamagnitudine apparentedi +0,34. In realtà si tratta di unsistema binariocomposto da una stella bianco-gialla diclasse spettraleF5IV-V, chiamataProcione A,e da una debolenana bianca,chiamataProcione B.L'elevata luminosità apparente di Procione non è dovuta tanto alla sua brillantezza intrinseca (è circa 7 volte più luminosa delSole) quanto alla sua vicinanza allaTerra:la sua distanza di11,4aldal nostro pianeta ne fa una tra lestelle più vicine a noi.

Procione forma uno dei treverticidelTriangolo invernale,assieme aSirioe aBetelgeuse.

Osservazione

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L'asterismodelTriangolo invernale;le stelle costituenti sono, a partire dal basso in senso orario:Sirio(αCMa), Procione eBetelgeuse.

Procione è l'ottava stella più luminosa del cielo notturno con una magnitudine apparente di +0,34[13].Data la sua grande brillantezza è facilmente individuabile al centro della piccola costellazione del Cane Minore. Procione è posta a circa 26° a est di Betelgeuse e a circa 26° a nord-est di Sirio. Inoltre Sirio è posta a circa 27° a sud-est di Betelgeuse. Le tre stelle quindi formano un triangolo quasi perfettamenteequilatero,di cui Sirio occupa il vertice meridionale, Betelgeuse il vertice nord-occidentale e Procione quello nord-orientale. L'asterismoformato da queste tre luminose stelle è stato chiamatoTriangolo invernale,dato che la sua osservazione è particolarmente indicata durante l'invernoboreale[15].Viene contrapposto alTriangolo estivo,formato daAltair,DenebeVega,che è invece osservabile durante l'estate boreale.

Possedendo unadeclinazionedi +5° 13', Procione è una stella dell'emisfero borealema è abbastanza vicina all'equatore celesteda risultare osservabile da tutte le aree dellaTerra,ad eccezione della parte più interna delcontinente antartico;a nord invece la stella apparecircumpolareben oltre ilcircolo polare artico[16][17].

Procione fra le stelle di prima magnitudine è quella più vicina all'equatore celeste. È seguita da Betelgeuse, che ha declinazione +7° 24', e Rigel, che ha declinazione −8° 12'.

Come si è detto, è un astro caratteristico dei cieli invernali e primaverili: si osserva senza difficoltà nei mesi compresi fra gennaio e maggio poco ad est della scia luminosa dellaVia Latteainvernale. L'astro inizia ad essere visibile nelle notti di fine novembre verso la tarda sera in direzione est, mentre diventa pian piano dominante nelle sere dell'inverno, quando si presenta pure piuttosto alto sopra l'orizzonte, specie dall'emisfero boreale; durante il mese di marzo raggiunge il suo culmine alle 22:00 e col procedere della primavera si osserva sempre più ad ovest, finché a fine giugno è possibile osservarlo solo poco dopo il tramonto. Verso la fine dell'estate ricompare ad est poco prima dell'alba.

A causa dellaprecessione degli equinozi,ladeclinazionedella stella sta lentamente diminuendo; fra alcune migliaia di anni si troverà nell'emisfero australe[18][19].

Ambiente galattico

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Mappa delle stelle entro un raggio di 12,5anni lucedalSole.Si apprezza la posizione di Procione rispetto al Sole, alpiano galatticoe alcentro galattico.

La brillantezza apparente di Procione non è dovuta tanto alla sua luminosità intrinseca, quanto al fatto che si tratta di una stella relativamente vicina (dista infatti 11,4 anni luce dal Sole[5]), per la precisione il 13ºastro più vicino al sistema solare,il quarto se si considerano solo quelli visibili ad occhio nudo, dopoα Centauri,Sirioeε Eridani.Trovandosi relativamente vicino al Sole, Procione ne condivide lo stesso ambiente galattico. Le suecoordinate galattichesono 213,70° e 13,01°. Unalongitudine galatticadi circa 213° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Procione, se proiettata sulpiano galattico,forma con la linea ideale che congiunge il Sole con ilcentro galatticoun angolo di 213°; ciò implica che Procione è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Unalatitudine galatticadi circa 13° significa che Procione si trova poco più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.

La stella più prossima a Procione, a 1,1 anni luce, è laStella di Luyten[3],una debolenana rossadi magnitudine +9,89 e di classe spettrale M3,5 V. Avendo unaluminositàche è solo 1% di quella solare[20],la stella di Luyten, invisibile a occhio nudo dalla Terra, sarebbe piuttosto debole anche vista da Procione, nonostante la relativa vicinanza fra i due astri[21].A 4,6 anni luce da Procione si trova un altro debolesistema binarioformato da due nane rosse,Ross 614[3];a 5 anni luce un'altra nana rossa,DX Cancri[3];infine a 5,2 anni luce da Procione si trova la luminosa Sirio[3].

Caratteristiche fondamentali

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Il sistema e le sue difficoltà di studio

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Il sistema di Procione è costituito da due componenti. La componente principale (Procione Aoα Canis Minoris A) è unanana/subgigantegiallo-bianca diclasse spettraleF5 V-IV; la componente secondaria (Procione Boα Canis Minoris B) è unanana bianca.Se si riesce a determinare l'orbita percorsa dalle stelle che compongono un sistema binario, la loromassapuò essere dedotta tramite leleggi di Keplero.Poiché dalla massa di una stella seguono altri parametri, lo studio ne risulta molto facilitato. Tuttavia, nonostante Procione sia un sistema relativamente vicino, la determinazione dell'orbita delle due componenti non è un compito facile per via della grande differenza di magnitudine apparente tra le due componenti e per la piccolaseparazione angolaretra di esse. In particolare, le due componenti hanno una differenza di luminosità che si aggira intorno alle 10 magnitudini[5](cioè Procione A è circa 10 000 volte più luminosa di Procione B) e hanno una separazione angolare alperiastropari a 2,23"[4]e all'afastropari a 5 "[5](si comparino questi dati con la distanza angolare fra Sirio A eSirio B,che è 8,04 "al periastro[4]).

Studi sulla stabilità di orbite di oggettisubstellarinel sistema di Procione, comepianetionane brune,suggeriscono che orbite stabili per eventuali pianeti nel sistema potrebbero avereperiodial massimo di 3,7 anni attorno a Procione A e 2,8 anni per oggetti substellari in orbita attorno a B. Potrebbero sfuggire ai rilevanti astrometrici pianeti con massa di 5 volte quella di Giove attorno ad A, mentre attorno alla stessa componente l'esistenza di un pianeta di10MJsarebbe possibile solo oltre 1,5 UA di distanza dalla stella. Attorno alla nana bianca invece, è esclusa la presenza di pianeti di circa 5 masse gioviane o più con periodi superiori a 2 anni, e di oggetti di 10 masse gioviane o più con periodi uguali o superiori a 0,5 anni[6].

Orbita e masse

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La duplicità di Procione è stata scoperta tramite misurazioniastrometriche;l'esistenza di Procione B venne ipotizzata daFriedrich Besselsin dal1844,per giustificare il particolaremoto propriodella stella, sebbene i parametri orbitali siano stati calcolati solamente nel1862daArthur Auwers[22].Procione B fu osservata per la prima volta nel1896,quandoJohn Martin Schaeberlela osservò nella posizione prevista utilizzando iltelescopio rifrattoreda 91,4 cm dell'Osservatorio Lick[23].

In epoca moderna, uno dei primi tentativi di determinare la massa delle due componenti si deve a Strand (1951)[24].Strand ha utilizzato per la determinazione dell'orbita circa 200 fotografie prese fra il1915e il1949dal rifrattore di 102 cm dell'Osservatorio Yerkese dal rifrattore di 67 cm dell'Osservatorio McCormick.Per quanto riguarda Procione A, Strand ha calcolato unperiodo orbitaledi 40,65 anni, unaeccentricità orbitalepari a 0,40, unsemiasse maggioredi 1,217 "e unainclinazionedell'orbita rispetto al piano della nostra visuale di 35,7°. L'ascensione retta del nodo ascendenteè inoltre stimata essere 104,3°. Per quanto riguarda Procione B, Strand ha calcolato invece un semiasse maggiore di 4,548 ", una inclinazione di 35,7° e un'ascensione retta di 284,3°. Sulla base di questi parametri e dellaparallasse,che Strand assumeva essere 0,287 ", si può dedurre una massa totale del sistema di2,37M⊙,mentre le masse individuali sono1,74 M⊙per Procione A e0,63 M⊙per Procione B.

Irwin e colleghi (1992)[25]hanno integrato le osservazioni utilizzate da Strand con misurazioni dellevelocità radialideterminate tramite ilDominion Astrophysical Observatorye ilCanada–France–Hawaii Telescope.Questi nuovi dati hanno permesso di correggere in parte le stime di Strand (1951): il periodo orbitale è stimato da Irwin e colleghi (1991) essere 40,38 anni, il semiasse maggiore dell'orbita di Procione A essere 1,179 ", l'eccentricità 0,365, l'inclinazione orbitale 31,9° e l'ascensione retta 104,8°. Questi nuovi parametri orbitali hanno portato a leggere correzioni nelle masse delle due componenti, calcolate essere rispettivamente1,751±0,087 M⊙e0,622±0,023 M⊙.

L'orbita di Procione B attorno a Procione A.

Guenther & Demarque (1993)[26]hanno studiato letracce evolutivesuldiagramma H-Rdi stelle aventimetallicitàsimile a quella del Sole e masse pari1,50 M⊙,1,60 M⊙e1,75 M⊙.Nessuna delle tracce delle stelle aventi masse1,60 e 1,75 M⊙passava per l'attuale punto del diagramma H-R in cui si trova Procione A. Piuttosto le tracce che vi passano più vicino corrispondono a quelle di stelle aventi massa1,50 M⊙e un'età compresa fra 1,8 e 2,0 miliardi di anni, cioè alla fine della loro permanenza nellasequenza principale.Solo ammettendo una metallicità doppia rispetto a quella solare, la traccia di stelle di massa maggiore passa per la posizione di Procione A; ma la metallicità misurata di questo astro è molto più bassa di quanto sarebbe richiesto.

C'è di conseguenza una notevole discrepanza fra i valori della massa di Procione A calcolati da Strand (1951) e Irwin e colleghi (1992) e quello previsto sulla base dei modelli di evoluzione stellare. Il problema è stato risolto da Girard e colleghi (2000)[5].Essi hanno preso in esame 266 fotografie della coppia A-B provenienti da sei osservatori differenti durante un periodo di 83 anni; inoltre al fine di determinare la separazione fra le due componenti hanno utilizzato le osservazioni della camera planetaria deltelescopio spaziale Hubble.Per quanto riguarda l'orbita di Procione A, Girard e colleghi (2000) correggono leggermente le misurazioni precedenti: essi valutano un periodo di 40,82 anni, il semiasse maggiore 1,232 ", l'eccentricità 0,407, l'inclinazione orbitale 31,1° e l'ascensione retta 97,3°. Inoltre correggono la parallasse in 283,2 ± 1,5mas.Queste correzioni non porterebbero a una stima molto differente della massa. Tuttavia gli autori valutano, sulla base delle osservazioni di Hubble, una separazione fra le due componenti di circa il 6% inferiore alle stime precedenti. Questo determina una stima inferiore delle masse. In particolare essi suppongono che il sistema abbia una massa totale di 2,099 M☉,che Procione A abbia una massa di1,497±0,037 M⊙e Procione B una massa di0,602±0,015 M⊙.Questo riconcilia la massa di Procione A stimata in base al moto orbitale e quella stimata da Guenther & Demarque (1993) sulla base della sua posizione nel diagramma H-R.

Girard e colleghi (2000) calcolano che la separazione media fra le due componenti sia 4,271 mas, che alla distanza stimata corrispondono a circa 14,9au(2,23×109km), poco meno della distanza che separaUranodalSole.Tuttavia l'elevata eccentricità dell'orbita porta le due stelle che formano il sistema a una distanza minima di 9 UA (circa 1,35 miliardi di km) e a una massima di 21 UA (circa 3,15 miliardi di km)[3].

Gli studi successivi hanno sostanzialmente confermato le misurazioni di Girard e colleghi (2000) ponendo la massa di Procione A fra 1,4 e 1,5 M☉.Per esempio, Allende Prieto e colleghi (2002)[8]usano gli stessi parametri orbitali di Girard e colleghi (2000), ma correggono la loro parallasse con quella ricavata dalle osservazioni del satelliteHipparcos,che è 285,93 ± 0,88 mas[27].Il valore della massa ottenuto da Allende e colleghi (2002) dopo questa correzione è1,42±0,06 M⊙.Infine Gatewood & Han (2006)[28],basandosi su nuove misureastrometrichecorreggono leggermente la parallasse di Hipparcos a 285,53 ± 0,59. Assumendo i valori dell'orbita di Girard e colleghi (2000), che sono risultati in accordo con le loro osservazioni, calcolano il valore delle masse essere1,431±0,034 M⊙per Procione A e0,578±0,014 M⊙per Procione B, mentre uno studio del 2015 combinando i dati di due decadi di osservazioni con quelle deltelescopio spaziale Hubbleriportano valori per A e B rispettivamente di1,4970,036e0,592±0,006 M⊙[6].

Procione A

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Rappresentazione artistica di Procione A.

Temperatura superficiale e raggio

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Il valore della temperatura superficiale di Procione è conosciuto con margini di errore abbastanza bassi. Le temperature misurate variano fra6500e 6811K[7].Una delle misure più adottate è quella di Allende Prieto e colleghi (2002)[8],i quali stimano un valore di6530±49K.Il valore precedentemente calcolato da Fuhrmann e colleghi (1997)[29]è quasi coincidente:6531±90K.Quello di Bedding e colleghi (1996) è molto vicino: 6 500 K[30].La temperatura superficiale di Procione è quindi circa 700 K più alta di quella del Sole e in ragione di ciò il suo colore tende maggiormente al bianco rispetto a quello del Sole, che è più vicino al giallo.

Essendo Procione una stella relativamente vicina, è possibile effettuare misure dirette del suoraggiomediante tecnicheinterferometriche.Come nel caso della temperatura, c'è un discreto accordo fra i vari studi volti a misurare il raggio di questa stella. Utilizzando ilNarrabri Stellar Intensity Interferometer,presso Narrabri, nelNuovo Galles del Sud,Hanbury Brown e colleghi (1974)[31]hanno ottenuto undiametro angolaredi 5,10 ± 0,16 mas, che diventano 5,41 ± 0,17 mas quando sia applicata una correzione dovuta all'oscuramento al bordo.Mozurkewich e colleghi (1991) hanno invece utilizzato il complesso interferometrico dell'Osservatorio di Monte Wilsonper misurare il diametro angolare di Procione: i risultati ottenuti in due diverse misure sono 5,26 ± 0,05mase 5,14 ± 0,05 mas, che vengono corretti in 5,51 mas a causa dell'oscuramento al bordo[32].Utilizzando ilNavy Prototype Optical Interferometerinstallato pressoFlagstaffinArizona,Nordgren e colleghi (2001)[33]hanno ottenuto un valore di 5,19 ± 0,04 mas che hanno poi corretto in 5,43 ± 0,07 mas. Infine, Kervella e colleghi (2004)[7]hanno utilizzato ilVery Large Telescope,installato sulCerro ParanalinCile,e hanno ottenuto un diametro di 5,376 ± 0,047 mas, che è stato corretto in 5,448 ± 0,053 mas. Se vogliamo tenere per buono quest'ultimo valore, che è quello ottenuto con strumenti più moderni, allora, alla distanza di 11,406 anni luce, misurata da Hipparcos, questo diametro angolare corrisponde a un raggio di2,048±0,025 R⊙.Comunque, a dimostrazione del sostanziale accordo fra le varie misurazioni, se si fa la media fra di esse, il raggio assoluto risultante è2,047±0,020 R⊙.Si può osservare che Procione, pur essendo meno massiccia di Sirio (1,43 M☉contro 2,15 M☉), ha un raggio maggiore (2,04 R☉contro 1,88 R☉). Questo fatto è probabilmente un indizio del suostato evolutivo.

Assumendo una massa di1,42±0,06 M⊙e un raggio di2,071±0,020 R⊙,Allende Prieto e colleghi (2002)[8],hanno ricavato unagravità superficialelogg= 3,96 ± 0,02[34].La buona qualità dei valori calcolati di massa e raggio è confermata dal fatto che misurazioni indipendenti della gravità superficiale, derivate dalla conformazione delle linee delmagnesio,hanno dato risultati compatibili, di poco superiori a logg= 4. Ad esempio, due studi del2000hanno stimato la gravità superficiale di Procione, rispettivamente, logg= 4,02[35]e logg= 4,04[36].

Luminosità, metallicità e velocità di rotazione

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Avendo misurazioni abbastanza precise della temperatura e del raggio di Procione, è possibile avere dati relativamente affidabili anche riguardo alla sua luminosità assoluta[37]:Steffen (1985)[38]deduce una luminosità di 7,12 ± 1,0 L☉e tutte le misurazioni successive non portano a risultati che non rientrino in questi limiti. Se assumiamo la temperatura superficiale misurata da Allende Prieto e colleghi (2002) (6 530 ± 49 K) e il raggio misurato da Kervella e colleghi (2004) (2,048 ± 0,025 R☉), che sono le misurazioni più precise di cui disponiamo, allora la luminosità assoluta di Procione risulta essere 6,84 ± 0,37 L☉[10].Una taleluminositàrisulta molto elevata per la classe spettrale cui appartiene. Infatti una stella di sequenza principale di massa 1,43 M☉dovrebbe avere una luminosità compresa fra 3,5 e 4 L☉[39],circa la metà della luminosità di Procione. Questo fatto dà ulteriori informazioni circa lostato evolutivodella stella.

Al fine di stabilire un modello adeguato di Procione A è necessario anche calcolare la suametallicità,ossia l'abbondanza di elementi più pesanti dell'idrogenoe dell'elio.Sebbene non ci sia perfetto accordo fra le varie misurazioni, esse indicano tutte una metallicità vicina a quella solare. Le dieci misurazioni successive al1995elencate daSIMBAD[1]variano da [Fe/H]= −0,06 a [Fe/H]=0,04. Ciò significa che queste misurazioni stimano la metallicità di Procione A compresa fra l'87% e il 109% di quella del Sole. Una delle misurazioni più citate e precise è quella di Allende Prieto e colleghi (2002)[8],basata sull'analisi delle lineeFeI e Fe II: essi ottengono una metallicità [Fe/H] = −0,05 ± 0,03, che corrisponde a un valore compreso fra l'89% e il 95% dell'abbondanza di metalli solare.

La velocità dirotazionedi Procione, proiettata sul piano della nostra visuale, è piuttosto bassa. Gray (1981) ha calcolato un valore div×sini(oveiè l'inclinazionedell'asse di rotazionedella stella rispetto alla nostra linea di vista) di2,8±0,3km/s[40].Misurazioni successive, benché fra loro non completamente coincidenti, confermano la non elevata velocità di rotazione: Benz & Mayor (1984)[41]hanno misurato un valore div× sinipari a 4,5 ± 1,1 km/s, confermato poi da Fekel (1997)[42].Infine Allende Prieto e colleghi (2002)[8],sempre basandosi sull'analisi delle linee del ferro neutro eionizzatouna volta, ricavano un valore di 3,16 ± 0,50 km/s. Il fatto che la velocità di rotazione di Procione A ci appaia così bassa non ci dice nulla sulla reale velocità in cui la stella ruota finché non viene determinato il valore dii:se l'asse di rotazione dovesse essere molto inclinato rispetto alla nostra linea di vista, allora il valore di sinisarebbe molto vicino allo zero e quindi la velocità di rotazione reale molto più elevata dei valori misurati. Viceversa se l'asse di rotazione fosse perpendicolare o quasi rispetto alla nostra linea di vista, allora il valore sinisarebbe molto vicino a 1 e quindi la velocità misurata sarebbe vicina a quella reale. Il valore diinon è stato ancora determinato con precisione. Arentoft e colleghi (2008)[9]hanno tuttavia individuato un ciclo di variazione nellavelocità radialedi Procione A della durata di 10,3 ± 0,5 giorni. Essi attribuiscono tale ciclo alla presenza di regioni attive sulla superficie dell'astro, che appaiono e scompaiono in ragione della sua rotazione. Supponendo la presenza di due di tali regioni, in zone opposte del disco stellare, come spesso di verifica, si può pensare che Procione A ruoti in 20,6 ± 1 giorni e che la sua velocità di rotazione all'equatoresia 5 ± 0,5 km/s. In tal caso si ricaverebbei= 39° ± 7°. Poiché non è implausibile supporre che l'asse di rotazione di Procione A siaperpendicolarealpiano orbitalee poiché questo è inclinato 31°, ci si può aspettare che il valore diisia vicino a 31°. Quindi un valore di 39° ± 7° è probabilmente abbastanza accurato.

Età e stato evolutivo

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Posizione di Procione A, di Procione B e di altre stelle neldiagramma HR.

Come si è detto, lo stato evolutivo di Procione A ha rappresentato un problema in quanto, data la massa stimata, la traccia evolutiva della stella non passava per la sua attuale posizione nel diagramma H-R. La correzione della massa calcolata da Girard e colleghi (2000)[5]ha permesso di avanzare l'ipotesi che Procione abbia una età di 1,8 - 2 miliardi di anni e che si trovi alla fine della sua permanenza dellasequenza principale.Kervella e colleghi (2004)[7]hanno ricalcolato le possibili tracce evolutive di Procione, disponendo di maggiori dati rispetto a quelli degli studi precedenti. Essi confermano che probabilmente nel nucleo di Procione A stanno terminando lereazioni nucleari,ma ipotizzano una età compresa fra i 2,31 e i 2,71 miliardi di anni. Essi hanno una conferma indipendente delle loro misurazioni: come si discuterà più a lungo in seguito, Procione B è diventata una nana bianca 1,7 ± 0,1 miliardi di anni fa[2].Se si suppone che Procione A abbia 2,3 miliardi di anni e che le due stelle siano nate insieme nella stessa nube digas,allora la progenitrice di Procione B ha avuto una vita di circa 600 milioni di anni. Ciò induce a pensare che avesse una massa di circa 2,5 M☉.Stelle di questa massa, hanno un nucleo di 0,57 M☉[43].Poiché Procione B non è altro che il nucleo ormai inerte della sua progenitrice, questa nana bianca dovrebbe avere una massa simile a quella di tale nucleo. Le stime della massa di Procione B sono in effetti molto vicine a tale valore, anche se Howard E. Bond e colleghi affermano nel loro studio un valore iniziale di B più basso, compreso tra 1,8 e2,2M⊙,poiché una progenitrice con massa 2,5 volte quella del Sole avrebbe dovuto lasciare una nana bianca di almeno 0,69 masse solari, e 2,2 masse solari sono anche in linea con la stima della permanenza in sequenza principale della progenitrice di B, che è stata di circa 1,33 miliardi di anni e un'età complessiva del sistema di 2,7 miliardi di anni[6].

Lo stato evolutivo di Procione A alla fine della sua permanenza nella sequenza principale spiega la sua classificazione ibrida: essa è posta a metà strada fra laclasse di YerkesV, a cui vengono ascritte le stelle di sequenza principale, e quella IV, a cui vengono ascritte lestelle subgiganti.Procione A ha dunque iniziato la propria espansione che la porterà a diventare nei prossimi 10-100 milioni di anni unagigante rossadi dimensioni da 80 a 150 volte quelle attuali[4].Questo spiega il suo raggio elevato e la sua luminosità più alta del normale. Il suo destino finale è di diventare una nana bianca come la compagna, anche se avente una massa minore.

Procione B

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Procione B è la seconda nana bianca più vicina al sistema solare, dopoSirio B.Come si è detto, le stime riguardanti la sua massa variano da0,57 a 0,60 M⊙,il che rende Procione B decisamente meno massiccia di Sirio B che ha una massa pari a1,03 M⊙[44];tuttavia, per le proprietà dellamateria degenere,Procione B risulta più grande di Sirio B, con un raggio stimato di circa 8574 ± 222kmcontro i 5 846 ± 174 km di Sirio B[6][45].Il confinamento di una massa equivalente a più della metà di quella del Sole in un volume di poco superiore a quello della Terra (per l'esattezza il raggio di Procione B è pari a 1,35R⊕) comporta unadensitàmolto elevata, circa un terzo ditonnellatapercentimetro cubo,comunque meno elevata di quella di Sirio B che raggiunge le 1,6 tonnellate per centimetro cubo[46].Un piccolo raggio e una grande massa implicano una grande gravità superficiale: Provencial e colleghi (2002)[2]stimano che quella di Procione B sia pari a logg= 8,0. Poiché la gravità superficiale della Terra è logg= 2,99, ciò significa che la gravità superficiale della nana bianca è circa 100 000 volte superiore a quella del nostro pianeta.

La temperatura superficiale di Procione B, pari a7740±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 circa5 M⊙,la seconda era una più modesta stella di2,5 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 cuispettropresenta le righe dell'idrogeno, ma non quelle dell'elioe deimetalli.Provencial e colleghi (2002)[2]invece, utilizzando lospettrografodeltelescopio spaziale Hubble(STIS), arrivano alla conclusione che appartenga alla rara classe spettrale DQZ: ciò significa che nel suo spettro sono presenti le linee delcarbonioe di altri metalli (per esempio,magnesio,calcioepotassio), ma non quelle dellaserie di Balmerdell'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 (1010,4volte meno abbondante) e il ferro (1010,7volte 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 dalvento stellaredella 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 di2×10−19M⊙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 dellafusionedell'elio nella stella progenitrice. Tale nucleo sta piano piano cedendo il calore residuo allospaziocircostante. Il raffreddamento delle nane bianche è tuttavia un processo estremamente lento a causa della piccola superficie di questi astri, sicché Procione B diventerà unanana nerasolo fra parecchi miliardi di anni.

Altre caratteristiche

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Corona e emissione di raggi X

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Procione

Le stelle con masse comprese fra0,3 e 1,5 M⊙presentano una zona perinucleare in cui l'energia termicaviene trasferita tramiteirraggiamentoe una zona superficiale in cui l'energia viene trasferita medianteconvezione.Nelle stelle con massa superiore a1,5 M⊙le due zone sono invertite: esse presentano unazona convettivain prossimità del nucleo e unazona radiativasuperficiale. È noto che solo nelle stelle che presentano una zona convettiva in superficie si origina unacorona,essendo essa legata almagnetismocausato dal movimento degli strati superficiali della stella. Avendo una massa compresa fra1,4 e 1,5 M⊙,Procione A si trova proprio a ridosso del limite a partire dal quale le stelle modificano la lorostruttura.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 contelescopisensibili airaggi Xvisto che essi vengono fermati dall'atmosferaterrestre. Tuttavia i tentativi di rilevare emissioni di raggi X provenienti da Procione sono falliti fino al1975[49].Osservazioni approfondite di Procione furono condotte alla fine deglianni settantadai satellitiCopernicoeTD-1A[50].Una fonte di raggi X associata a Procione fu osservata il 1º aprile1979tramite l'High Resolution Imaging camera dell'Osservatorio Einstein[51].Tale fonte era collocabile a circa 4 "a sud di Procione A, al limite delcerchio di confidenzadel 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 principalitelescopi spazialisensibili ai raggi X che sono stati lanciati in orbita. Schmitt e colleghi (1996)[52]hanno utilizzato il telescopio spazialeExtreme Ultraviolet Explorerper l'osservazione di Procione, e in particolare per osservare le righe delferroaltamenteionizzatoFe 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 delleregioni attivedella corona solare. Essi stimano che la temperatura media si aggiri intorno a 1,58 milioni di K e che non esista quantità significativa diplasmacon temperatura superiore ai 6 milioni di K. La densità media si aggira intorno ai 3 × 109elettronipercentimetro cubo(in linea con quella della corona solare), mentre il volume totale della corona è supposto essere5×1016km³.Ipotizzando che i raggi X siano emessi daarchi coronalidi plasmamagneticamenteconfinato, 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 di20000km.

Gli studi successivi hanno sostanzialmente confermato queste ipotesi. Ness e colleghi (2001)[53]utilizzano le osservazioni dei telescopi spazialiChandraeXMM-Newtone hanno analizzato le righe del carbonio ionizzato quattro volte (C V), dell'azotoionizzato cinque volte (N VI) e dell'ossigenoionizzato 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)×1010cm−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,silicioe 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 a4,1×1035km³,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 ilmezzo 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 alvento stellarenelle 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

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

Nel Sole si propaganoonde di pressionegenerate 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 Dopplerda esse provocato oppure mediante lievi oscillazioni nella luminosità dell'astro. L'eliosismologiasi 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 nellavelocità radialedi 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 iltelescopio spazialeMOSTper monitorare Procione A per un periodo di 32 giorni, allo scopo di rilevare la presenza delle oscillazioni nella luminosità della stella e tentare delle misurazioniastrosismologiche.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 dellavelocità radialedell'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 dalleonde acusticheche 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. Misurazionifotometrichecondotte dal satelliteWide field Infrared Explorer(WIRE) dellaNASAtra il1999e il2000hanno 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 diHertz(mHz, cioè un picco ogni 16 minuti e mezzo circa) e la loro ampiezza era 8,5 ± 2ppm(cioè la luminosità della stella variava a causa di tali oscillazioni dello 0,000085%). Inoltre essi riscontrarono la presenza digranulazionefotosferica(segni diconvezioneappena sotto la superficie stellare).

Una seconda campagna di osservazioni effettuata dal MOST nel2007da D. B. 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 e i 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 e1,4mHze hanno confermato che la distanza media fra le frequenze di due differenti modi di oscillazione si aggira intorno a55μHz.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 nel2007sfruttando 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, unarotazione differenziale,nonostante la sua zona convettiva sia più sottile: in particolare lavelocità angolaresarebbe 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

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Procione A è una sospettavariabile[73].A volte essa è stata accomunata alle variabili dellaclasse 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

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Lavelocità radialedi 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 anniAltair,che starà invece ancora avvicinandosi a noi, supererà Procione in luminosità. Al contrario,Arturoeα 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

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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 dellaLuna pienavista 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 parteα Centauri,che sarebbe di seconda magnitudine, eVegaeAltair,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, nellacostellazione dell'Aquilae non molto più debole della stessa Altair, con una magnitudine +2,55[75].La stella di Luyten sarebbe visibile adocchio nudoma 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 sarebbePolluce,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

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I nomi di Procione

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Il nomeProcionederiva dalgreco anticoπρό Κύωνpro Kýon,"prima del Cane", per il fatto che precedeSirio(la "stella del Cane", così chiamata in quanto è la stella più luminosa delCane 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 diascensione rettamaggiore rispetto a Sirio. Il fenomeno è dovuto al fatto che Procione possiede unadeclinazionepiù settentrionale rispetto a Sirio di 22°, il che fa sì che la stella dalle latitudini più settentrionali si levi prima sull'orizzonterispetto ad essa.

Presso iRomanila stella era nota con la traduzione latina del nome greco,Antecanis[77];gliarabila conoscevano invece comeAl ShiraedElgomaisa[78].Il primo nome deriva da الشعرى الشاميةaš-ši‘ra aš-šamiyah,"il segno Siriano" (l'altro segno era Sirio); il secondo da الغميصاءal-ghumaisa’,"la donna dagli occhi annebbiati", in contrasto con العبور "la donna con gli occhi lacrimanti", ovvero Sirio. (Per raffronto, vediGomeisa)

Il nome modernoin arabodi Procione è غموصghumūş,che significa "cagnolino"[78];inCinaè nota comeNam hà tamS,nánhésānP,lett."la Terza Stella del Fiume Meridionale"[79].

Queste due "stelle del cane" sono menzionate nella letteratura sin dall'antichità ed erano venerate sia daiBabilonesiche dagli antichiEgizi.I primi chiamavano Procione con i nomi diKakkab Paldara,PallikaoPalura,che significa "la stella dell'attraversamento dellalontra",un titolo che fa evidentemente riferimento a un fiume nel cielo, cioè la vicinaVia Lattea[79].

Nella mitologia

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

Le ragioni per cui il nome araboal-ghumaisa’è stato attribuito a Procione e il nomeal-abur(che significa "colui che ha attraversato [un fiume]" ) è stato attribuito a Sirio, si sono perse nella notte dei tempi. Unafiabaaraba cerca di spiegarne l'origine[80]:Procione e Sirio erano due sorelle che avevano un fratellosuhail,identificato conCanopo.Canopo corteggiavaal-jauzah,una figura femminile identificata con lacostellazione 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 laVia 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'etimologiadi "al-ghumaisa". In un'altra versione della storia, fu al-jauzah (Orione) a respingere Canopo e a 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 canemitologico[78]:a volte con uno dei cani diAtteone,a volte con uno di quelli che accompagnavanoDiananella caccia, a volte ancora con ladivinitàegizianaAnubi,raffigurata come un cane. L'identificazione più comune è comunque con uno dei due cani che seguono il giganteOrione,vista la vicinanza di Procione con l'omonima costellazione. Ulteriori identificazioni sono quelle conMera,il cane appartenuto aIcarioeErigone,conArgo,il cane diUlisse,o con il cane favorito daElena,da lei perduto presso l'Euripee trasformato in una stella daGiovein seguito alle sue preghiere.

Altro

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

Note

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  1. ^abcdefghijkNAME PROCYON AB -- Spectroscopic binary,susimbad.u-strasbg.fr.URL consultato il 29 agosto 2009.
  2. ^abcdefghijkJ. L. Provencal, H. L. Shipman, D. Koester, F. Wesemael, P. Bergeron,Procyon B: Outside the Iron Box,inTheAstrophysical Journal,vol. 568, n. 1, 2002, pp. 324–334,DOI:10.1086/338769.URL consultato il 2 giugno 2007.
  3. ^abcdefghSol Station — Procyon,susolstation.com.URL consultato il 29 agosto 2009(archiviato dall'url originaleil 17 marzo 2015).
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  6. ^abcdefghiHoward E. Bondet al.,Hubble Space Telescope astrometry of the procyon system,inThe Astrophysical Journal,n. 2, novembre 2015,DOI:10.1088/0004-637X/813/2/106.
  7. ^abcdefP. 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,inAstronomy and Astrophysics,vol. 413, 2004, pp. 251-256.URL consultato il 18 marzo 2011.
  8. ^abcdefghC. Allende Prieto, M. Asplund, R. García López, D. L. Lambert,Signatures of Convection in the Spectrum of Procyon: Fundamental Parameters and Iron Abundance,inThe Astrophysical Journal,vol. 567, 2002, pp. 544-565,DOI:10.1086/338248.URL consultato il 17 marzo 2011.
  9. ^abcT. Arentoft e altri,A Multisite Campaign to Measure Solar-like Oscillations in Procyon. I. Observations, Data Reduction, and Slow Variations,inThe Astrophysical Journal,vol. 687, 2008, pp. 1180-1190,DOI:10.1086/592040.URL consultato il 7 aprile 2011.
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  11. ^Deducibile dal fatto che Procione B è circa 10 000 volte meno luminosa della sua compagna.
  12. ^H. L. Johnson, B. Iriarte, R. I. Mitchell, W. Z. Wisniewski,UBVRIJKL photometry of the bright stars,inCommunications of the Lunar and Planetary Laboratory,vol. 4, 1966, p. 99.URL consultato il 19 aprile 2011.
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  15. ^The Winter Triangle,susouledout.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,ISBN0-943396-14-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.
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Bibliografia

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Testi generici

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Sulle stelle

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Voci correlate

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Altri progetti

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Collegamenti esterni

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  • (EN)Sol Station — Procyon,susolstation.com.URL consultato il 29 agosto 2009(archiviato dall'url originaleil 17 marzo 2015).
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