Botas

Boötes (boh-OH-teez) es una constelación del cielo norte, situada entre 0° y +60° de declinación, y 13 y 16 horas de ascensión recta sobre la esfera celeste. El nombre proviene del latín: Boōtēs, que proviene del griego: Βοώτης , translit. Boṓtēs 'pastor' o 'arador' (literalmente, 'ox-driver'; de βοῦς boûs 'vaca').

Boötes, una de las 48 constelaciones descritas por el astrónomo Ptolomeo del siglo II, es ahora una de las 88 constelaciones modernas. Contiene la cuarta estrella más brillante del cielo nocturno, el gigante naranja Arcturus. Epsilon Boötis, o Izar, es una estrella múltiple colorida popular entre los astrónomos aficionados. Bootes alberga muchas otras estrellas brillantes, incluidas ocho por encima de la cuarta magnitud y 21 adicionales por encima de la quinta magnitud, lo que hace un total de 29 estrellas fácilmente visibles a simple vista.

Historia y mitología

En la antigua Babilonia, las estrellas de Bootes se conocían como SHU.PA. Aparentemente, fueron representados como el dios Enlil, quien era el líder del panteón babilónico y patrón especial de los agricultores. Bootes puede haber sido representado por la constelación de la pata delantera animal en el antiguo Egipto, lo suficientemente parecida a la de un buey como para haber sido propuesta originalmente como la "pata delantera del buey" por Berío.

La constelación de Boötes superó la antigua constelación egipcia de patas

Homero menciona a Bootes en la Odisea como una referencia celestial para la navegación, describiéndola como "de puesta tardía" o "lento para fraguar". No está claro exactamente a quién se supone que representa Bootes en la mitología griega. Según una versión, era hijo de Deméter, Filómeno, hermano gemelo de Pluto, un labrador que arreaba bueyes en la constelación de la Osa Mayor. Esto concuerda con el nombre de la constelación. Los antiguos griegos vieron el asterismo ahora llamado "Big Dipper" o "arado" como un carro con bueyes. Algunos mitos dicen que Bootes inventó el arado y fue recordado por su ingenio como una constelación.

Otro mito asociado con Bootes por Hyginus es el de Icarius, quien fue instruido como productor de uvas y enólogo por Dionisio. Icario hizo el vino tan fuerte que quienes lo bebían parecían envenenados, lo que provocó que los pastores vengaran a sus amigos supuestamente envenenados al matar a Icario. Maera, Icario' perro, llevó a su hija Erigone al cuerpo de su padre, tras lo cual tanto ella como el perro se suicidaron. Zeus luego eligió honrar a los tres colocándolos en el cielo como constelaciones: Icarius como Bootes, Erigone como Virgo y Maera como Canis Major o Canis Minor.

Siguiendo otra lectura, la constelación se identifica con Arcas y también se la conoce como Arcas y Arcturus, hijo de Zeus y Callisto. Arcas fue criado por su abuelo materno Lycaon, a quien un día Zeus fue a comer. Para comprobar que el invitado era realmente el rey de los dioses, Lycaon mató a su nieto y preparó una comida a base de su carne. Zeus se dio cuenta y se enojó mucho, transformando a Lycaon en un lobo y devolviéndole la vida a su hijo. Mientras tanto, Calisto había sido transformada en una osa por la esposa de Zeus, Hera, quien estaba enojada por la infidelidad de Zeus. Esto lo corrobora el nombre griego de Bootes, Arctophylax, que significa "Observador de osos".

Calisto, en forma de oso, casi muere a manos de su hijo, que estaba de cacería. Zeus la rescató, llevándola al cielo donde se convirtió en Ursa Major, "la Osa Mayor". Arcturus, el nombre de la estrella más brillante de la constelación, proviene de la palabra griega que significa "guardián del oso". A veces se representa a Arcturus guiando a los perros de caza de los Canes Venatici cercanos y conduciendo a los osos de Ursa Major y Ursa Minor.

Boötes como se muestra en El espejo de Urania, un conjunto de tarjetas de constelación publicado en Londres c.1825. En su mano izquierda sostiene a sus perros de caza, Canes Venatici. Debajo de ellos está la constelación Coma Berenices. Sobre la cabeza de Boötes está Quadrans Muralis, ahora obsoleto, pero que vive como el nombre de la lluvia de meteoros Quadrantid a principios de enero. Mons Mænalus puede ser visto a sus pies.

Varias constelaciones anteriores se formaron a partir de estrellas ahora incluidas en Bootes. Quadrans Muralis, el Cuadrante, fue una constelación creada cerca de Beta Boötis a partir de estrellas débiles. Fue designado en 1795 por Jérôme Lalande, un astrónomo que utilizó un cuadrante para realizar mediciones astronométricas detalladas. Lalande trabajó con Nicole-Reine Lepaute y otros para predecir el regreso del cometa Halley en 1758. Quadrans Muralis se formó a partir de las estrellas del este de Bootes, el oeste de Hércules y Draco. Originalmente fue llamado Le Mural por Jean Fortin en su Atlas Céleste de 1795; no se le dio el nombre de Quadrans Muralis hasta la Uranographia de Johann Bode de 1801. La constelación era bastante tenue, con sus estrellas más brillantes alcanzando la quinta magnitud. Mons Maenalus, que representa las montañas Maenalus, fue creado por Johannes Hevelius en 1687 al pie de la figura de la constelación. La montaña fue nombrada por el hijo de Lycaon, Menalus. La montaña, uno de los cotos de caza de Diana, también era sagrada para Pan.

Astronomía no occidental

Las estrellas de Bootes se incorporaron a muchas constelaciones chinas diferentes. Arcturus fue parte de los más destacados, designados de diversas formas como el trono del rey celestial (Tian Wang) o el cuerno del Dragón Azul (Daijiao); el nombre Daijiao, que significa "gran cuerno", es más común. Arcturus recibió tanta importancia en la mitología celestial china debido a su estado que marca el comienzo del calendario lunar, así como a su estado como la estrella más brillante en el cielo nocturno del norte.

Dos constelaciones flanqueaban a Daijiao: Yousheti a la derecha y Zuosheti a la izquierda; representaban compañeros que orquestaban las estaciones. Zuosheti se formó a partir de los modernos Zeta, Omicron y Pi Boötis, mientras que Yousheti se formó a partir de los modernos Eta, Tau y Upsilon Boötis. Dixi, el tapete del banquete ceremonial del Emperador, estaba al norte de Arcturus y constaba de las estrellas 12, 11 y 9 Bootis. Otra constelación del norte era Qigong, los Siete Duques, que en su mayoría se extendía a ambos lados de la frontera entre Bootes y Hércules. Incluía Delta Boötis o Beta Boötis como terminal.

Las otras constelaciones chinas formadas por las estrellas de Bootes existían en el norte de la constelación moderna; son todas representaciones de armas. Tianqiang, la lanza, se formó a partir de Iota, Kappa y Theta Boötis; Genghe, que representa de diversas formas una lanza o un escudo, se formó a partir de Epsilon, Rho y Sigma Boötis.

También había dos armas formadas por una estrella singular. Xuange, la alabarda, estaba representada por Lambda Boötis, y Zhaoyao, ya sea la espada o la lanza, estaba representada por Gamma Booetis.

Dos constelaciones chinas tienen una ubicación incierta en Bootes. Kangchi, el lago, se colocó al sur de Arcturus, aunque se discute su ubicación específica. Es posible que se haya colocado completamente en Bootes, a ambos lados de la frontera de Bootes-Virgo, o a ambos lados de la frontera de Virgo-Libra. La constelación Zhouding, un recipiente de bronce montado en un trípode que se utiliza para la comida, se citaba a veces como las estrellas 1, 2 y 6 Booetis. Sin embargo, también se ha asociado con tres estrellas en Coma Berenices.

Boötes también es conocido por las culturas nativas americanas. En idioma Yup'ik, Bootes es Taluyaq, literalmente "trampa para peces" y la parte en forma de embudo de la trampa para peces se conoce como Ilulirat.

Características

Boötes es una constelación rodeada por Virgo al sur, Coma Berenices y Canes Venatici al oeste, Ursa Major al noroeste, Draco al noreste y Hércules, Corona Borealis y Serpens Caput al este. La abreviatura de tres letras de la constelación, adoptada por la Unión Astronómica Internacional en 1922, es "Boo". Los límites oficiales de la constelación, establecidos por el astrónomo belga Eugène Delporte en 1930, están definidos por un polígono de 16 segmentos. En el sistema de coordenadas ecuatoriales, las coordenadas de ascensión recta de estos bordes se encuentran entre 13^h 36,1^m y 15^h 49,3^m , mientras que las coordenadas de declinación se extienden desde +7,36° hasta +55,1°. Cubriendo 907 grados cuadrados, Bootes culmina a la medianoche alrededor del 2 de mayo y ocupa el puesto 13 en área.

De manera coloquial, su patrón de estrellas se ha comparado con una cometa o un cono de helado. Sin embargo, las representaciones de Bootes han variado históricamente. Aratus lo describió dando vueltas alrededor del polo norte, arreando a los dos osos. Las representaciones griegas antiguas posteriores, descritas por Ptolomeo, lo muestran sosteniendo las riendas de sus perros de caza (Canes Venatici) en su mano izquierda, con una lanza, garrote o bastón en su mano derecha. Después de que Hevelius introdujera a Mons Maenalus en 1681, a menudo se representaba a Bootes de pie en la montaña del Peloponeso. En 1801, cuando Johann Bode publicó su Uranographia, Bootes había adquirido una hoz, que también sostenía en su mano izquierda.

La ubicación de Arcturus también ha sido mutable a lo largo de los siglos. Tradicionalmente, Arcturus yacía entre sus muslos, como lo describió Ptolomeo. Sin embargo, Germanicus Caesar se desvió de esta tradición al colocar a Arcturus "donde su vestidura se sujeta con un nudo".

Características

La constelación Boötes como se puede ver por el ojo desnudo

Estrellas

En su Uranometria, Johann Bayer usó las letras griegas alfa hasta omega y luego de la A a la k para etiquetar lo que vio como las 35 estrellas más prominentes de la constelación, y los astrónomos subsiguientes dividieron Kappa, Mu, Nu y Pi como dos estrellas cada uno. Nu es también la misma estrella que Psi Herculis. John Flamsteed numeró 54 estrellas para la constelación.

Ubicada a 36,7 años luz de la Tierra, Arcturus, o Alfa Boötis, es la estrella más brillante de Bootes y la cuarta estrella más brillante del cielo con una magnitud aparente de −0,05; También es la estrella más brillante al norte del ecuador celeste, eclipsando a Vega y Capella. Su nombre proviene del griego para "guardián de osos". Un gigante naranja de clase espectral K1.5III, Arcturus es una estrella envejecida que ha agotado su suministro central de hidrógeno y se ha enfriado y expandido a un diámetro de 27 diámetros solares, equivalente a aproximadamente 32 millones de kilómetros. Aunque su masa es aproximadamente una masa solar (M☉), Arcturus brilla con 133 veces la luminosidad del Sol (L☉).

Bayer localizó a Arcturus por encima de la rodilla izquierda de Herdman en su Uranometria. Cerca de Eta Boötis, o Muphrid, está la estrella superior que denota la pierna izquierda. Es una estrella de magnitud 2,68 a 37 años luz de distancia con una clase espectral de G0IV, lo que indica que acaba de agotar su núcleo de hidrógeno y está comenzando a expandirse y enfriarse. Es 9 veces más luminoso que el Sol y tiene 2,7 veces su diámetro. El análisis de su espectro revela que es un binario espectroscópico. Muphrid y Arcturus se encuentran a solo 3,3 años luz de distancia el uno del otro. Visto desde Arcturus, Muphrid tendría una magnitud visual de −2½, mientras que Arcturus tendría una magnitud visual de −4½ cuando se ve desde Muphrid.

Marcando la cabeza del pastor está Beta Boötis, o Nekkar, un gigante amarillo de magnitud 3,5 y tipo espectral G8IIIa. Al igual que Arcturus, se ha expandido y enfriado la secuencia principal; es probable que haya vivido la mayor parte de su vida estelar como una estrella de secuencia principal de tipo B azul-blanca. Su nombre común proviene de la frase árabe para "ox-driver". Se encuentra a 219 años luz de distancia y tiene una luminosidad de 58 L☉.

Ubicada a 86 años luz de distancia, Gamma Boötis, o Seginus, es una estrella gigante blanca de clase espectral A7III, con una luminosidad 34 veces y un diámetro 3,5 veces mayor que el del Sol. Es una variable Delta Scuti, oscilando entre magnitudes 3,02 y 3,07 cada 7 horas. Estas estrellas son estrellas pulsantes de período corto (seis horas como máximo) que se han utilizado como velas estándar y como sujetos para estudiar la astrosismología.

Delta Boötis es una estrella doble ancha con una primaria de magnitud 3,5 y una secundaria de magnitud 7,8. El primario es un gigante amarillo que se ha enfriado y expandido hasta 10,4 veces el diámetro del Sol. De clase espectral G8IV, se encuentra a unos 121 años luz de distancia, mientras que la secundaria es una estrella amarilla de secuencia principal de tipo espectral G0V. Se cree que los dos tardan 120.000 años en orbitar entre sí.

Mu Boötis, conocida como Alkalurops, es una estrella triple popular entre los astrónomos aficionados. Tiene una magnitud total de 4,3 y está a 121 años luz de distancia. Su nombre proviene de la frase árabe para "club" o "personal". El primario parece ser de magnitud 4,3 y es de color blanco azulado. La secundaria parece ser de magnitud 6,5, pero en realidad es una estrella doble cercana con una primaria de magnitud 7,0 y una secundaria de magnitud 7,6. Las estrellas secundarias y terciarias tienen un período orbital de 260 años. El primario tiene una magnitud absoluta de 2,6 y es de clase espectral F0. Las estrellas secundarias y terciarias están separadas por 2 segundos de arco; el primario y el secundario están separados por 109,1 segundos de arco en un ángulo de 171 grados.

Nu Booetis es una estrella doble óptica. La primaria es una gigante naranja de magnitud 5,0 y la secundaria es una estrella blanca de magnitud 5,0. El primario está a 870 años luz de distancia y el secundario a 430 años luz.

Epsilon Boötis, también conocida como Izar o Pulcherrima, es una estrella triple cercana popular entre los astrónomos aficionados y la estrella binaria más prominente de Bootes. La primaria es una estrella gigante de magnitud 2,5 de tono amarillo o naranja, la secundaria es una estrella de secuencia principal de tono azul de magnitud 4,6 y la terciaria es una estrella de magnitud 12,0. El sistema está a 210 años luz de distancia. El nombre "Izar" proviene de la palabra árabe para "faja" o "taparrabos", refiriéndose a su ubicación en la constelación. El nombre "Pulcherrima" proviene de la frase latina para "más bella", en referencia a sus colores contrastantes en un telescopio. Las estrellas primaria y secundaria están separadas por 2,9 segundos de arco en un ángulo de 341 grados; la clase espectral del primario es K0 y tiene una luminosidad de 200 L☉. A simple vista, Izar tiene una magnitud de 2,37.

Cerca de Rho y Sigma Boötis denotan la cintura del pastor. Rho es un gigante naranja de tipo espectral K3III ubicado a unos 160 años luz de la Tierra. Es ligeramente variable, oscilando en 0,003 de una magnitud desde su promedio de 3,57. Se sospecha que Sigma, una estrella de secuencia principal de color amarillo-blanco de tipo espectral F3V, varía en brillo de 4,45 a 4,49. Está a unos 52 años luz de distancia.

Tradicionalmente conocido como Aulād al Dhiʼbah (أولاد الضباع – aulād al dhiʼb), "los cachorros de las hienas", Theta, Iota, Kappa y Lambda Boötis (o Xuange) son un pequeño grupo de estrellas en el extremo norte de la constelación. La Theta Boötis de magnitud 4,05 tiene un tipo espectral de F7 y una magnitud absoluta de 3,8. Iota Bootis es una estrella triple con una primaria de magnitud 4,8 y clase espectral A7, una secundaria de magnitud 7,5 y una terciaria de magnitud 12,6. El primario está a 97 años luz de distancia. Las estrellas primaria y secundaria están separadas por 38,5 segundos de arco, en un ángulo de 33 grados. Las estrellas primarias y terciarias están separadas por 86,7 segundos de arco en un ángulo de 194 grados. Tanto el primario como el terciario aparecen blancos en un telescopio, pero el secundario aparece de color amarillo.

Kappa Bootis es otra gran estrella doble. El primario está a 155 años luz de distancia y tiene una magnitud de 4,5. El secundario está a 196 años luz de distancia y tiene una magnitud de 6,6. Los dos componentes están separados por 13,4 segundos de arco, en un ángulo de 236 grados. El primario, con clase espectral A7, aparece blanco y el secundario aparece azulado.

Una estrella tipo A0p de magnitud aparente 4,18, Lambda Boötis, es el prototipo de una clase de estrellas químicamente peculiares, de las cuales solo algunas pulsan como estrellas tipo Delta Scuti. La distinción entre las estrellas Lambda Boötis como una clase de estrellas con espectros peculiares y las estrellas Delta Scuti cuya clase describe la pulsación en modos de presión de armónicos bajos es importante. Si bien muchas estrellas Lambda Boötis pulsan y son estrellas Delta Scuti, no muchas estrellas Delta Scuti tienen peculiaridades Lambda Boötis, ya que las estrellas Lambda Boötis son una clase mucho más rara cuyos miembros se pueden encontrar tanto dentro como fuera de la franja de inestabilidad Delta Scuti. Las estrellas Lambda Boötis son estrellas enanas que pueden ser de clase espectral A o F. Al igual que las estrellas de tipo BL Boötis, son pobres en metales. Los científicos han tenido dificultades para explicar las características de las estrellas Lambda Booetis, en parte porque solo existen alrededor de 60 miembros confirmados, pero también debido a la heterogeneidad en la literatura. Lambda tiene una magnitud absoluta de 1,8.

Hay dos estrellas de tipo F más tenues, de magnitud 4,83 12 Boötis, clase F8; y magnitud 4,93 45 Booetis, clase F5. Xi Booetis es una enana amarilla G8 de magnitud 4,55, y la magnitud absoluta es 5,5. Dos estrellas de tipo G más tenues son de magnitud 4,86 31 Boötis, clase G8, y de magnitud 4,76 44 Boötis, clase G0.

De magnitud aparente 4,06, Upsilon Boötis tiene una clase espectral de K5 y una magnitud absoluta de −0,3. Más tenue que Upsilon Boötis es Phi Boötis de magnitud 4,54, con una clase espectral de K2 y una magnitud absoluta de −0,1. Ligeramente más débil que Phi con una magnitud de 4,60 es O Boötis, que, al igual que Izar, tiene una clase espectral de K0. O Bootis tiene una magnitud absoluta de 0,2. Las otras cuatro estrellas tenues son de magnitud 4,91 6 Boötis, clase K4; magnitud 4,86 20 Booetis, clase K3; magnitud 4,81 Omega Bootis, clase K4; y magnitud 4,83 A Bootis, clase K1.

Hay una estrella brillante de clase B en Bootes; magnitud 4,93 Pi1 Bootis, también llamado Alazal. Tiene una clase espectral de B9 y está a 40 parsecs de la Tierra. También hay una estrella de tipo M, de magnitud 4,81 34 Bootis. Es de clase gM0.

Múltiples estrellas

Además de Pulcherrima y Alkalurops, hay varias otras estrellas binarias en Bootes:

• Xi Boötis es una estrella cuádruple popular con astrónomos aficionados. La primaria es una estrella amarilla de magnitud 4.7 y la secundaria es una estrella naranja de magnitud 6.8. El sistema está a 22 años luz y tiene un período orbital de 150 años. La primaria y secundaria tienen una separación de 6,7 arcos en un ángulo de 319 grados. El terciario es una magnitud 12.6 estrella (aunque se puede observar más brillante) y el cuaternario es una magnitud 13.6 estrella.
• Pi Boötis es una estrella triple cercana. La primaria es una estrella azul-blanca de magnitud 4.9, la secundaria es una estrella azul-blanca de magnitud 5.8, y el terciario es una estrella de magnitud 10.4. Los componentes primario y secundario están separados por 5.6 segundos en un ángulo de 108 grados; los componentes primario y terciario están separados por 128 arcos en un ángulo de 128 grados.
• Zeta Boötis es una estrella triple que consiste en un par físico binario con un compañero óptico. Acostado 205 años luz lejos de la Tierra, El par físico tiene un período de 123.3 años y consta de una magnitud 4.5 y una magnitud 4.6 estrella. Los dos componentes están separados por 1,0 arcos segundos en un ángulo de 303 grados. El compañero óptico es de magnitud 10.9, separado por 99.3 segundos en un ángulo de 259 grados. 44 Boötis es una estrella variable eclipsante. La primaria es de magnitud variable y la secundaria es de magnitud 6.2; tienen un período orbital de 225 años. Los componentes están separados por 1,0 arco segundo en un ángulo de 40 grados.

44 Boötis (i Boötis) es una estrella doble variable a 42 años luz de distancia. Tiene una magnitud total de 4,8 y parece amarillo a simple vista. El primario es de magnitud 5,3 y el secundario es de magnitud 6,1; su período orbital es de 220 años. La secundaria es en sí misma una estrella variable eclipsante con un rango de 0,6 magnitudes; su período orbital es de 6,4 horas. Es una variable W Ursae Majoris que varía en magnitud desde un mínimo de 7,1 hasta un máximo de 6,5 cada 0,27 días. Ambas estrellas son estrellas de tipo G. Otra estrella binaria eclipsante es ZZ Boötis, que tiene dos componentes de tipo F2 de casi la misma masa y varía en magnitud desde un mínimo de 6,79 hasta un máximo de 7,44 durante un período de 5,0 días.

Estrellas variables

Dos de las estrellas variables tipo Mira más brillantes de la constelación son R y S Boötis. Ambas son gigantes rojas que varían mucho en magnitud: de 6,2 a 13,1 durante 223,4 días y de 7,8 a 13,8 durante un período de 270,7 días, respectivamente. También gigantes rojas, V y W Boötis son estrellas variables semirregulares que varían en magnitud de 7,0 a 12,0 durante un período de 258 días, y de 4,7 a 5,4 de magnitud durante 450 días, respectivamente.

BL Boötis es el prototipo de su clase de estrellas variables pulsantes, las cefeidas anómalas. Estas estrellas son algo similares a las variables Cefeidas, pero no tienen la misma relación entre su período y luminosidad. Sus periodos son similares a las variables RRAB; sin embargo, son mucho más brillantes que estas estrellas. BL Boötis es miembro del cúmulo NGC 5466. Las cefeidas anómalas son pobres en metales y tienen masas no mucho mayores que la del Sol, en promedio, 1,5 M☉. Las estrellas de tipo BL Bootis son un subtipo de las variables RR Lyrae.

T Boötis fue una nova observada en abril de 1860 con una magnitud de 9,7. Nunca se ha observado desde entonces, pero eso no excluye la posibilidad de que sea una estrella variable muy irregular o una nova recurrente.

Estrellas con sistemas planetarios

Un renderizado digital de Tau Boötis b

Se han descubierto planetas extrasolares rodeando diez estrellas en Bootes a partir de 2012. Tau Bootis está orbitado por un gran planeta, descubierto en 1999. La estrella anfitriona en sí es una estrella de magnitud 4,5 de tipo F7V, a 15,6 parsecs de la Tierra. Tiene una masa de 1,3 M☉ y un radio de 1,331 radios solares (R☉); un compañero, GJ527B, orbita a una distancia de 240 AU. Tau Boötis b, el único planeta descubierto en el sistema, orbita a una distancia de 0,046 UA cada 3,31 días. Descubierto a través de mediciones de velocidad radial, tiene una masa de 5,95 masas de Júpiter (MJ). Esto lo convierte en un Júpiter caliente. La estrella anfitriona y el planeta están bloqueados por mareas, lo que significa que la órbita del planeta y la rotación particularmente alta de la estrella están sincronizadas. Además, una ligera variabilidad en la luz de la estrella anfitriona puede deberse a interacciones magnéticas con el planeta. El monóxido de carbono está presente en la atmósfera del planeta. Tau Boötis b no transita por su estrella, sino que su órbita está inclinada 46 grados.

Al igual que Tau Boötis b, HAT-P-4b también es un Júpiter caliente. Se destaca por orbitar una estrella anfitriona particularmente rica en metales y por ser de baja densidad. Descubierto en 2007, HAT-P-4 b tiene una masa de 0,68 M_J y un radio de 1.27 R_J. Orbita cada 3,05 días a una distancia de 0,04 UA. HAT-P-4, la estrella anfitriona, es una estrella de tipo F de magnitud 11,2, a 310 parsecs de la Tierra. Es más grande que el Sol, con una masa de 1,26 M_☉ y un radio de 1,59 R_☉.

Evolución del sistema HD 128311 con el tiempo

Boötes también alberga sistemas de múltiples planetas. HD 128311 es la estrella anfitriona de un sistema de dos planetas, que consta de HD 128311 b y HD 128311 c, descubierto en 2002 y 2005, respectivamente. HD 128311 b es el planeta más pequeño, con una masa de 2,18 M_J; fue descubierto a través de observaciones de velocidad radial. Orbita casi a la misma distancia que la Tierra, a 1.099 UA; sin embargo, su período orbital es significativamente más largo con 448,6 días.

El mayor de los dos, HD 128311 c, tiene una masa de 3,21 M_J y fue descubierto en de la misma manera. Orbita cada 919 días con una inclinación de 50° y se encuentra a 1,76 UA de la estrella anfitriona. La estrella anfitriona, HD 128311, es una estrella de tipo K0V ubicada a 16,6 parsecs de la Tierra. Es más pequeño que el Sol, con una masa de 0,84 M_☉ y un radio de 0,73 R_☉; también aparece por debajo del umbral de visibilidad a simple vista con una magnitud aparente de 7,51.

Hay varios sistemas de un solo planeta en Bootes. HD 132406 es una estrella similar al Sol de tipo espectral G0V con una magnitud aparente de 8,45, a 231,5 años luz de la Tierra. Tiene una masa de 1,09 M_☉ y un radio de 1 R_☉. La estrella está orbitada por un gigante gaseoso, HD 132406 b, descubierto en 2007. HD 132406 orbita a 1,98 AU de su estrella anfitriona con un período de 974 días y tiene una masa de 5,61 M_J. El planeta fue descubierto por el método de la velocidad radial.

WASP-23 es una estrella con un planeta en órbita, WASP-23 b. El planeta, descubierto por el método del tránsito en 2010, orbita cada 2,944 días muy cerca de su Sol, a 0,0376 UA. Es más pequeño que Júpiter, a 0,884 M_J y 0,962 R_J. Su estrella es una estrella de tipo K1V de magnitud aparente 12,7, muy por debajo de la visibilidad a simple vista, y más pequeña que el Sol con 0,78 M_☉ y 0,765 R< /var>_☉.

HD 131496 también está rodeado por un planeta, HD 131496 b. La estrella es de tipo K0 y se encuentra a 110 parsecs de la Tierra; aparece en una magnitud visual de 7,96. Es significativamente más grande que el Sol, con una masa de 1,61 M_☉ y un radio de 4,6 radios solares. Su único planeta, descubierto en 2011 por el método de la velocidad radial, tiene una masa de 2,2 M_J; su radio es aún indeterminado. HD 131496 b orbita a una distancia de 2,09 AU con un período de 883 días.

Otro sistema planetario único en Bootes es el sistema HD 132563, un sistema estelar triple. La estrella madre, técnicamente HD 132563B, es una estrella de magnitud 9,47, a 96 parsecs de la Tierra. Es casi exactamente del tamaño del Sol, con el mismo radio y una masa solo un 1% mayor. Su planeta, HD 132563B b, fue descubierto en 2011 por el método de la velocidad radial. 1,49 M_J, orbita a 2,62 AU de su estrella con un período de 1544 días. Su órbita es algo elíptica, con una excentricidad de 0,22. HD 132563B b es uno de los pocos planetas que se encuentran en los sistemas estelares triples; orbita el miembro aislado del sistema, que está separado de los otros componentes, un binario espectroscópico, por 400 UA.

También se descubrió a través del método de la velocidad radial, aunque un año antes, HD 136418 b, un planeta de dos masas de Júpiter que orbita la estrella HD 136418 a una distancia de 1,32 AU con un período de 464,3 días. Su estrella anfitriona es una estrella de tipo G5 de magnitud 7,88, a 98,2 parsecs de la Tierra. Tiene un radio de 3,4 R_☉ y una masa de 1,33 M_☉.

WASP-14 b es uno de los exoplanetas más masivos y densos que se conocen, con una masa de 7,341 M_J y un radio de 1.281 R_J. Descubierto a través del método de tránsito, orbita a 0,036 AU de su estrella anfitriona con un período de 2,24 días. WASP-14 b tiene una densidad de 4,6 gramos por centímetro cúbico, lo que lo convierte en uno de los exoplanetas más densos que se conocen. Su estrella anfitriona, WASP-14, es una estrella de tipo F5V de magnitud 9,75, a 160 parsecs de la Tierra. Tiene un radio de 1,306 R_☉ y una masa de 1,211 M_☉. También tiene una proporción muy alta de litio.

Objetos de cielo profundo

Boötes se encuentra en una parte de la esfera celeste de espaldas al plano de nuestra galaxia natal, la Vía Láctea, por lo que no tiene cúmulos abiertos ni nebulosas. En cambio, tiene un cúmulo globular brillante y muchas galaxias débiles. El cúmulo globular NGC 5466 tiene una magnitud total de 9,1 y un diámetro de 11 minutos de arco. Es un cúmulo globular muy suelto con bastantes pocas estrellas y puede aparecer como un cúmulo abierto rico y concentrado en un telescopio. NGC 5466 está clasificado como un cúmulo Shapley-Sawyer Concentration Class 12, lo que refleja su escasez. Su diámetro bastante grande significa que tiene un brillo superficial bajo, por lo que parece mucho más tenue que la magnitud catalogada de 9,1 y requiere un gran telescopio de aficionado para verlo. Solo aproximadamente 12 estrellas se resuelven con un instrumento amateur.

Boötes tiene dos galaxias brillantes. NGC 5248 (Caldwell 45) es una galaxia tipo Sc (una variedad de galaxia espiral) de magnitud 10,2. Mide 6,5 por 4,9 minutos de arco. A cincuenta millones de años luz de la Tierra, NGC 5248 es miembro del cúmulo de galaxias de Virgo; tiene brazos exteriores oscuros y regiones H II obvias, caminos de polvo y cúmulos de estrellas jóvenes. NGC 5676 es otra galaxia tipo Sc de magnitud 10,9. Mide 3,9 por 2,0 minutos de arco. Otras galaxias incluyen NGC 5008, una galaxia de línea de emisión tipo Sc, NGC 5548, una galaxia Seyfert tipo S, NGC 5653, una galaxia HII tipo S, NGC 5778 (también clasificada como NGC 5825), una galaxia tipo E que es la más brillante de su cúmulo, NGC 5886, y NGC 5888, una galaxia de tipo SBb. NGC 5698 es una galaxia espiral barrada, notable por ser la anfitriona de la supernova SN 2005bc de 2005, que alcanzó un máximo de magnitud 15,3.

Más lejos se encuentra el vacío de Bootes de 250 millones de años luz de diámetro, un enorme espacio en gran parte vacío de galaxias. Descubierto por Robert Kirshner y sus colegas en 1981, se encuentra a unos 700 millones de años luz de la Tierra. Más allá y dentro de los límites de la constelación, se encuentran dos supercúmulos a unos 830 millones y mil millones de años luz de distancia.

La Gran Muralla Hércules-Corona Borealis, la estructura más grande conocida en el Universo, cubre una parte significativa de Bootes.

Lluvias de meteoros

Un Quadrantid capturado por una cámara todo-sky durante una exposición de 4 segundos

Boötes es el hogar de la lluvia de meteoritos de las Cuadrántidas, la lluvia de meteoritos anual más prolífica. Fue descubierto en enero de 1835 y nombrado en 1864 por Alexander Hershell. El radiante se encuentra en el norte de Bootes, cerca de Kappa Bootis, en su antigua constelación homónima de Quadrans Muralis. Los meteoros cuadrántidos son tenues, pero tienen una tasa horaria visible máxima de aproximadamente 100 por hora del 3 al 4 de enero. La tasa horaria cenital de las Cuadrántidas es de aproximadamente 130 meteoros por hora en su punto máximo; también es una ducha muy estrecha.

Las Cuadrántidas son notoriamente difíciles de observar debido a un clima radiante bajo y, a menudo, inclemente. El cuerpo principal de la lluvia de meteoritos se ha disputado durante décadas; sin embargo, Peter Jenniskens ha propuesto a 2003 EH1, un planeta menor, como padre. 2003 EH₁ puede estar relacionado con C/1490 Y1, un cometa que anteriormente se pensaba que era un posible cuerpo progenitor de las Cuadrántidas.

2003 EH₁ es un cometa de período corto de la familia de Júpiter; Hace 500 años, experimentó una ruptura catastrófica. Ahora está inactivo. Las Cuadrántidas tuvieron exhibiciones notables en 1982, 1985 y 2004. Los meteoros de esta lluvia a menudo parecen tener un tono azul y viajan a una velocidad moderada de 41,5 a 43 kilómetros por segundo.

El 28 de abril de 1984, el observador visual Frank Witte observó un estallido notable de Alpha Bootids, normalmente plácido, entre las 00:00 y las 2:30 UTC. En un telescopio de 6 cm, observó 433 meteoros en un campo de visión cerca de Arcturus con un diámetro de menos de 1°. Peter Jenniskens comenta que este estallido se asemejaba a un 'cruce de rastro de polvo típico'. Los Alpha Bootids normalmente comienzan el 14 de abril, alcanzan su punto máximo el 27 y 28 de abril y terminan el 12 de mayo. Sus meteoros se mueven lentamente, con una velocidad de 20,9 kilómetros por segundo. Pueden estar relacionados con el cometa 73P/Schwassmann–Wachmann 3, pero esta conexión solo es una teoría.

Un cuadranteide brillante observado en el crepúsculo

Las June Bootids, también conocidas como Iota Draconids, es una lluvia de meteoritos asociada con el cometa 7P/Pons–Winnecke, reconocida por primera vez el 27 de mayo de 1916 por William F. Denning. La lluvia, con sus meteoritos lentos, no se observó antes de 1916 porque la Tierra no cruzó el rastro de polvo del cometa hasta que Júpiter perturbó la órbita de Pons-Winnecke, lo que provocó que se acercara a 0,03 UA (4,5 millones de km). 2,8 millones de millas) de la órbita de la Tierra el primer año en que se observaron las Bootids de junio.

En 1982, E. A. Reznikov descubrió que el estallido de 1916 fue causado por material liberado por el cometa en 1819. No se observó otro estallido de June Bootids hasta 1998, porque la órbita del cometa Pons-Winnecke no estaba en un posición favorable. Sin embargo, el 27 de junio de 1998, se observó un estallido de meteoros que irradiaban de Bootes, que luego se confirmó que estaban asociados con Pons-Winnecke. Fueron increíblemente longevos, con rastros de los meteoros más brillantes que duraron varios segundos a veces. Se observaron muchas bolas de fuego, estelas de tonos verdes e incluso algunos meteoros que proyectaban sombras durante el estallido, que tuvo una tasa horaria cenital máxima de 200 a 300 meteoros por hora.

Dos astrónomos rusos determinaron en 2002 que el material expulsado por el cometa en 1825 fue responsable del estallido de 1998. Se pronosticó que la eyección del cometa que data de 1819, 1825 y 1830 ingresará a la atmósfera de la Tierra el 23 de junio de 2004. Las predicciones de una lluvia menos espectacular que la de 1998 se confirmaron en una exhibición que tuvo un máximo cenital por hora. tasa de 16 a 20 meteoros por hora esa noche. No se espera que los Bootids de junio tengan otro estallido en los próximos 50 años.

Por lo general, solo se ven 1 o 2 meteoros muy lentos por hora; el Bootid de junio promedio tiene una magnitud de 5.0. Está relacionado con los Alpha Draconids y los Bootids-Draconids. La lluvia dura del 27 de junio al 5 de julio, con un pico en la noche del 28 de junio. Las Bootids de junio se clasifican como una lluvia de clase III (variable) y tienen una velocidad de entrada promedio de 18 kilómetros por segundo. Su radiante se encuentra a 7 grados al norte de Beta Boötis.

La Beta Bootids es una lluvia débil que comienza el 5 de enero, alcanza su punto máximo el 16 de enero y finaliza el 18 de enero. Sus meteoros viajan a 43 km/s. La lluvia de meteoritos de enero Bootids es una lluvia de meteoritos joven y corta que comienza el 9 de enero, alcanza su punto máximo del 16 al 18 de enero y termina el 18 de enero.

Phi Bootids es otra lluvia débil que irradia de Bootes. Comienza el 16 de abril, alcanza su punto máximo el 30 de abril y el 1 de mayo, y termina el 12 de mayo. Sus meteoros se mueven lentamente, con una velocidad de 15,1 km/s. Fueron descubiertos en 2006. La tasa horaria máxima de la lluvia puede ser de hasta seis meteoros por hora. Aunque lleva el nombre de una estrella en Bootes, el radiante Phi Bootid se ha trasladado a Hércules. La corriente de meteoros está asociada con tres asteroides diferentes: 1620 Geographos, 2062 Aten y 1978 CA.

Las Lambda Bootids, parte del complejo Bootid-Coronae Borealid, son una lluvia anual débil con meteoros moderadamente rápidos; 41,75 km/s. El complejo incluye Lambda Bootids, así como Theta Coronae Borealids y Xi Coronae Borealids. Todas las lluvias de Bootid-Coronae Borealid son lluvias de cometas de la familia Júpiter; las corrientes en el complejo tienen órbitas muy inclinadas.

Hay varias lluvias menores en Bootes, algunas de cuya existencia aún no se ha verificado. Los Rho Bootids irradian desde cerca de la estrella homónima y se planteó la hipótesis en 2010. El Rho Bootid promedio tiene una velocidad de entrada de 43 km/s. Alcanza su punto máximo en noviembre y dura tres días.

La lluvia Rho Bootid forma parte del complejo SMA, un grupo de lluvias de meteoritos relacionados con las Táuridas, que a su vez está vinculado al cometa 2P/Encke. Sin embargo, el vínculo con la lluvia Taurid permanece sin confirmar y puede ser una correlación casual. Otra lluvia de este tipo es la Gamma Bootids, que se planteó como hipótesis en 2006. Gamma Bootids tiene una velocidad de entrada de 50,3 km/s. Los Nu Bootids, hipotetizados en 2012, tienen meteoritos más rápidos, con una velocidad de entrada de 62,8 km/s.