Procione (α CMi / α Canis Minoris / Alfa Canis Minoris) è la stella più brillante della costellazione del Cane Minore. A occhio nudo appare come una stella singola, l'ottava più brillante dell'intera volta celeste con una magnitudine apparente di +0,34. In realtà si tratta di un sistema binario composto da una stella bianco-gialla di classe spettrale F5 IV−V, chiamata Procione A, e da una debole nana bianca, chiamata Procione B. Le due componenti del sistema orbitano intorno al comune centro di massa con un periodo di poco più di 40 anni. L'elevata luminosità apparente di Procione non è dovuta tanto alla sua brillantezza intrinseca (è circa 7 volte più luminosa del Sole) quanto alla sua vicinanza alla Terra: la sua distanza di dal nostro pianeta ne fa una tra le stelle più vicine a noi. L'età del sistema è valutata in due miliardi e mezzo di anni circa.
Procione forma uno dei tre vertici del Triangolo invernale, assieme a Sirio e a Betelgeuse.
Osservazione
Procione è l'ottava stella più luminosa del cielo notturno con una magnitudine apparente di +0,34. Data la sua grande brillantezza è facilmente individuabile al centro della piccola costellazione del Cane Minore. Procione è posta circa 26° a est di Betelgeuse e circa 26° a nord-est di Sirio. Inoltre Sirio è posta circa 27° a sud-est di Betelgeuse. Le tre stelle quindi formano un triangolo quasi equilatero, di cui Sirio occupa il vertice meridionale, Betelgeuse il vertice nord-occidentale e Procione quello nord-orientale. L'asterismo formato da queste tre luminose stelle è stato chiamato Triangolo invernale, dato che la sua osservazione è particolarmente indicata durante l'inverno boreale. Viene contrapposto al Triangolo estivo, formato da Altair, Deneb e Vega, che è invece osservabile durante l'estate boreale.
Possedendo una declinazione di , Procione è una stella dell'emisfero boreale ma è abbastanza vicina all'equatore celeste da risultare osservabile da tutte le aree della Terra, ad eccezione della parte più interna del continente antartico; a nord invece la stella appare circumpolare ben oltre il circolo polare articoCome si evince da: .
Tra le stelle di prima magnitudine, Procione è quella più vicina all'equatore celeste. È seguita da Betelgeuse, che ha declinazione e da Rigel, che ha declinazione .
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 della Via Lattea invernale. 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.
Procione ha un elevato moto proprio: ogni anno si muove poco più di 1,2 secondi d'arco sulla volta celeste. Tale moto apparente non è tanto dovuto alla velocità intrinseca della stella, quanto alla sua relativa vicinanza al sistema solare. Si tratta comunque di uno spostamento inferiore rispetto a quello di altre stelle vicine. Per confronto, la stella con più alto moto proprio, la stella di Barnard, si muove di circa 10 secondi d'arco all'anno.
A causa della precessione degli equinozi, la declinazione della stella sta lentamente diminuendo; fra alcune migliaia di anni si troverà nell'emisfero australe.
Storia delle osservazioni
Nota sin dall'antichità, gli antichi Egizi ne calcolavano l'ascesa per prevedere le esondazioni del fiume Nilo. Abbiamo testimonianze di Procione anche nei secoli successivi: viene distintamente menzionata da un poeta greco, Arato di Soli, circa nel 270 a.C., oltre che da Claudio Tolomeo nel II secolo. La stella era conosciuta anche ai Latini e, di conseguenza, ai Romani, che la chiamavano Antecanis, 1889..
Nel XIV secolo l'astronomo greco-persiano Georgius Chrysococca trascrisse la stella con il nome di Siaer Siame, simile a quello attribuitole più tardi da Giovanni Riccioli di Siair Siami. Procione è presente anche nelle Tavole alfonsine del 1521 come Aschere, Aschemie o Algomeysa, in quelle del 1545 come Prochion e Algomeyla. Nel XV secolo, l'imperatore timuride e astronomo Uluğ Bek la inserisce nelle sue catalogazioni con il nome di Al Shi'ra al Shamiyyah, spesso abbreviato in Al Shamiyyah.
Nel 1844, tramite misurazioni astrometricheAuwers A. Inaugural-Dissertation. Universität Königsberg, 1862, per giustificare il particolare moto proprio della stella venne ipotizzata da Friedrich Bessel l'esistenza di un "corpo compagno" a lui invisibile, essendo il movimento dell'astro perturbato. Procione divenne così, dopo Sirio, la prima stella di cui venne scoperta la natura binaria. Arthur Auwers nel 1862 ne calcolò i parametri orbitali e teorizzò che il periodo di rivoluzione della stella compagna fosse di circa 40 anni. Procione B venne identificata visualmente per la prima volta solamente alla fine del XIX secolo da John Martin Schaeberle, divenendo così una delle prime nane bianche a venire scoperta nella storia, quando la osservò nella posizione prevista utilizzando il telescopio rifrattore dell'Osservatorio Lick nel 1896.
Ambiente galattico
La brillantezza apparente di Procione, più che alla sua luminosità intrinseca, si deve al fatto che si tratta di una stella relativamente vicina (dista infatti 11,46 anni luce dal Sole), per la precisione il 13º astro più vicino al sistema solare, il quarto se si considerano solo quelli visibili ad occhio nudo, dopo , Sirio e . Trovandosi relativamente vicino al Sole, Procione ne condivide lo stesso ambiente galattico. Le sue coordinate galattiche sono 213,70° e 13,01°. Una longitudine galattica di circa 213° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Procione, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 213°; ciò implica che Procione è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di 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 la Stella di Luyten, una debole nana rossa di magnitudine +9,89 e di classe spettrale M3,5 V. Avendo una luminosità che è solo 1% di quella solare, 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. A 4,6 anni luce da Procione si trova un altro debole sistema binario formato da due nane rosse, Ross 614; a 5 anni luce un'altra nana rossa, DX Cancri; infine a 5,2 anni luce da Procione si trova la luminosa Sirio.
Caratteristiche fondamentali Il sistema e le sue difficoltà di studio Il sistema di Procione è costituito da due componenti. La componente principale (Procione A o α Canis Minoris A) è una nana/subgigante giallo-bianca di classe spettrale F5 V-IV; la componente secondaria (Procione B o α Canis Minoris B) è una nana bianca. Se si riesce a determinare l'orbita percorsa dalle stelle che compongono un sistema binario, la loro massa può essere dedotta tramite le leggi 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 stelle e per la piccola separazione angolare tra di esse. In particolare, le due componenti hanno una differenza di luminosità che si aggira intorno alle dieci magnitudini, 2000. (cioè Procione A è circa 10 000 volte più luminosa di Procione B, essendo la magnitudine espressa mediante una scala logaritmica) e hanno una separazione angolare al periastro pari a e all'apoastro pari a (per confronto, la distanza angolare fra Sirio A e Sirio B è al periastro).
Studi di stabilità orbitale hanno indagato i valori limite, in termini di massa e periodo orbitale, per la presenza di eventuali oggetti substellari, quali pianeti o nane brune, nei sistemi binari, 1999.. È stato così determinato che eventuali pianeti potrebbero permanere in orbita attorno a Procione A (senza venir espulsi cioè dalle azioni gravitazioni dell'altra stella) se avessero al più un periodo di 3,7 anni, mentre un pianeta potrebbe orbitare stabilmente attorno a B se avesse un periodo di 2,8 anni al massimo. Tuttavia, rilevamenti astrometrici pur accurati condotti con un telescopio spaziale quale Hubble potrebbero non riuscire a identificare oggetti attorno ad A con massa pari a 5 volte quella di Giove o inferiore, e riuscirebbero a rilevare la presenza di un pianeta di solo se orbitasse ad almeno 1,5 UA di distanza dalla stella. Migliori risultati invece sono possibili per la nana bianca. In questo caso, è già possibile escludere che, in orbita attorno ad essa, siano preseniti pianeti di 5 masse gioviane o più con periodi superiori a 2 anni, e oggetti di 10 masse gioviane o più con periodi uguali o superiori a 0,5 anni, 2015..
Orbita e masse In epoca moderna, uno dei primi tentativi di determinare la massa delle due componenti si deve all'astronomo danese Kaj Strand (1951), 1951.. Strand ha utilizzato per la determinazione dell'orbita circa 200 fotografie prese fra il 1915 e il 1949 dal rifrattore di dell'Osservatorio Yerkes e dal rifrattore di dell'Osservatorio McCormick. Per quanto riguarda Procione A, Strand ha calcolato un periodo orbitale di anni, una eccentricità orbitale pari a 0,40, un semiasse maggiore di e una inclinazione dell'orbita rispetto al piano della nostra visuale di . L'ascensione retta del nodo ascendente è inoltre stimata essere . Per quanto riguarda Procione B, Strand ha calcolato invece un semiasse maggiore di 4,548", una inclinazione di e un'ascensione retta di . Sulla base di questi parametri e della parallasse, che Strand assumeva essere 0,287", si può dedurre una massa totale del sistema di , mentre le masse individuali sono per Procione A e per Procione B.
Irwin e colleghi (1992), 1992. hanno integrato le osservazioni utilizzate da Strand con misurazioni delle velocità radiali determinate tramite il Dominion Astrophysical Observatory e il Canada-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 , l'eccentricità 0,365, l'inclinazione orbitale e l'ascensione retta . Questi nuovi parametri orbitali hanno portato a leggere correzioni nelle masse delle due componenti, calcolate essere rispettivamente e .
Guenther e Demarque (1993), 1993. hanno studiato le tracce evolutive sul diagramma H-R di stelle aventi metallicità simile a quella del Sole e masse pari , e . Nessuna delle tracce delle stelle aventi masse 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 massa e un'età compresa fra 1,8 e 2,0 miliardi di anni, cioè alla fine della loro permanenza nella sequenza 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.