Bootes
Boötes (boh-OH-teez) é uma constelação no céu do norte, localizada entre 0° e +60° de declinação, e 13 e 16 horas de ascensão reta na esfera celeste. O nome vem do latim: Boōtēs, que vem do grego: Βοώτης , translit. Boṓtēs 'pastor' ou 'lavrador' (literalmente, 'motorista de boi' de βοῦς boûs 'vaca').
Uma das 48 constelações descritas pelo astrônomo do século II Ptolomeu, Boötes é agora uma das 88 constelações modernas. Ele contém a quarta estrela mais brilhante no céu noturno, o gigante laranja Arcturus. Epsilon Boötis, ou Izar, é uma estrela múltipla colorida popular entre os astrônomos amadores. Boötes é o lar de muitas outras estrelas brilhantes, incluindo oito acima da quarta magnitude e outras 21 acima da quinta magnitude, perfazendo um total de 29 estrelas facilmente visíveis a olho nu.
História e mitologia
Na antiga Babilônia, as estrelas de Boötes eram conhecidas como SHU.PA. Eles foram aparentemente descritos como o deus Enlil, que era o líder do panteão babilônico e patrono especial dos agricultores. Boötes pode ter sido representado pela constelação da pata dianteira do animal no antigo Egito, semelhante à de um boi o suficiente para ter sido originalmente proposto como a "pata dianteira do boi" por Berio.
Homer menciona Boötes na Odisséia como uma referência celestial para navegação, descrevendo-a como "configuração tardia" ou "lento para definir". Exatamente quem Boötes supostamente representa na mitologia grega não está claro. De acordo com uma versão, ele era filho de Demeter, Philomenus, irmão gêmeo de Plutus, um lavrador que conduzia os bois na constelação da Ursa Maior. Isso concorda com o nome da constelação. Os antigos gregos viram o asterismo agora chamado de "Big Dipper" ou "Arado" como uma carroça com bois. Alguns mitos dizem que Boötes inventou o arado e foi homenageado por sua engenhosidade como constelação.
Outro mito associado a Boötes por Hyginus é o de Icarius, que foi educado como produtor de uvas e enólogo por Dionísio. Icarius fez o vinho tão forte que aqueles que o bebiam pareciam envenenados, o que fez com que os pastores vingassem seus amigos supostamente envenenados matando Icarius. Maera, Icarius' cachorro, trouxe sua filha Erigone para o corpo de seu pai, após o que ela e o cachorro cometeram suicídio. Zeus então escolheu honrar todos os três colocando-os no céu como constelações: Icarius como Boötes, Erigone como Virgo e Maera como Canis Major ou Canis Minor.
Seguindo outra leitura, a constelação é identificada com Arcas e também referida como Arcas e Arcturus, filho de Zeus e Calisto. Arcas foi criado por seu avô materno Lycaon, a quem um dia Zeus foi e comeu. Para verificar se o hóspede era realmente o rei dos deuses, Lycaon matou seu neto e preparou uma refeição feita com sua carne. Zeus percebeu e ficou muito bravo, transformando Lycaon em lobo e devolvendo a vida a seu filho. Nesse ínterim, Callisto havia sido transformada em ursa pela esposa de Zeus, Hera, que estava zangada com a infidelidade de Zeus. Isso é corroborado pelo nome grego para Boötes, Arctophylax, que significa "Bear Watcher".
Callisto, na forma de um urso, quase foi morta por seu filho, que estava caçando. Zeus a resgatou, levando-a para o céu onde ela se tornou a Ursa Maior, "a Grande Ursa". Arcturus, o nome da estrela mais brilhante da constelação, vem da palavra grega que significa "guardião do urso". Às vezes, Arcturus é retratado liderando os cães de caça da vizinha Canes Venatici e conduzindo os ursos da Ursa Maior e da Ursa Menor.
Várias antigas constelações foram formadas a partir de estrelas agora incluídas em Boötes. Quadrans Muralis, o Quadrante, era uma constelação criada perto de Beta Boötis a partir de estrelas fracas. Foi designado em 1795 por Jérôme Lalande, um astrônomo que usou um quadrante para realizar medições astronômicas detalhadas. Lalande trabalhou com Nicole-Reine Lepaute e outros para prever o retorno de 1758 do cometa Halley. Quadrans Muralis foi formado pelas estrelas de Boötes oriental, Hércules ocidental e Draco. Foi originalmente chamado de Le Mural por Jean Fortin em seu Atlas Céleste de 1795; não recebeu o nome Quadrans Muralis até Johann Bode em 1801 Uranographia. A constelação estava bastante fraca, com suas estrelas mais brilhantes atingindo a 5ª magnitude. Mons Maenalus, representando as montanhas Maenalus, foi criado por Johannes Hevelius em 1687 no sopé da figura da constelação. A montanha recebeu o nome do filho de Lycaon, Maenalus. A montanha, um dos campos de caça de Diana, também era sagrada para Pan.
Astronomia não ocidental
As estrelas de Boötes foram incorporadas em muitas constelações chinesas diferentes. Arcturus fazia parte do mais proeminente deles, variadamente designado como o trono do rei celestial (Tian Wang) ou o chifre do Dragão Azul (Daijiao); o nome Daijiao, que significa "grande chifre", é mais comum. Arcturus recebeu tanta importância na mitologia celestial chinesa por causa de seu status marcando o início do calendário lunar, bem como seu status como a estrela mais brilhante no céu noturno do norte.
Duas constelações flanqueavam Daijiao: Yousheti à direita e Zuosheti à esquerda; eles representavam companheiros que orquestravam as estações. Zuosheti foi formado a partir dos modernos Zeta, Omicron e Pi Boötis, enquanto Yousheti foi formado a partir dos modernos Eta, Tau e Upsilon Boötis. Dixi, a esteira de banquete cerimonial do Imperador, ficava ao norte de Arcturus, consistindo das estrelas 12, 11 e 9 Boötis. Outra constelação do norte era Qigong, os Sete Duques, que se estendiam principalmente na fronteira de Boötes-Hércules. Incluía Delta Boötis ou Beta Boötis como seu terminal.
As outras constelações chinesas compostas pelas estrelas de Boötes existiam no norte da constelação moderna; são todas representações de armas. Tianqiang, a lança, foi formada de Iota, Kappa e Theta Boötis; Genghe, representando várias vezes uma lança ou escudo, foi formado a partir de Epsilon, Rho e Sigma Boötis.
Também havia duas armas feitas de uma estrela singular. Xuange, a alabarda, era representada por Lambda Boötis, e Zhaoyao, tanto a espada quanto a lança, era representada por Gamma Boötis.
Duas constelações chinesas têm uma colocação incerta em Boötes. Kangchi, o lago, foi colocado ao sul de Arcturus, embora sua localização específica seja contestada. Pode ter sido colocado inteiramente em Boötes, em ambos os lados da fronteira Boötes-Virgem, ou em ambos os lados da fronteira Virgem-Libra. A constelação Zhouding, um recipiente de bronze montado em um tripé usado para comida, às vezes era citado como as estrelas 1, 2 e 6 Boötis. No entanto, também foi associado a três estrelas em Coma Berenices.
Boötes também é conhecido pelas culturas nativas americanas. Na linguagem Yup'ik, Boötes é Taluyaq, literalmente "armadilha para peixes" e a parte em forma de funil da armadilha para peixes é conhecida como Ilulirat.
Características
Boötes é uma constelação limitada por Virgem ao sul, Coma Berenices e Canes Venatici a oeste, Ursa Maior a noroeste, Draco a nordeste e Hércules, Corona Borealis e Serpens Caput a leste. A abreviação de três letras para a constelação, adotada pela União Astronômica Internacional em 1922, é "Boo". Os limites oficiais da constelação, definidos pelo astrônomo belga Eugène Delporte em 1930, são definidos por um polígono de 16 segmentos. No sistema de coordenadas equatoriais, as coordenadas de ascensão reta dessas fronteiras estão entre 13h 36,1m e 15h 49,3m , enquanto as coordenadas de declinação se estendem de +7,36° a +55,1°. Cobrindo 907 graus quadrados, Boötes culmina à meia-noite por volta de 2 de maio e ocupa o 13º lugar na área.
Coloquialmente, seu padrão de estrelas foi comparado a uma pipa ou casquinha de sorvete. No entanto, as representações de Boötes variaram historicamente. Aratus o descreveu circulando o pólo norte, reunindo os dois ursos. Mais tarde, representações gregas antigas, descritas por Ptolomeu, o mostram segurando as rédeas de seus cães de caça (Canes Venatici) na mão esquerda, com uma lança, clava ou bastão na mão direita. Depois que Hevelius introduziu Mons Maenalus em 1681, Boötes foi frequentemente retratado em pé na montanha do Peloponeso. Em 1801, quando Johann Bode publicou seu Uranographia, Boötes adquiriu uma foice, que também segurava em sua mão esquerda.
A colocação de Arcturus também foi mutável ao longo dos séculos. Tradicionalmente, Arcturus ficava entre suas coxas, como Ptolomeu o descreveu. No entanto, Germanicus Caesar se desviou dessa tradição ao colocar Arcturus "onde sua vestimenta é presa por um nó".
Recursos
Estrelas
Em seu Uranometria, Johann Bayer usou as letras gregas de alfa a ômega e depois de A a k para rotular o que ele viu como as 35 estrelas mais proeminentes da constelação, com os astrônomos subsequentes dividindo Kappa, Mu, Nu e Pi como duas estrelas cada. Nu também é a mesma estrela que Psi Herculis. John Flamsteed numerou 54 estrelas para a constelação.
Localizada a 36,7 anos-luz da Terra, Arcturus, ou Alpha Boötis, é a estrela mais brilhante de Boötes e a quarta estrela mais brilhante do céu com uma magnitude aparente de −0,05; É também a estrela mais brilhante ao norte do equador celeste, apenas protegendo Vega e Capella. Seu nome vem do grego para "guardião do urso". Um gigante laranja de classe espectral K1.5III, Arcturus é uma estrela envelhecida que esgotou seu suprimento central de hidrogênio e esfriou e expandiu para um diâmetro de 27 diâmetros solares, equivalente a aproximadamente 32 milhões de quilômetros. Embora sua massa seja aproximadamente uma massa solar (M☉), Arcturus brilha com 133 vezes a luminosidade do Sol (L☉).
Bayer localizou Arcturus acima do joelho esquerdo do pastor em seu Uranometria. Nas proximidades, Eta Boötis, ou Muphrid, é a estrela superior que denota a perna esquerda. É uma estrela de magnitude 2,68 a 37 anos-luz de distância com uma classe espectral de G0IV, indicando que acabou de esgotar seu hidrogênio central e está começando a se expandir e esfriar. É 9 vezes mais luminoso que o Sol e tem 2,7 vezes o seu diâmetro. A análise de seu espectro revela que é um binário espectroscópico. Muphrid e Arcturus estão a apenas 3,3 anos-luz de distância um do outro. Visto de Arcturus, Muphrid teria uma magnitude visual de -2½, enquanto Arcturus teria uma magnitude visual de -4½ quando visto de Muphrid.
Marcando a cabeça do pastor está Beta Boötis, ou Nekkar, um gigante amarelo de magnitude 3,5 e tipo espectral G8IIIa. Como Arcturus, ele se expandiu e esfriou a sequência principal - provavelmente viveu a maior parte de sua vida estelar como uma estrela da sequência principal tipo B branco-azulada. Seu nome comum vem da frase árabe para "motorista de boi". Está a 219 anos-luz de distância e tem uma luminosidade de 58 L☉.
Situada a 86 anos-luz de distância, Gamma Boötis, ou Seginus, é uma estrela gigante branca de classe espectral A7III, com uma luminosidade de 34 vezes e um diâmetro de 3,5 vezes o do Sol. É uma variável Delta Scuti, variando entre as magnitudes 3,02 e 3,07 a cada 7 horas. Essas estrelas são estrelas pulsantes de curto período (seis horas no máximo) que têm sido usadas como velas padrão e como objetos de estudo da asterossismologia.
Delta Boötis é uma larga estrela dupla com uma primária de magnitude 3,5 e uma secundária de magnitude 7,8. O primário é um gigante amarelo que esfriou e expandiu para 10,4 vezes o diâmetro do Sol. De classe espectral G8IV, está a cerca de 121 anos-luz de distância, enquanto a secundária é uma estrela amarela da sequência principal do tipo espectral G0V. Acredita-se que os dois levem 120.000 anos para orbitar um ao outro.
Mu Boötis, conhecida como Alkalurops, é uma estrela tripla popular entre os astrônomos amadores. Tem uma magnitude total de 4,3 e está a 121 anos-luz de distância. Seu nome é da frase árabe para "clube" ou "pessoal". O primário parece ter magnitude 4,3 e é branco-azulado. O secundário parece ter magnitude 6,5, mas na verdade é uma estrela dupla próxima com um primário de magnitude 7,0 e um secundário de magnitude 7,6. As estrelas secundárias e terciárias têm um período orbital de 260 anos. O primário tem uma magnitude absoluta de 2,6 e é de classe espectral F0. As estrelas secundárias e terciárias são separadas por 2 segundos de arco; o primário e o secundário são separados por 109,1 segundos de arco em um ângulo de 171 graus.
Nu Boötis é uma estrela dupla óptica. A primária é uma gigante laranja de magnitude 5,0 e a secundária é uma estrela branca de magnitude 5,0. O primário está a 870 anos-luz de distância e o secundário está a 430 anos-luz.
Epsilon Boötis, também conhecida como Izar ou Pulcherrima, é uma estrela tripla próxima popular entre os astrônomos amadores e a estrela binária mais proeminente em Boötes. A primária é uma estrela gigante de magnitude 2,5 em tons de amarelo ou laranja, a secundária é uma estrela da sequência principal em tons de azul de magnitude 4,6 e a terciária é uma estrela de magnitude 12,0. O sistema está a 210 anos-luz de distância. O nome "Izar" vem da palavra árabe para "cintura" ou "tanga", referindo-se à sua localização na constelação. O nome "Pulcherrima" vem da frase latina para "mais bonito", referindo-se às suas cores contrastantes em um telescópio. As estrelas primárias e secundárias estão separadas por 2,9 segundos de arco em um ângulo de 341 graus; a classe espectral do primário é K0 e tem uma luminosidade de 200 L☉. A olho nu, Izar tem uma magnitude de 2,37.
Rho próximo e Sigma Boötis denotam a cintura do pastor. Rho é um gigante laranja de tipo espectral K3III localizado a cerca de 160 anos-luz da Terra. É sempre tão ligeiramente variável, oscilando em 0,003 de magnitude de sua média de 3,57. Sigma, uma estrela amarela-branca da sequência principal do tipo espectral F3V, é suspeita de variar em brilho de 4,45 a 4,49. Está a cerca de 52 anos-luz de distância.
Tradicionalmente conhecido como Aulād al Dhiʼbah (أولاد الضباع – aulād al dhiʼb), "os Filhotes das Hienas", Theta, Iota, Kappa e Lambda Boötis (ou Xuange) são um pequeno grupo de estrelas no extremo norte da constelação. A magnitude 4,05 Theta Boötis tem um tipo espectral de F7 e uma magnitude absoluta de 3,8. Iota Boötis é uma estrela tripla com uma primária de magnitude 4,8 e classe espectral de A7, uma secundária de magnitude 7,5 e uma terciária de magnitude 12,6. O primário está a 97 anos-luz de distância. As estrelas primárias e secundárias estão separadas por 38,5 segundos de arco, em um ângulo de 33 graus. As estrelas primárias e terciárias são separadas por 86,7 segundos de arco em um ângulo de 194 graus. Tanto o primário quanto o terciário aparecem brancos em um telescópio, mas o secundário aparece em tons de amarelo.
Kappa Boötis é outra grande estrela dupla. O primário está a 155 anos-luz de distância e tem uma magnitude de 4,5. O secundário está a 196 anos-luz de distância e tem uma magnitude de 6,6. Os dois componentes são separados por 13,4 segundos de arco, em um ângulo de 236 graus. O primário, com classe espectral A7, aparece branco e o secundário azulado.
Uma estrela do tipo A0p de magnitude aparente 4,18, Lambda Boötis é o protótipo de uma classe de estrelas quimicamente peculiares, apenas algumas das quais pulsam como estrelas do tipo Delta Scuti. A distinção entre as estrelas Lambda Boötis como uma classe de estrelas com espectros peculiares, e as estrelas Delta Scuti, cuja classe descreve a pulsação em modos de pressão harmônica baixa, é importante. Enquanto muitas estrelas Lambda Boötis pulsam e são estrelas Delta Scuti, poucas estrelas Delta Scuti têm peculiaridades Lambda Boötis, uma vez que as estrelas Lambda Boötis são uma classe muito mais rara cujos membros podem ser encontrados dentro e fora da faixa de instabilidade Delta Scuti. As estrelas Lambda Boötis são estrelas anãs que podem ser de classe espectral A ou F. Como as estrelas do tipo BL Boötis, elas são pobres em metais. Os cientistas tiveram dificuldade em explicar as características das estrelas Lambda Boötis, em parte porque existem apenas cerca de 60 membros confirmados, mas também devido à heterogeneidade na literatura. Lambda tem uma magnitude absoluta de 1,8.
Existem duas estrelas mais fracas do tipo F, magnitude 4,83 12 Boötis, classe F8; e magnitude 4,93 45 Boötis, classe F5. Xi Boötis é uma anã amarela G8 de magnitude 4,55 e magnitude absoluta é 5,5. Duas estrelas dimmer tipo G são magnitude 4,86 31 Boötis, classe G8, e magnitude 4,76 44 Boötis, classe G0.
De magnitude aparente 4,06, Upsilon Boötis tem uma classe espectral de K5 e uma magnitude absoluta de -0,3. Dimmer do que Upsilon Boötis é magnitude 4,54 Phi Boötis, com uma classe espectral de K2 e uma magnitude absoluta de -0,1. Apenas um pouco mais escuro do que Phi com magnitude 4,60 é O Boötis, que, como Izar, tem uma classe espectral de K0. O Boötis tem uma magnitude absoluta de 0,2. As outras quatro estrelas fracas são de magnitude 4,91 6 Boötis, classe K4; magnitude 4,86 20 Boötis, classe K3; magnitude 4,81 Omega Boötis, classe K4; e magnitude 4,83 A Boötis, classe K1.
Há uma estrela brilhante de classe B em Boötes; magnitude 4,93 Pi1 Boötis, também chamado Alazal. Tem uma classe espectral de B9 e está a 40 parsecs da Terra. Há também uma estrela do tipo M, magnitude 4,81 34 Boötis. É da classe gM0.
Várias estrelas
Além de Pulcherrima e Alkalurops, existem várias outras estrelas binárias em Boötes:
- Xi Boötis é uma estrela quadruplica popular com astrônomos amadores. O primário é uma estrela amarela de magnitude 4.7 e o secundário é uma estrela laranja de magnitude 6.8. O sistema está a 22 anos-luz de distância e tem um período orbital de 150 anos. O primário e secundário têm uma separação de 6,7 segundos de arco em um ângulo de 319 graus. O terciário é uma magnitude 12,6 estrela (embora possa ser observado ser mais brilhante) e o quaternário é uma magnitude 13,6 estrela.
- Pi Boötis é uma estrela tripla. O primário é uma estrela azul-branca de magnitude 4.9, o secundário é uma estrela azul-branca de magnitude 5.8, e o terciário é uma estrela de magnitude 10.4. Os componentes primários e secundários são separados por 5,6 segundos de arco em um ângulo de 108 graus; os componentes primários e terciários são separados por 128 segundos de arco em um ângulo de 128 graus.
- Zeta Boötis é uma estrela tripla que consiste em um par binário físico com um companheiro óptico. Mentir 205 anos-luz longe da Terra, O par físico tem um período de 123,3 anos e consiste em uma magnitude 4.5 e uma magnitude 4.6 estrela. Os dois componentes são separados por 1.0 segundos de arco em um ângulo de 303 graus. O companheiro óptico é de magnitude 10,9, separado por 99,3 segundos de arco em um ângulo de 259 graus. 44 Boötis é uma estrela variável eclipsante. O primário é de magnitude variável e o secundário é de magnitude 6.2; eles têm um período orbital de 225 anos. Os componentes são separados por 1,0 arco segundo em um ângulo de 40 graus.
44 Boötis (i Boötis) é uma estrela dupla variável a 42 anos-luz de distância. Tem uma magnitude geral de 4,8 e parece amarelo a olho nu. O primário é de magnitude 5,3 e o secundário é de magnitude 6,1; seu período orbital é de 220 anos. O secundário é em si uma estrela variável eclipsante com um alcance de 0,6 magnitudes; seu período orbital é de 6,4 horas. É uma variável W Ursae Majoris que varia em magnitude de um mínimo de 7,1 a um máximo de 6,5 a cada 0,27 dias. Ambas as estrelas são estrelas do tipo G. Outra estrela binária eclipsante é ZZ Boötis, que tem dois componentes do tipo F2 de massa quase igual e varia em magnitude de um mínimo de 6,79 a um máximo de 7,44 durante um período de 5,0 dias.
Estrelas variáveis
Duas das estrelas variáveis mais brilhantes do tipo Mira na constelação são R e S Boötis. Ambos são gigantes vermelhos que variam muito em magnitude - de 6,2 a 13,1 em 223,4 dias e 7,8 a 13,8 em um período de 270,7 dias, respectivamente. Também gigantes vermelhas, V e W Boötis são estrelas variáveis semi-regulares que variam em magnitude de 7,0 a 12,0 durante um período de 258 dias e magnitude de 4,7 a 5,4 durante 450 dias, respectivamente.
BL Boötis é o protótipo de sua classe de estrelas variáveis pulsantes, as Cefeidas anômalas. Essas estrelas são um pouco semelhantes às variáveis Cefeidas, mas não têm a mesma relação entre seu período e luminosidade. Seus períodos são semelhantes às variáveis RRAB; no entanto, eles são muito mais brilhantes do que essas estrelas. BL Boötis é um membro do aglomerado NGC 5466. As Cefeidas Anômalas são pobres em metais e têm massas não muito maiores que a do Sol, em média, 1,5 M☉. Estrelas do tipo BL Boötis são um subtipo de variáveis RR Lyrae.
T Boötis foi uma nova observada em abril de 1860 com uma magnitude de 9,7. Nunca foi observado desde então, mas isso não exclui a possibilidade de ser uma estrela variável altamente irregular ou uma nova recorrente.
Estrelas com sistemas planetários
Planetas extrassolares foram descobertos circundando dez estrelas em Boötes em 2012. Tau Boötis é orbitado por um grande planeta, descoberto em 1999. A própria estrela hospedeira é uma estrela de magnitude 4,5 do tipo F7V, 15,6 parsecs da Terra. Tem uma massa de 1,3 M☉ e um raio de 1,331 raios solares (R☉); um companheiro, GJ527B, orbita a uma distância de 240 UA. Tau Boötis b, o único planeta descoberto no sistema, orbita a uma distância de 0,046 UA a cada 3,31 dias. Descoberto através de medições de velocidade radial, tem uma massa de 5,95 massas de Júpiter (MJ). Isso o torna um Júpiter quente. A estrela hospedeira e o planeta estão bloqueados por maré, o que significa que a órbita do planeta e a rotação particularmente alta da estrela estão sincronizadas. Além disso, uma ligeira variabilidade na luz da estrela hospedeira pode ser causada por interações magnéticas com o planeta. O monóxido de carbono está presente na atmosfera do planeta. Tau Boötis b não transita sua estrela, ao contrário, sua órbita é inclinada 46 graus.
Como Tau Boötis b, HAT-P-4b também é um Júpiter quente. É conhecido por orbitar uma estrela hospedeira particularmente rica em metais e por ser de baixa densidade. Descoberto em 2007, HAT-P-4 b tem uma massa de 0,68 MJ e um raio de 1,27 RJ. Ele orbita a cada 3,05 dias a uma distância de 0,04 UA. HAT-P-4, a estrela hospedeira, é uma estrela do tipo F de magnitude 11,2, 310 parsecs da Terra. É maior que o Sol, com uma massa de 1,26 M☉ e um raio de 1,59 R☉.
Boötes também abriga sistemas de múltiplos planetas. HD 128311 é a estrela hospedeira de um sistema de dois planetas, consistindo de HD 128311 b e HD 128311 c, descoberto em 2002 e 2005, respectivamente. HD 128311 b é o planeta menor, com uma massa de 2,18 MJ; foi descoberto através de observações de velocidade radial. Ele orbita quase à mesma distância da Terra, a 1.099 UA; no entanto, seu período orbital é significativamente maior em 448,6 dias.
O maior dos dois, HD 128311 c, tem uma massa de 3,21 MJ e foi descoberto em da mesma maneira. Ele orbita a cada 919 dias inclinado a 50° e está a 1,76 UA da estrela hospedeira. A estrela hospedeira, HD 128311, é uma estrela do tipo K0V localizada a 16,6 parsecs da Terra. É menor que o Sol, com uma massa de 0,84 M☉ e um raio de 0,73 R☉; também aparece abaixo do limiar da visibilidade a olho nu com uma magnitude aparente de 7,51.
Existem vários sistemas de planeta único em Boötes. HD 132406 é uma estrela semelhante ao Sol de tipo espectral G0V com uma magnitude aparente de 8,45, 231,5 anos-luz da Terra. Tem uma massa de 1,09 M☉ e um raio de 1 R☉. A estrela é orbitada por um gigante gasoso, HD 132406 b, descoberto em 2007. HD 132406 orbita a 1,98 UA de sua estrela hospedeira com um período de 974 dias e tem uma massa de 5,61 MJ. O planeta foi descoberto pelo método da velocidade radial.
WASP-23 é uma estrela com um planeta em órbita, WASP-23 b. O planeta, descoberto pelo método do trânsito em 2010, orbita a cada 2,944 dias bem próximo ao seu Sol, a 0,0376 UA. É menor que Júpiter, em 0,884 MJ e 0,962 RJ. Sua estrela é uma estrela do tipo K1V de magnitude aparente 12,7, muito abaixo da visibilidade a olho nu e menor que o Sol em 0,78 M☉ e 0,765 R☉.
HD 131496 também é circundado por um planeta, HD 131496 b. A estrela é do tipo K0 e está localizada a 110 parsecs da Terra; aparece em uma magnitude visual de 7,96. É significativamente maior que o Sol, com uma massa de 1,61 M☉ e um raio de 4,6 raios solares. Seu único planeta, descoberto em 2011 pelo método da velocidade radial, tem uma massa de 2,2 MJ; seu raio ainda é indeterminado. HD 131496 b orbita a uma distância de 2,09 UA com um período de 883 dias.
Outro sistema planetário único em Boötes é o sistema HD 132563, um sistema estelar triplo. A estrela-mãe, tecnicamente HD 132563B, é uma estrela de magnitude 9,47, 96 parsecs da Terra. É quase exatamente do tamanho do Sol, com o mesmo raio e uma massa apenas 1% maior. Seu planeta, HD 132563B b, foi descoberto em 2011 pelo método da velocidade radial. 1,49 MJ, orbita a 2,62 UA de sua estrela com um período de 1544 dias. Sua órbita é um tanto elíptica, com uma excentricidade de 0,22. HD 132563B b é um dos poucos planetas encontrados em sistemas estelares triplos; ele orbita o membro isolado do sistema, que está separado dos outros componentes, um binário espectroscópico, por 400 UA.
Também descoberto pelo método da velocidade radial, embora um ano antes, é HD 136418 b, um planeta com duas massas de Júpiter que orbita a estrela HD 136418 a uma distância de 1,32 UA com um período de 464,3 dias. Sua estrela hospedeira é uma estrela do tipo G5 de magnitude 7,88, a 98,2 parsecs da Terra. Tem um raio de 3,4 R☉ e uma massa de 1,33 M☉.
WASP-14 b é um dos exoplanetas mais massivos e densos conhecidos, com uma massa de 7.341 MJ e um raio de 1.281 RJ. Descoberto pelo método de trânsito, ele orbita a 0,036 UA de sua estrela hospedeira com um período de 2,24 dias. WASP-14 b tem uma densidade de 4,6 gramas por centímetro cúbico, tornando-o um dos exoplanetas mais densos conhecidos. Sua estrela hospedeira, WASP-14, é uma estrela do tipo F5V de magnitude 9,75, a 160 parsecs da Terra. Tem um raio de 1,306 R☉ e uma massa de 1,211 M☉. Ele também tem uma proporção muito alta de lítio.
Objetos do céu profundo
Boötes está em uma parte da esfera celeste voltada para longe do plano da nossa galáxia, a Via Láctea, e, portanto, não possui aglomerados abertos ou nebulosas. Em vez disso, tem um aglomerado globular brilhante e muitas galáxias fracas. O aglomerado globular NGC 5466 tem uma magnitude geral de 9,1 e um diâmetro de 11 minutos de arco. É um aglomerado globular muito solto com poucas estrelas e pode aparecer como um aglomerado aberto rico e concentrado em um telescópio. NGC 5466 é classificado como um cluster Shapley-Sawyer Concentration Class 12, refletindo sua dispersão. Seu diâmetro razoavelmente grande significa que ele tem um baixo brilho de superfície, por isso parece muito mais escuro do que a magnitude catalogada de 9,1 e requer um grande telescópio amador para ser visualizado. Apenas aproximadamente 12 estrelas são resolvidas por um instrumento amador.
Boötes tem duas galáxias brilhantes. NGC 5248 (Caldwell 45) é uma galáxia tipo Sc (uma variedade de galáxia espiral) de magnitude 10,2. Ele mede 6,5 por 4,9 minutos de arco. A cinquenta milhões de anos-luz da Terra, NGC 5248 é um membro do aglomerado de galáxias de Virgem; tem braços externos escuros e regiões H II óbvias, faixas de poeira e aglomerados estelares jovens. NGC 5676 é outra galáxia do tipo Sc de magnitude 10,9. Ele mede 3,9 por 2,0 minutos de arco. Outras galáxias incluem NGC 5008, uma galáxia de linha de emissão tipo Sc, NGC 5548, uma galáxia Seyfert tipo S, NGC 5653, uma galáxia tipo S HII, NGC 5778 (também classificada como NGC 5825), uma galáxia tipo E que é a mais brilhante de seu aglomerado, NGC 5886, e NGC 5888, uma galáxia do tipo SBb. NGC 5698 é uma galáxia espiral barrada, notável por ser a hospedeira da supernova SN 2005bc de 2005, que atingiu o pico de magnitude 15,3.
Mais adiante está o vazio de Boötes, com 250 milhões de anos-luz de diâmetro, um enorme espaço praticamente vazio de galáxias. Descoberto por Robert Kirshner e colegas em 1981, está a cerca de 700 milhões de anos-luz da Terra. Além dele e dentro dos limites da constelação, encontram-se dois superaglomerados a cerca de 830 milhões e 1 bilhão de anos-luz de distância.
A Grande Muralha Hercules-Corona Borealis, a maior estrutura conhecida no Universo, cobre uma parte significativa de Boötes.
Chuva de meteoros
Boötes é o lar da chuva de meteoros Quadrântidas, a chuva de meteoros anual mais prolífica. Foi descoberto em janeiro de 1835 e nomeado em 1864 por Alexander Hershell. O radiante está localizado no norte de Boötes, perto de Kappa Boötis, em sua antiga constelação de Quadrans Muralis. Os meteoros quadrantídeos são fracos, mas têm uma taxa horária visível de pico de aproximadamente 100 por hora em 3 a 4 de janeiro. A taxa horária zenital dos Quadrantids é de aproximadamente 130 meteoros por hora em seu pico; também é um chuveiro muito estreito.
Os Quadrantídeos são notoriamente difíceis de observar por causa de um clima pouco radiante e muitas vezes inclemente. O corpo original da chuva de meteoros é contestado há décadas; no entanto, Peter Jenniskens propôs 2003 EH1, um planeta menor, como pai. 2003 EH1 pode estar ligado a C/1490 Y1, um cometa que se pensava ser um potencial corpo parental para os Quadrantídeos.
2003 EH1 é um cometa de curto período da família de Júpiter; 500 anos atrás, passou por um evento catastrófico de separação. Agora está dormente. Os Quadrantids tiveram exibições notáveis em 1982, 1985 e 2004. Os meteoros dessa chuva geralmente parecem ter uma tonalidade azul e viajam a uma velocidade moderada de 41,5 a 43 quilômetros por segundo.
Em 28 de abril de 1984, uma explosão notável dos normalmente plácidos Alpha Bootids foi observada pelo observador visual Frank Witte das 00:00 às 2:30 UTC. Em um telescópio de 6 cm, ele observou 433 meteoros em um campo de visão perto de Arcturus com diâmetro inferior a 1°. Peter Jenniskens comenta que essa explosão se assemelhava a um "cruzamento típico de trilha de poeira". Os Alpha Bootids normalmente começam em 14 de abril, atingem o pico em 27 e 28 de abril e terminam em 12 de maio. Seus meteoros são lentos, com uma velocidade de 20,9 quilômetros por segundo. Eles podem estar relacionados ao cometa 73P/Schwassmann–Wachmann 3, mas essa conexão é apenas teorizada.
Os June Bootids, também conhecidos como Iota Draconids, são uma chuva de meteoros associada ao cometa 7P/Pons–Winnecke, reconhecida pela primeira vez em 27 de maio de 1916, por William F. Denning. A chuva, com seus meteoros lentos, não foi observada antes de 1916 porque a Terra não cruzou a trilha de poeira do cometa até que Júpiter perturbou a órbita de Pons-Winnecke, fazendo com que ela chegasse a 0,03 UA (4,5 milhões km; 2,8 milhões mi) da órbita da Terra no primeiro ano em que os Bootids de junho foram observados.
Em 1982, E. A. Reznikov descobriu que a explosão de 1916 foi causada por material liberado do cometa em 1819. Outra explosão dos Bootids de junho não foi observada até 1998, porque a órbita do cometa Pons-Winnecke não estava em um posição favorável. No entanto, em 27 de junho de 1998, foi observada uma explosão de meteoros irradiando de Boötes, posteriormente confirmado como associado a Pons-Winnecke. Eles tiveram uma vida incrivelmente longa, com rastros dos meteoros mais brilhantes durando vários segundos às vezes. Muitas bolas de fogo, trilhas em tons de verde e até mesmo alguns meteoros que projetam sombras foram observados durante a explosão, que teve uma taxa máxima horária zenital de 200 a 300 meteoros por hora.
Dois astrônomos russos determinaram em 2002 que o material ejetado do cometa em 1825 foi responsável pela explosão de 1998. O ejeto do cometa que data de 1819, 1825 e 1830 foi previsto para entrar na atmosfera da Terra em 23 de junho de 2004. As previsões de uma chuva menos espetacular do que a exibição de 1998 foram confirmadas em uma exibição que tinha um máximo zenital por hora taxa de 16-20 meteoros por hora naquela noite. Não se espera que os Bootids de junho tenham outra explosão nos próximos 50 anos.
Normalmente, apenas 1–2 meteoros fracos e muito lentos são visíveis por hora; o Bootid médio de junho tem uma magnitude de 5,0. Está relacionado com os Alpha Draconids e os Bootids-Draconids. A chuva dura de 27 de junho a 5 de julho, com pico na noite de 28 de junho. As Chuvas de junho são classificadas como chuvas de classe III (variável), e têm velocidade média de entrada de 18 quilômetros por segundo. Seu radiante está localizado 7 graus ao norte de Beta Boötis.
O Beta Bootids é uma chuva fraca que começa em 5 de janeiro, atinge o pico em 16 de janeiro e termina em 18 de janeiro. Seus meteoros viajam a 43 km/s. Os Bootids de janeiro são uma chuva de meteoros curta e jovem que começa em 9 de janeiro, atinge o pico de 16 a 18 de janeiro e termina em 18 de janeiro.
O Phi Bootids é outra chuva fraca que irradia de Boötes. Começa em 16 de abril, atinge o pico em 30 de abril e 1º de maio e termina em 12 de maio. Seus meteoros são lentos, com velocidade de 15,1 km/s. Eles foram descobertos em 2006. A taxa horária de pico do chuveiro pode chegar a seis meteoros por hora. Embora nomeado para uma estrela em Boötes, o radiante Phi Bootid mudou-se para Hercules. A corrente de meteoros está associada a três asteróides diferentes: 1620 Geographos, 2062 Aten e 1978 CA.
Os Lambda Bootids, parte do Complexo Bootid-Coronae Borealid, são uma fraca chuva anual com meteoros moderadamente rápidos; 41,75 km/s. O complexo inclui os Lambda Bootids, bem como os Theta Coronae Borealids e Xi Coronae Borealids. Todos os chuveiros Bootid-Coronae Borealid são chuveiros de cometas da família de Júpiter; os fluxos no complexo têm órbitas altamente inclinadas.
Existem vários aguaceiros menores em Boötes, alguns dos quais ainda não foram verificados. Os Rho Bootids irradiam perto da estrela homônima e foram hipotetizados em 2010. O Rho Bootid médio tem uma velocidade de entrada de 43 km/s. O pico é em novembro e dura três dias.
A chuva Rho Bootid faz parte do complexo SMA, um grupo de chuvas de meteoros relacionado com os Taurids, que por sua vez está ligado ao cometa 2P/Encke. No entanto, o link para o chuveiro Taurid permanece não confirmado e pode ser uma correlação casual. Outra dessas chuvas são os Gamma Bootids, cuja hipótese surgiu em 2006. Os Gamma Bootids têm uma velocidade de entrada de 50,3 km/s. Os Nu Bootids, hipotetizados em 2012, têm meteoros mais rápidos, com uma velocidade de entrada de 62,8 km/s.
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