Visualizza wikitesto di Procione (astronomia)

{{Vaglio|arg=astronomia}}
{{corpo celeste
|tipo=Stella
|lettera_stella=Alfa 
|nome_stella=Alfa Canis Minoris
|id_stella= 
|nome=Procione
|distanza_anniluce={{M|11,4|ul=anni luce}}<ref name="solstation">{{cita web | url=http://www.solstation.com/stars/procyon2.htm | titolo=Sol Station — Procyon | accesso=29 agosto 2009 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150317112550/http://www.solstation.com/stars/procyon2.htm | urlmorto=sì }}</ref>
|sigla_costellazione=CMi
|immagine=Position Alpha Cmi.png
|didascalia=La posizione di Procione nella costellazione del [[Canis Minor|Cane Minore]].
|categoria=[[Stella binaria]] ([[nana bianco-gialla]] + [[nana bianca]])
|ar={{RA|7|39|18,1183}}<ref name="SIMBAD">{{cita web| url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=PROCYON&submit=SIMBAD+search | titolo= NAME PROCYON AB -- Spectroscopic binary |accesso=2 dicembre 2024}}</ref>
|declinaz= {{DEC|+5|13|29,975}}<ref name="SIMBAD"/>
|epoca=[[J2000.0]]
|long_galattica=213,7022<ref name="SIMBAD"/>
|lat_galattica=+13,0194<ref name="SIMBAD"/>
|classe_spettrale=A: F5 IV-V<ref name="SIMBAD"/> / B: DQZ<ref name="Provencal2002"/>
|tipo_variabile=[[Variabile BY Draconis|BY Draconis]]<ref name="solstation"/><ref name="schaaf3"/>
|periodo_variabile =
|raggio_sole={{m|2,048|0,025}}<ref name=Kervella/> / {{m|0,01232|0,00032}}<ref name="Provencal2002">{{cita|J. L. Provencal ''et al''.||Provencal2002}}, 2002.</ref><ref name=Bond/>
|schiacciamento=
|massa=
|massa_sole= 1,478 / 0,59<ref name=Bond>{{cita|H. E. Bond ''et al''.||Bond2015}}, 2015.</ref>
|densità=
|periodo_rotaz={{m|20,6|1|u=giorni}}<ref name=Arentoft/>
|velocità_rotaz={{m|5|0,5|u=km/s}} 
<ref name=Arentoft/>
|velocità_rotaz_note=
|inclinazione_asse_su_piano_galattico=
|temp_min=
|temp_med={{m|6530|49}}<ref name=AllendePrieto/> / {{Val|7740|50|ul=K}}<ref name="Provencal2002" />
|temp_max=
|luminosità=
|luminosità_sole={{m|7,049|0,064}}<ref name=Soubiran2024>{{Cita pubblicazione|titolo=Gaia FGK benchmark stars: Fundamental Teff and log g of the third version|autore=C. Soubiran|etal=si|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=682|numero=A145|anno=2024|accesso=2024-12-28|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/02/aa47136-23/aa47136-23.html}} [https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/A%2BA/682/A145&HIP=HIP37279 Dati] su [[VizieR]]</ref>. / 0,0007{{efn|Deducibile dal fatto che Procione B è circa 10&nbsp;000 volte meno luminosa della sua compagna.}}
|radianza=
|indice_di_colore= U-B: 0,00<br />B-V: +0,42<ref>{{cita|H. L. Johnson ''et al''.||Johnson}}, 1966.</ref>
|metallicità=[Fe/H] 91-100% del Sole<ref name=Soubiran2024/>
|età=2,31 - 2,71 miliardi di anni<ref name=Kervella/><ref name=Bond/>
|magn_app=+0,34<ref name="schaaf1">{{cita|Schaaf|p. 163|Bright}}.</ref> / 10,4<ref name=Girard/>
|magn_ass=+2,65 / 13,04
|parallasse={{m|285,93|0,88}}<ref name="SIMBAD"/>
|moto_proprio= {{moto proprio| ar={{formatnum:-714.59}}<ref name="SIMBAD"/> | dec={{formatnum:-1036,80}}<ref name="SIMBAD"/>}}
|velocità_radiale={{formatnum:-4,5}}<ref name="SIMBAD"/>
|accel_gravità = {{m|3.96|0.02}}<ref name=AllendePrieto/> / 8,0<ref name="Provencal2002" /> log''g''
|designazioni_alternative_stellari = 
 Elgomaisa, Algomeysa, Antecanis,<ref>{{cita web|url=http://www.alcyone.de/cgi-bin/search.pl?object=HR2943|titolo=Procyon|accesso=29 agosto 2009|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130115091243/http://www.alcyone.de/cgi-bin/search.pl?object=HR2943|urlmorto=sì}}</ref> α&nbsp;Canis Minoris, [[nomenclatura di Flamsteed|10&nbsp;Canis Minoris]], [[General Catalogue of Trigonometric Parallaxes|GCTP]]&nbsp;1805.00, [[catalogo HR|HR]]&nbsp;2943, [[Bonner Durchmusterung|BD]]+05°1739, [[catalogo HD|HD]]&nbsp;61421, [[Cataloghi Luyten|LHS]]&nbsp;233, [[catalogo Gliese|GJ]]&nbsp;280, [[Catalogo Hipparcos|HIP]]&nbsp;37279, GC&nbsp;10277, [[Aitken Double Star Catalogue|ADS]]&nbsp;6251, [[Catalogo delle componenti delle stelle doppie e multiple|CCDM]]&nbsp;07393+0514, TD1&nbsp;10647.
|semiasse_maggiore={{M|2,229|e=9|0,0015|ul=km}}<br />{{M|14,9|0,1|ul=UA}}<ref name=Girard/>
|eccentricità={{m|0,407|0,005}}<ref name=Girard/>
|periodo_orbitale=40,84 anni<ref name=Bond/>
|inclinazione_orbita={{m|31,1|0,6|u=°}}<ref name=Bond/><ref name=Girard/>
|nodo_ascendente={{m|97,3|0,3|u=°}}<ref name=Girard/>
|mappa = no}}

'''Procione''' ([[Nomenclatura di Bayer|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'[[Lista delle stelle più brillanti del cielo|ottava più brillante]] dell'intera [[volta celeste]] con una [[magnitudine apparente]] di +0,34. In realtà si tratta di un [[stella binaria|sistema binario]] composto da una stella bianco-gialla di [[classificazione stellare|classe spettrale]] F5IV-V, chiamata ''Procione A'', e da una debole [[nana bianca]], chiamata ''Procione B''. Le due componenti del sistema [[orbita]]no intorno al comune [[centro di massa]] con un [[periodo orbitale|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 {{M|11,4|ul=anni luce}} dal nostro pianeta ne fa una tra le [[Stelle più vicine alla Terra|stelle più vicine a noi]]. L'età del sistema è valutata in due miliardi e mezzo di anni circa.

Procione forma uno dei tre [[Vertice (geometria)|vertici]] del [[Triangolo invernale]], assieme a [[Sirio]] e a [[Betelgeuse]].

== Osservazione ==
[[File:Hubble heic0206j.jpg|thumb|left|L'[[asterismo]] del [[Triangolo invernale]]; le stelle costituenti sono, a partire dal basso in senso orario: [[Sirio]] (α [[Cane Maggiore|CMa]]), Procione e [[Betelgeuse]].]]

Procione è l'ottava stella più luminosa del cielo notturno con una magnitudine apparente di +0,34<ref name="schaaf1"/>. 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 [[Triangolo equilatero|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 [[emisfero boreale|boreale]]<ref>{{cita web|titolo=The Winter Triangle|url=http://souledout.org/nightsky/wintertriangle/wintertriangle.html|accesso=31 gennaio 2009}}</ref>. Viene contrapposto al [[Triangolo estivo]], formato da [[Altair]], [[Deneb]] e [[Vega]], che è invece osservabile durante l'estate boreale.

Possedendo una [[declinazione (astronomia)|declinazione]] di {{TA|+5° 13'}}, Procione è una stella dell'[[emisfero celeste boreale|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 [[Antartide|continente antartico]]; a nord invece la stella appare [[circumpolare]] ben oltre il [[circolo polare artico]]<ref name="Uranom">Come si evince da: {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}</ref>{{efn|Una declinazione di 5°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord 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.}}.

Tra le stelle di prima magnitudine, Procione è quella più vicina all'equatore celeste. È seguita da Betelgeuse, che ha declinazione {{TA|+7° 24'}} e da Rigel, che ha declinazione {{TA|−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 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&nbsp;[[Secondo (geometria)|secondi d'arco]] sulla [[volta celeste]]<ref name="SIMBAD"/>{{efn|Il moto proprio totale può essere calcolato mediante la seguente formula:
:<math>\begin{smallmatrix} \mu^{2} = (\mu_\alpha \times cos \delta)^{2} + \mu_{\delta}^{2} \end{smallmatrix}</math>
dove μ<sub>α</sub> è il moto proprio in ascensione retta, μ<sub>δ</sub> è il moto proprio in declinazione e δ è la declinazione. Procione ha un moto proprio in ascensione retta di -714,59 [[milliarcosecondo|mas]], un moto proprio in declinazione di -1036,80 mas e una declinazione di 5,13°. Quindi si ottiene:
:<math>\begin{smallmatrix} \mu^{2} = (-714,59 \times cos(5,13^\circ))^{2} + (-1036,8)^{2} = 1257,58 \end{smallmatrix}</math>
quindi μ è uguale a {{TA|1257 mas}}, corrispondenti a poco più di 1,2 arcosecondi. Cfr. {{Cita|D. S. Birney ''et al''.|p. 75|Birney2006}}  }}. 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&nbsp;secondi d'arco all'anno<ref>{{cita web| url=https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=barnard+star&submit=SIMBAD+search | titolo=NAME Barnard's star |accesso=6 dicembre 2024}}</ref>.

A causa della [[precessione degli equinozi]], la [[declinazione (astronomia)|declinazione]] della stella sta lentamente diminuendo; fra alcune migliaia di anni si troverà nell'[[emisfero australe]]<ref>{{cita web | titolo=La precessione | url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm | accesso=30 aprile 2008}}</ref><ref>{{cita web | titolo=Corso di astronomia teorica - La precessione | url=http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm | accesso=2 maggio 2008 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080804115523/http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm | urlmorto=sì }}</ref>.

== Ambiente galattico ==
[[File:12lys.png|upright=1.4|thumb|left|Mappa delle stelle entro un raggio di 12,5 [[anno luce|anni luce]] dal [[Sole]]. Si apprezza la posizione di Procione rispetto al Sole, al [[piano galattico]] e al [[centro 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 11,4 anni luce dal Sole<ref name=Girard/>), per la precisione il 13º [[lista delle stelle più vicine alla Terra|astro più vicino al sistema solare]], il quarto se si considerano solo quelli visibili ad occhio nudo, dopo {{STL|Alfa|Cen}}, [[Sirio]] e {{STL|Epsilon|Eri}}. Trovandosi relativamente vicino al Sole, Procione ne condivide lo stesso ambiente galattico. Le sue [[coordinate galattiche]] sono 213,70° e 13,01°<ref name="SIMBAD"/>. 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]]<ref name="solstation"/>, una debole [[nana rossa]] di magnitudine +9,89 e di classe spettrale M3,5 V. Avendo una [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] che è solo 1% di quella solare<ref>{{cita web|url=http://www.solstation.com/stars/luytens.htm|titolo=Sol Station - Luyten's Star|accesso=11 marzo 2011}}</ref>, 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{{efn|name=Magn|Nota la distanza e la magnitudine assoluta, la magnitudine apparente è data dalla formula: <math>\ m = M -5 + 5 \log_{10}d</math>, 
dove <math>\ d</math> è la distanza dell'oggetto espressa in parsec.}}. A 4,6 anni luce da Procione si trova un altro debole [[stella doppia|sistema binario]] formato da due nane rosse, [[Ross 614]]<ref name="solstation"/>; a 5 anni luce un'altra nana rossa, [[DX Cancri]]<ref name="solstation"/>; infine a 5,2 anni luce da Procione si trova la luminosa Sirio<ref name="solstation"/>.

== 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 bianco-gialla|nana]]/[[stella subgigante|subgigante]] giallo-bianca di [[classificazione stellare|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 (fisica)|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 componenti e per la piccola [[Distanza angolare|separazione angolare]] tra di esse. In particolare, le due componenti hanno una differenza di luminosità che si aggira intorno alle 10 magnitudini<ref name=Girard>{{cita|T. M. Girard ''et al''.||Girard2000}}, 2000.</ref> (cioè Procione A è circa 10&nbsp;000 volte più luminosa di Procione B) e hanno una separazione angolare al [[apside|periastro]] pari a {{M|2,23|ul="}}<ref name="schaaf3"/> e all'[[apside|afastro]] pari a {{M|5|u="}}<ref name=Girard/> (per confronto, la distanza angolare fra Sirio A e [[Sirio B]] è {{M|8,04|u="}} al periastro<ref name="schaaf3"/>).

[[File:Procyon A and Procyon B (29468251154).jpg|miniatura|destra|La coppia Procione A-B risolta nel 2012. È descritta l'orbita che Procione B avrebbe compiuto negli anni successivi.]]

Studi di [[Teoria della stabilità|stabilità]] orbitale hanno indagato i [[Limite superiore e limite inferiore|valori limite]], in termini di massa e periodo orbitale, per la presenza di eventuali [[Oggetto substellare|oggetti substellari]], quali [[pianeta|pianeti]] o [[nana bruna|nane brune]], nei sistemi binari<ref>{{cita|M. J. Holman e P. A. Wiegert||Holman1999}}, 1999.</ref>. È stato così determinato che eventuali pianeti potrebbero permanere in orbita attorno a Procione A (senza venir espulsi cioè dalle [[Problema dei tre corpi|azioni gravitazioni dell'altra stella]]) se avessero al più un [[Periodo orbitale|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, [[Astrometria|rilevamenti astrometrici]] pur accurati condotti con un [[telescopio spaziale]] quale [[telescopio spaziale Hubble|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 {{M|10|ul=masse gioviane}} 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<ref>{{cita|H. E. Bond ''et al''.|p. 14|Bond2015}}, 2015.</ref>.

=== Orbita e masse ===
La duplicità di Procione è stata scoperta tramite misurazioni [[astrometria|astrometriche]]; l'esistenza di Procione B venne ipotizzata da [[Friedrich Bessel]] sin dal [[1844]], per giustificare il particolare [[moto proprio]] della stella, sebbene i parametri orbitali siano stati calcolati solamente nel [[1862]] da [[Arthur Auwers]]<ref>Auwers A. Inaugural-Dissertation. Universität Königsberg, 1862</ref>. Procione B fu osservata per la prima volta nel [[1896]], quando [[John Martin Schaeberle]] la osservò nella posizione prevista utilizzando il [[telescopio rifrattore]] {{M|91.4|u=cm}} dell'[[Osservatorio Lick]]<ref>{{cita libro| autore=Robert Burnham Jr.| titolo= Burnham's Celestial Handbook| url=https://archive.org/details/burnhamscelestia02robe| città= New York| editore= Dover Publications Inc.| anno= 1978|p=450}}</ref>.

In epoca moderna, uno dei primi tentativi di determinare la massa delle due componenti si deve all'astronomo danese Kaj Strand (1951)<ref name=Strand>{{cita|K. AA. Strand||Strand1951}}, 1951.</ref>. Strand ha utilizzato per la determinazione dell'orbita circa 200 fotografie prese fra il [[1915]] e il [[1949]] dal rifrattore di {{M|102|ul=cm}} dell'[[Osservatorio Yerkes]] e dal rifrattore di {{M|67|u=cm}} dell'[[Osservatorio McCormick]]. Per quanto riguarda Procione A, Strand ha calcolato un [[Periodo di rivoluzione|periodo orbitale]] di {{formatnum:40.65}} anni, una [[eccentricità orbitale]] pari a 0,40, un [[semiasse maggiore]] di {{M|1,217|u="}} e una [[Inclinazione orbitale|inclinazione]] dell'orbita rispetto al piano della nostra visuale di {{M|35.7|ul=°}}. L'[[ascensione retta del nodo ascendente]] è inoltre stimata essere {{M|104,3|u=°}}. Per quanto riguarda Procione B, Strand ha calcolato invece un semiasse maggiore di 4,548", una inclinazione di {{M|35,7|u=°}} e un'ascensione retta di {{M|284.3|u=°}}. Sulla base di questi parametri e della [[parallasse]], che Strand assumeva essere 0,287", si può dedurre una massa totale del sistema di {{M|2,37|ul=masse solari}}, mentre le masse individuali sono {{Val|1,74|u=masse solari}} per Procione A e {{Val|0,63|u=masse solari}} per Procione B.

Irwin e colleghi (1992)<ref>{{cita|A. W. Irwin ''et al''.||Irwin1992}}, 1992.</ref> hanno integrato le osservazioni utilizzate da Strand con misurazioni delle [[velocità radiale|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 {{M|1,179|ul="}}, l'eccentricità 0,365, l'inclinazione orbitale {{M|31,9|u=°}} e l'ascensione retta {{M|104,8|u=°}}. Questi nuovi parametri orbitali hanno portato a leggere correzioni nelle masse delle due componenti, calcolate essere rispettivamente {{M|1,751|0,087|u=masse solari}} e {{Val|0,622|0,023|u=masse solari}}.

[[File:Procyonorbitillustration.jpg|thumb|upright=1.4|L'orbita di Procione B attorno a Procione A.]]

Guenther e Demarque (1993)<ref>{{cita|D. B. Guenther e P. Demarque||Guenther1993}}, 1993.</ref> hanno studiato le [[evoluzione stellare|tracce evolutive]] sul [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]] di stelle aventi [[metallicità]] simile a quella del Sole e masse pari {{M|1,50|u=masse solari}}, {{M|1,60|u=masse solari}} e {{M|1,75|u=masse solari}}. Nessuna delle tracce delle stelle aventi masse {{M|1,60|e|1,75|u=masse solari}} 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 {{M|1,50|u=masse solari}} 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.

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)<ref name=Girard/>. 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 del [[telescopio 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 {{M|1,232|u="}}, l'eccentricità 0,407, l'inclinazione orbitale {{M|31,1|u=°}} e l'ascensione retta {{M|97,3|u=°}}. Inoltre correggono la parallasse in {{M|283.2|1,5}} [[milliarcosecondo|mas]]. 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 {{M|2,099|u=masse solari}}, che Procione A abbia una massa di {{M|1,497|0,037|u=masse solari}} e Procione B una massa di {{M|0,602|0,015|u=masse solari}}. Questo riconcilia la massa di Procione A stimata in base al moto orbitale e quella stimata da Guenther e 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&nbsp;mas, che alla distanza stimata corrispondono a circa {{Converti|14,9|UA|km|abbr=on|lk=on}}, poco meno della distanza che separa [[Urano (astronomia)|Urano]] dal [[Sole]]. Tuttavia l'elevata eccentricità dell'orbita porta le due stelle che formano il sistema a una distanza minima di 9&nbsp;UA (circa 1,35 miliardi di km) e a una massima di 21&nbsp;UA (circa 3,15 miliardi di km)<ref name="solstation" />.

Gli studi successivi hanno sostanzialmente confermato le misurazioni di Girard e colleghi (2000) ponendo la massa di Procione A fra 1,4 e {{M|1.5|u=masse solari}}. Per esempio, Allende Prieto e colleghi (2002)<ref name=AllendePrieto>{{cita|C. Allende Prieto ''et al''.||AllendePrieto}}, 2002.</ref> usano gli stessi parametri orbitali di Girard e colleghi (2000), ma correggono la loro parallasse con quella ricavata dalle osservazioni del satellite [[Hipparcos]], che è {{M|285.93|0.88}}<ref>Quindi, secondo la misurazione di Hipparcos, Procione è distante 3,497&nbsp;[[parsec]], corrispondenti a 11,406&nbsp;anni luce.</ref>. Il valore della massa ottenuto da Allende e colleghi (2002) dopo questa correzione è {{M|1,42|0,06|u=masse solari}}. Nel 2006 Gatewood e Han<ref>{{cita|G. Gatewood e I. Han||Gatewood2006}}, 2006.</ref>, basandosi su nuove misure [[Astrometria|astrometriche]] correggono leggermente la parallasse di Hipparcos a {{M|285.53|0.59}} mas. Assumendo i valori dell'orbita di Girard e colleghi (2000), che sono risultati in accordo con le loro osservazioni, calcolano il valore delle masse essere {{M|1,431|0,034|u=masse solari}} per Procione A e {{M|0,578|0,014|u=masse solari}} per Procione B. Infine uno studio del 2015 che combina i dati di due decadi di osservazioni con quelle del [[telescopio spaziale Hubble]] riporta valori per A e B rispettivamente di {{M|1,478|0,012|u=masse solari}} e {{M|0,592|0,006|u=masse solari}}<ref name=Bond/>.

=== Procione A ===

[[File:Procyon Celestia.jpg|thumb|left|Rappresentazione artistica di Procione A.]]

==== Temperatura superficiale e raggio ====
Il valore della temperatura superficiale di Procione è conosciuto con margini di errore abbastanza bassi. Le temperature misurate variano fra {{M|6500|e|6811|u=K}}<ref name=Kervella>{{cita|P. Kervella ''et al''.||Kervella2004}}, 2004.</ref>. Una delle misure più adottate è quella di Allende Prieto e colleghi (2002)<ref name=AllendePrieto/>, i quali stimano un valore di {{M|6530|49|ul=K}}. Il valore precedentemente calcolato da Fuhrmann e colleghi (1997)<ref>{{cita|K. Fuhrmann ''et al''.||Fuhrmann1997}}, 1997.</ref> è quasi coincidente: {{M|6531|90|ul=K}}. Quello di Bedding e colleghi (1996) è molto vicino: {{M|6500|ul=K}}<ref>{{cita|T. R. Bedding ''et al''.||Bedding1996}}, 1996.</ref>. La temperatura superficiale di Procione è quindi circa {{M|700|u=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 suo [[raggio (astronomia)|raggio]] mediante tecniche [[Interferometria|interferometriche]]. Come nel caso della temperatura, c'è un discreto accordo fra i vari studi volti a misurare il raggio di questa stella. Il primo tentativo di misura del raggio utilizzando queste tecniche è stato compiuto da Hanbury Brown e colleghi nel 1974 utilizzando il [[Narrabri Stellar Intensity Interferometer]], presso Narrabri, nel [[Nuovo Galles del Sud]]<ref>{{cita|R. Hanbury Brown ''et al''.||Hanbury1974}}, 1974.</ref>. Essi hanno ottenuto un [[diametro angolare]] di {{M|5.10|0.16}} mas, che diventano {{M|5.41|0.17}} mas quando sia applicata una correzione dovuta all'[[oscuramento al bordo]]. Si sono poi succeduti altri tentativi, utilizzando strumenti più moderni. Mozurkewich e colleghi (1991) hanno utilizzato il complesso interferometrico dell'[[Osservatorio di Monte Wilson]] per misurare il diametro angolare di Procione: il valore ottenuto è stato di {{M|5,51}} mas, una volta che si sia preso in considerazione l'oscuramento dal bordo<ref>{{cita|D. Mozurkewich ''et al''.||Mozurkewich1991}}, 1991.</ref>. Utilizzando il [[Navy Prototype Optical Interferometer]] installato presso [[Flagstaff (Arizona)|Flagstaff]] in [[Arizona]], Nordgren e colleghi (2001)<ref>{{cita|T. E. Nordgren ''et al''.||Nordgren2001}}, 2001.</ref> hanno ottenuto una misura di {{M|5,43|0,07}} mas. Kervella e colleghi (2004)<ref name=Kervella/> hanno utilizzato il [[Very Large Telescope]], installato sul [[Cerro Paranal]] in [[Cile]], e hanno ottenuto un diametro di {{M|5,448|0,053}} mas. Chiavassa e colleghi (2012) hanno utilizzato il [[Mark III Stellar Interferometer]] installato presso il Monte Wilson e l'interferometro del Very Large Telescope, ottenendo un valore di {{M|5,390|0,03}} mas<ref name=Chiavassa>{{cita|A Chiavassa ''et al''||Chiavassa2012}}, 2012</ref>. 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 di {{M|2,026|0,014|u=raggi solari}}. Si può osservare che Procione, pur essendo meno massiccia di Sirio ({{M|1,48|u=masse solari}} contro {{M|2,15|u=masse solari}}), ha un raggio maggiore ({{M|2,03|u=raggi solari}} contro {{M|1,88|u=raggi solari}}). Questo fatto è probabilmente un indizio del suo [[evoluzione stellare|stato evolutivo]].

Assumendo una massa di {{M|1,430|0,034|u=masse solari}} e un raggio di {{M|2,026|0,014|u=raggi solari}}, Chiavassa e colleghi (2012)<ref name=Chiavassa/>, hanno ricavato una [[Gravità di superficie|gravità superficiale]] log ''g'' = {{M|4,01|0,03}}.{{efn|La gravità superficiale ''g'' è ricavabile dal raggio R e dalla massa M attraverso la formula <math>\begin{smallmatrix} g = G \frac{M}{R^2}\end{smallmatrix} </math>, ove G è la [[costante di gravitazione universale]].}} 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 del [[magnesio]], hanno dato risultati compatibili, di poco superiori a log&nbsp;''g'' = 4. Ad esempio, due studi del [[2000]] hanno stimato la gravità superficiale di Procione, rispettivamente, log&nbsp;''g'' = 4,02<ref>{{cita|G. Zhao e T. Gehren||Zhao2000}}, 2000.</ref> e log&nbsp;''g'' = 4,04<ref>{{cita|L. Mashonkina e T. Gehren||Mashonkina2000}}, 2000.</ref>.

==== Luminosità, metallicità e velocità di rotazione ====
[[File:Procyon - through a small telescope..jpg|miniatura|destra|Procione osservata tramite un piccolo telescopio.]]
Avendo misurazioni abbastanza precise della temperatura e del raggio di Procione, è possibile avere dati relativamente affidabili anche riguardo alla sua luminosità assoluta{{efn|Infatti in base alla [[Legge di Stefan-Boltzmann]] la luminosità assoluta di una stella è ricavabile da raggio e temperatura in base alla seguente formula:<math>\begin{smallmatrix}\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{R}{R_{\odot}}\right)^2 \cdot \left(\frac{T}{T_{\odot}}\right)^4\end{smallmatrix}</math>}}: Steffen (1985)<ref>{{cita|M. Steffen||Steffen1985}}, 1985.</ref> deduce una luminosità di {{M|7,12|1,0|u=luminosità solare}} e tutte le misurazioni successive non si discostano molto da questo valore. La temperatura superficiale misurata da Allende Prieto e colleghi (2002) ({{M|6530|49|u=K}}) e il raggio misurato da Kervella e colleghi (2004) ({{M|2,048|0,025|u=raggi solari}}), allora la luminosità assoluta di Procione risulta essere {{M|6,84|0,37|u=luminosità solare}}<ref name=Provost>{{cita|J. Provost ''et al''.||Provost2006}}, 2006</ref>, mentre misurazioni effettuate tramite il [[satellite Gaia]] negli [[anni 2020]] indicano un valore di {{M|7,049|0,064|u=luminosità solare}}<ref name=Soubiran2024/>. Una tale [[luminosità (fisica)|luminosità]] risulta molto elevata per la classe spettrale cui appartiene. Infatti una stella di sequenza principale di massa {{M|1,478|u=masse solari}} dovrebbe avere una luminosità compresa fra 3,9 e {{M|4,6|u=luminosità solare}}{{efn|La luminosità di una stella è determinata dal seguente rapporto: <math>\begin{smallmatrix}\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^p\end{smallmatrix}</math>, ove ''p'' è un numero compreso fra 3,5 e 3,9. Quindi la luminosità di Procione, se fosse ancora nella [[sequenza principale]], sarebbe compresa fra <math>1,478^{3,5}</math> e <math>1,478^{3,9}</math> L<sub>☉</sub>, cioè fra 3,9 e 4,59&nbsp;L<sub>☉</sub>. Cfr. {{cita web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/masslum.html|titolo=The Mass Luminosity Relation|accesso=21 marzo 2011}} }}, poco più della metà della luminosità di Procione. Questo fatto dà ulteriori informazioni circa lo [[evoluzione stellare|stato evolutivo]] della stella.

Al fine di stabilire un modello adeguato di Procione A è necessario anche calcolare la sua [[metallicità]], ossia l'abbondanza di elementi più pesanti dell'[[idrogeno]] e 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 al [[1995]] elencate da [[SIMBAD]]<ref name="SIMBAD"/> 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. Allende Prieto e colleghi (2002)<ref name=AllendePrieto/>, con uno studio basato sull'analisi delle linee [[ferro|Fe]] I e Fe II ottengono una metallicità [Fe/H] = {{M|−0,05|0,03}}, mentre C. Soubiran e colleghi nel 2024 riportano un valore preso dalla letteratura di [Fe/H] = {{M|−0,02|0,02}} che corrisponde a un valore compreso fra il 91% e il 100% dell'abbondanza di metalli solare<ref name=Soubiran2024/>.

La velocità di [[Rotazione stellare|rotazione]] di Procione, proiettata sul piano della nostra visuale, è piuttosto bassa. Gray (1981) ha calcolato un valore di ''v'' × [[seno (matematica)|sin]] ''i'' (ove ''i'' è l'[[Inclinazione orbitale|inclinazione]] dell'[[rotazione|asse di rotazione]] della stella rispetto alla nostra linea di vista) di {{M|2,8|0,3|ul=km/s}}<ref>{{cita|D. F. Gray||Gray1981}}, 1981.</ref>. Misurazioni successive, benché fra loro non completamente coincidenti, confermano la non elevata velocità di rotazione: Benz e Mayor (1984)<ref>{{cita|W. Benz e M. Mayor||Benz1984}}, 1984.</ref> hanno misurato un valore di ''v'' × sin ''i'' pari a {{M|4,5|1,1|u=km/s}}, confermato poi da Fekel (1997)<ref>{{cita|F. C. Fekel||Fekel1997}}, 1997.</ref>. Infine Allende Prieto e colleghi (2002)<ref name=AllendePrieto/>, sempre basandosi sull'analisi delle linee del ferro neutro e [[ione|ionizzato]] una volta, ricavano un valore di {{M|3,16|0,50|u=kms/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 di ''i'': se l'asse di rotazione dovesse essere molto inclinato rispetto alla nostra linea di vista, allora il valore di sin ''i'' sarebbe 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 sin ''i'' sarebbe molto vicino a 1 e quindi la velocità misurata sarebbe vicina a quella reale. Il valore di ''i'' non è stato ancora determinato con precisione. Arentoft e colleghi (2008)<ref name=Arentoft>{{cita|T. Arentoft ''et al''.||Arentoft2008}}, 2008.</ref> hanno tuttavia individuato un ciclo di variazione nella [[velocità radiale]] di Procione A della durata di {{M|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 {{M|20,6|1}} giorni e che la sua velocità di rotazione all'[[equatore]] sia {{M|5|0,5|u=km/s}}. In tal caso si ricaverebbe ''i''= 39°&nbsp;±&nbsp; 7°. Poiché non è implausibile supporre che l'asse di rotazione di Procione A sia [[Perpendicolarità|perpendicolare]] al [[piano orbitale]] e poiché questo è inclinato 31°, ci si può aspettare che il valore di ''i'' sia vicino a 31°. Quindi un valore di 39°&nbsp;±&nbsp;7° è probabilmente abbastanza accurato.

==== Età e stato evolutivo ====

[[File:Updated Hertzsprung-Russell Diagram.jpg|thumb|left|upright=1.4|Posizione di Procione A, di Procione B e di altre stelle nel [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma HR]].]]

Mentre su molte proprietà di Procione, c'è un sostanziale accordo fra gli studiosi, riguardo all'età del sistema sono state avanzate stime molto diverse. 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)<ref name=Girard/> ha permesso di avanzare l'ipotesi che Procione abbia una età di 1,8&nbsp;-&nbsp;2 miliardi di anni e che si trovi alla fine della sua permanenza della [[sequenza principale]]. Kervella e colleghi (2004)<ref name=Kervella/> 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 le [[reazione nucleare|reazioni nucleari]], ma ipotizzano una età compresa fra i 2,31 e i 2,71 miliardi di anni. Essi hanno trovato una conferma indipendente delle loro misurazioni: Provencial e colleghi (2002) ipotizzano Procione B sia diventata una nana bianca {{M|1,7|0,1}} miliardi di anni fa<ref name="Provencal2002"/>. Se si suppone che Procione A abbia 2,3 miliardi di anni e che le due stelle siano nate insieme nella stessa nube di [[gas]], 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<sub>☉</sub>. Stelle di questa massa, hanno un nucleo di 0,57 M<sub>☉</sub><ref>{{cita|R. D. Jeffries||Jeffries1997}}, 1997.</ref>. 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 vicine a tale valore.

Liebert e colleghi (2013) arrivano invece a conclusioni alquanto diverse. Assumendo una massa di {{M|1,48|u=masse solari}} e usando un nuovo codice per le tracce evolutive delle stelle, che tiene conto di molteplici parametri, deducono una età di {{M|1,87|0,13}} miliardi di anni, quindi molto inferiore a quella stimata da Karvella e colleghi. Questo dato non sembra in accordo con la massa e la temperatura di Procione B, ma Liebert e colleghi affermano che, poiché la nana bianca appartiene a una rara classe spettrale, le stime sulla sua età sono probabilmente falsate. Tenendo conto del fatto che il nucleo di Procione B contiene probabilmente ossigeno, oltre che carbonio, il team di studiosi deducono che Procione B ha raggiunto lo stadio di nana bianca {{M|1,19|0,11}} miliardi di anni fa. Si tratta di un valore anche in questo caso molto più basso di quelli stimati in precedenza.<ref>{{cita|J. Liebert||Liebert2013}}, 2013</ref>

Howard E. Bond e colleghi affermano nel loro studio un valore iniziale di B più basso, compreso tra 1,8 e {{M|2,2|ul=masse solari}}, 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<ref name=Bond/>.

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 la [[Classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classe di Yerkes]] V, a cui vengono ascritte le stelle di sequenza principale, e quella IV, a cui vengono ascritte le [[stella subgigante|stelle subgiganti]]. Procione A ha dunque iniziato la propria espansione che la porterà a diventare nei prossimi 10-100 milioni di anni una [[gigante rossa]] di dimensioni da 80 a 150 volte quelle attuali<ref name="schaaf3">{{cita|Schaaf|p. 168|Bright}}.</ref>. 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 ===
Procione B è la seconda nana bianca più vicina al sistema solare, dopo [[Sirio B]]. Come si è detto, le stime riguardanti la sua massa variano da {{M|0,57|a|0,60|u=masse solari}}, il che rende Procione B decisamente meno massiccia di Sirio B che ha una massa pari a {{M|1,03|u=masse solari}}<ref>{{cita libro |cognome=Holberg|nome=JB|titolo=Sirius: Brightest Diamond in the Night Sky|pp=41-42|anno=2007|editore=Praxis Publishing| città=Chichester, UK|isbn=0-387-48941-X | lingua=en}}</ref>; tuttavia, per le proprietà della [[materia degenere]], Procione B risulta più grande di Sirio B, con un raggio stimato di circa 8574 ± 222 [[chilometro|km]] contro i 5&nbsp;846 ± 174&nbsp;km di Sirio B<ref name=Bond/><ref>{{cita|J. B. Holberg ''et al''.||Holberg1998}}, 1998.</ref>. 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 1,35&nbsp;[[raggio terrestre|R<sub>⊕</sub>]]) comporta una [[densità]] molto elevata, circa un terzo di [[tonnellata]] per [[centimetro cubo]], comunque meno elevata di quella di Sirio B che raggiunge le 1,6 tonnellate per centimetro cubo<ref>{{cita web|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/procyon.html|titolo=Procyon by Jim Kaler|accesso=25 marzo 2011}}</ref>. Un piccolo raggio e una grande massa implicano una elevata gravità superficiale: Provencal e colleghi (2002)<ref name="Provencal2002" /> stimano che quella di Procione B sia pari a log&nbsp;''g''= 8,0. Poiché la gravità superficiale della Terra è log&nbsp;''g''= 2,99, ciò significa che la gravità superficiale della nana bianca è circa 100&nbsp;000 volte superiore a quella del nostro pianeta.

La temperatura superficiale di Procione B, pari a {{M|7740|50|u=K}}<ref name="Provencal2002" />, la rende meno calda di Sirio B, che ha temperatura superficiale pari a {{M|24790|100|u=K}}<ref name="Provencal2002" />. 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 {{M|1,7|0,1}} miliardi di anni fa<ref name="Provencal2002" />, mentre quella di Sirio B 125 milioni di anni fa<ref name=Liebert >{{cita|J. Liebert ''et al''.||Liebert2005}}, 2005.</ref>. La progenitrice di Sirio B era anche notevolmente più massiccia di quella di Procione B: mentre la prima era probabilmente una stella di classe spettrale B4 o B5 con una massa di circa {{M|5|u=masse solari}}, la seconda era una più modesta stella di {{M|2,5|u=masse solari}}, appartenente alle ultime sottoclassi della classe B o alle prime della classe A<ref name=Kervella/>.

Holberg e colleghi (2002)<ref>{{cita|J. B. Holberg ''et al''.||Holberg2002}}, 2002.</ref> classificano Procione B come appartenente alla classe spettrale DA4. Essa quindi apparterrebbe al tipo più comune di nane bianche, il cui [[Spettro atomico|spettro]] presenta le righe dell'idrogeno, ma non quelle dell'[[elio]] e dei [[metallicità|metalli]]. Provencal e colleghi (2002)<ref name="Provencal2002" /> invece, utilizzando lo [[spettrografo]] del [[telescopio spaziale Hubble]] ([[telescopio spaziale Hubble#Spettrografo del Telescopio Spaziale (STIS)|STIS]]), arrivano alla conclusione che appartenga alla rara classe spettrale DQZ: ciò significa che nel suo spettro sono presenti le linee del [[carbonio]] e di altri metalli (per esempio, [[magnesio]], [[Calcio (elemento chimico)|calcio]] e [[potassio]]), ma non quelle della [[serie di Balmer]] dell'idrogeno. Provencal 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&nbsp;000 volte meno abbondante dell'elio), il carbonio (circa 300&nbsp;000 volte meno abbondante), il magnesio (10<sup>10,4</sup> volte meno abbondante) e il ferro (10<sup>10,7</sup> volte meno abbondante).

Provencal e altri (2002) ritengono che il particolare spettro di Procione B dipenda dalla vicinanza di Procione A: il magnesio, il calcio e il ferro presenti nell'atmosfera sarebbero originati dal [[vento solare|vento stellare]] della principale che contamina l'atmosfera della nana bianca. L'accrescimento di Procione B a causa del vento stellare di Procione A è calcolato essere nell'ordine di {{M|2|e=−19|ul=masse solari}} all'anno (circa 400 milioni di tonnellate all'anno)<ref name="Provencal2002" />.

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

== Altre caratteristiche ==
=== Corona e emissione di raggi X ===

[[File:Procione.jpg|thumb|upright=2.5|Procione]]

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

Lo studio della corona di Procione è stato possibile solo dopo il lancio di satelliti con [[telescopio|telescopi]] sensibili ai [[raggi X]] visto che essi vengono fermati dall'[[atmosfera]] terrestre. Tuttavia i tentativi di rilevare emissioni di raggi X provenienti da Procione sono falliti fino al [[1975]]<ref>{{cita|R. Mewe ''et al''.||Mewe1975}}, 1975.</ref>. Osservazioni approfondite di Procione furono condotte alla fine degli [[Anni 1970|anni settanta]] dai satelliti [[Orbiting Astronomical Observatory#OAO-3 (Copernico)|Copernico]] e [[TD-1A]]<ref name=Schmitt>{{cita|J. H. M. M. Schmitt ''et al''.||Schmitt1985}}, 1985.</ref>. Una fonte di raggi X associata a Procione fu osservata il 1º aprile [[1979]] tramite l'High Resolution Imaging camera dell'[[Osservatorio Einstein]]<ref>{{cita|R. Giacconi ''et al''.||Giacconi1979}}, 1979.</ref>. Tale fonte era collocabile a circa 4" a sud di Procione A, al limite del [[intervallo di confidenza|cerchio di confidenza]] del 90%, indicando così una probabile identificazione con Procione A piuttosto che con Procione B, essendo quest'ultimo posizionato a 5" a nord di Procione A e, quindi, a circa 9" dalla fonte<ref name=Schmitt/>.

In seguito, dati questi risultati e data la sua luminosità, Procione A è stato uno degli oggetti di osservazione privilegiati dei principali [[telescopio spaziale|telescopi spaziali]] sensibili ai raggi X che sono stati lanciati in orbita. Schmitt e colleghi (1996)<ref>{{cita|J. H. M. M. Schmitt ''et al''.||Schmitt1996}}, 1996.</ref> hanno utilizzato il telescopio spaziale [[Extreme Ultraviolet Explorer]] per l'osservazione di Procione, e in particolare per osservare le righe del [[ferro]] altamente [[ione|ionizzato]] Fe X e Fe XIV (cioè ionizzato, rispettivamente, nove e tredici volte). La loro conclusione è che la corona di Procione, per densità e per temperatura, ha molte somiglianze con quella delle [[corona solare#Le regioni attive|regioni attive]] della corona solare. Essi stimano che la temperatura media si aggiri intorno a 1,58 milioni di K e che non esista quantità significativa di [[Fisica del plasma|plasma]] con temperatura superiore ai 6 milioni di K. La densità media si aggira intorno ai 3 × 10<sup>9</sup> [[elettrone|elettroni]] per [[centimetro cubo]] (in linea con quella della corona solare), mentre il volume totale della corona è supposto essere {{M|5e16|ul=km3}}. Ipotizzando che i raggi X siano emessi da [[Anello coronale|archi coronali]] di plasma [[magnetismo|magneticamente]] confinato, il team di studiosi ritiene che tali archi ricoprano circa il 20% della superficie della stella e che si estendano fino a un'altezza media di {{M|20000|ul=km}}.

Gli studi successivi hanno sostanzialmente confermato queste ipotesi. Ness e colleghi (2001)<ref>{{cita|J.-U. Ness ''et al''.||Ness2001}}, 2001.</ref> utilizzano le osservazioni dei telescopi spaziali [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]] e [[XMM-Newton]] e hanno analizzato le righe del carbonio ionizzato quattro volte (C V), dell'[[azoto]] ionizzato cinque volte (N VI) e dell'[[ossigeno]] ionizzato sei volte (O VII). Tali righe compaiono quando il plasma raggiunge temperature comprese fra 1 e 2 milioni di K. La densità elettronica del plasma è risultata compresa fra {{Val|0,1|e|1|e=10|u=cm<sup>−3</sup>}}, 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)<ref>{{cita|D. J. Pinfield ''et al''.||Pinfield2001}}, 2001.</ref>. Il lavoro di Raassen e colleghi (2002)<ref>{{cita|A. J. J. Raassen ''et al''.||Raassen2002}}, 2002.</ref> rappresenta il più approfondito studio di Procione A ai raggi X finora compiuto: essi si sono basati sulle osservazioni dei telescopi spaziali Chandra e XMM-Newton per analizzare diverse righe spettrali di vari elementi altamente ionizzati ([[zolfo]], carbonio, [[argon]], [[magnesio]], [[nichel]], [[silicio]] e ferro). I loro risultati non hanno riservato tuttavia grandi sorprese: la temperatura dei vari elementi è supposta essere compresa fra 1 e 3 milioni di K e non c'è alcuna indicazione di plasma con temperature uguali o superiori a 4 milioni di K, mentre il volume della corona è ipotizzato essere pari a {{M|4,1|e=35|ul=km3}}, notevolmente più esteso di quello calcolato da Schmitt e colleghi (1996). La corona di Procione inoltre non sembra presentare variabilità, né zone più attive delle altre.

Si può concludere che, nonostante la struttura di Procione sia diversa da quella del Sole, con una zona convettiva più sottile, le corone delle due stelle non presentano differenze sostanziali. L'unico studio che ipotizza una marcata dissimilarità fra la corona solare e quella di Procione A è Schrijver e Haisch (1996)<ref>{{cita|C. J. Schrijver e B. Haisch||Schrijver1996}}, 1996.</ref>. I due studiosi ipotizzano che nel passaggio fra le stelle di classe G0 e quelle di classe F0, gli archi coronali si aprano sempre più fino a puntare verso il [[mezzo interstellare]]. Da un lato questo cambiamento spiegherebbe l'esistenza di corone nelle stelle di classi G, K e M perché esse si originerebbero solo quando gli archi coronali sono presenti. Dall'altro tale ipotesi renderebbe conto della notevole perdita di massa dovuta al [[vento stellare]] nelle stelle di tipo F0 o più calde: aprendosi, gli archi coronali convoglierebbero maggiore materiale verso lo spazio interstellare invece di riportarlo verso la stella. Essendo di classe spettrale F5, Procione A sarebbe in una situazione ibrida, con alcuni archi coronali aperti e altri chiusi. Tuttavia questa ipotesi non ha trovato conferme negli studi successivi.

=== Controversia sulle oscillazioni ===

[[File:Helioseismology pmode1.png|upright=1.5|thumb|Immagine elaborata al computer che mostra l'andamento di un'[[Onda sonora|onda acustica]] sia sulla superficie che nell'interno di una stella.]]

Nel Sole si propagano [[onde di pressione]] generate probabilmente dalle turbolenze esistenti nella zona convettiva sotto la superficie dell'astro. Esse sono poi trasmesse fino alla superficie della nostra stella, dove diventano osservabili mediante l'[[effetto Doppler]] da esse provocato oppure mediante lievi oscillazioni nella luminosità dell'astro. L'[[eliosismologia]] si occupa 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)<ref>{{cita|T. M. Brown ''et al''.||Brown1991}}, 1991.</ref> è il primo studio che ha ipotizzato che la presenza di alcune oscillazioni nella [[velocità radiale]] di Procione fossero probabilmente imputabili alla presenza di onde di pressione, simili a quelle che esistono nel Sole. In seguito a studi come questo, si decise nel giugno 2004 di utilizzare il [[telescopio spaziale]] [[Microvariability and Oscillations of STars|MOST]] per monitorare Procione A per un periodo di 32 giorni, allo scopo di rilevare la presenza delle oscillazioni nella luminosità della stella e tentare delle misurazioni [[astrosismologia|astrosismologiche]]. Dal momento che non fu individuata alcuna oscillazione, Matthwes e colleghi (2004) conclusero che la teoria delle oscillazioni stellari necessitasse di revisione<ref>{{cita|J. M. Matthews ''et al''.||Matthews2004}}, 2004.</ref>. Tuttavia Bedding e colleghi (2005)<ref>{{cita|T. R. Bedding ''et al''.||Bedding2005}}, 2005.</ref> argomentarono che questa "non-individuazione" non era sorprendente: da un lato le osservazioni dalla Terra della [[velocità radiale]] dell'astro avevano già confermato che Procione A avesse oscillazioni con ampiezza minore di quanto teoricamente previsto, dall'altra la stessa teoria prevedeva oscillazioni di ampiezza inferiore alla sensibilità del MOST. Bouchy e colleghi (2004)<ref>{{cita|F. Bouchy ''et al''.||Bouchy2004}}, 2004.</ref> sostennero le stesse conclusioni, affermando che in realtà Procione A presentava oscillazioni, anche se inferiori a quelle teoricamente previste. Régulo e Roca Cortés (2005<ref>{{cita|C. Régulo e T. |Roca Cortés||Regulo2005}}, 2005.</ref>) e Marchenko (2008)<ref>{{cita|S. V. Marchenko||Marchenko2008}}, 2008.</ref> hanno rianalizzato i dati provenienti dal MOST e hanno sostenuto, seppur prudentemente, che in realtà erano individuabili delle oscillazioni causate dalle [[Onda sonora|onde acustiche]] che interessano le zone superficiali della stella. Tuttavia Baudin e colleghi (2008)<ref>{{cita|F. Baudin ''et al''.||Baudin2008}}, 2008.</ref> rianalizzando gli stessi dati sono giunti a conclusioni opposte, ribadendo la conclusione di Matthwes e colleghi (2004) che i dati del MOST non indicavano alcuna oscillazione.

Nel frattempo tuttavia Procione era stato fatto oggetto di altre campagne di osservazioni volte a rilevare la presenza di eventuali onde sonore. Misurazioni [[Fotometria (astronomia)|fotometriche]] condotte dal satellite [[Wide field Infrared Explorer]] (WIRE) della [[NASA]] tra il [[1999]] e il [[2000]] hanno permesso a Bruntt e colleghi (2005)<ref>{{cita|H. Bruntt ''et al''.||Bruntt2005}}, 2005.</ref> di concludere che le onde sonore erano effettivamente presenti: la loro durata era mediamente 1 giorno, la loro frequenza media era circa 1 millesimo di [[Hertz]] (mHz, cioè un picco ogni 16 minuti e mezzo circa) e la loro ampiezza era {{M|8,5|2}}&nbsp;[[Parti per milione|ppm]] (cioè la luminosità della stella variava a causa di tali oscillazioni dello 0,000085%). Inoltre essi riscontrarono la presenza di [[Granuli (Sole)|granulazione]] [[fotosfera|fotosferica]] (segni di [[convezione]] appena sotto la superficie stellare).

Una seconda campagna di osservazioni effettuata dal MOST nel [[2007]] da D. B. Guenther e colleghi<ref>
{{cita|D. B. Guenther ''et al''.||Guenther2008}}, 2008.</ref> 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<ref>Sui singoli modi di oscillazione nel Sole, cfr. {{cita web|url=http://www.stat.berkeley.edu/~stark/Seminars/Aaas/helio.htm|titolo=Sounding the Sun: Helioseismology|accesso=22 aprile 2011}}</ref>. 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)<ref>{{cita|M. Martić ''et al''.||Martic2004}}, 2004.</ref>, che hanno identificato 45 modi di oscillazione aventi frequenze comprese fra 0,3 e {{M|1,5|u=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 {{M|55|ul=µHz}} (microHertz, cioè milionesimi di Hertz). Altri contributi in questo senso sono venuti da Eggenberger e colleghi (2004)<ref>{{cita|P. Eggenberger ''et al''.||Eggenberger2004}}, 2004.</ref> e da Leccia e colleghi (2007)<ref>{{cita|S. Leccia ''etal''.||Leccia2007}}, 2007.</ref>. Questi ultimi, in particolare, hanno individuato 11 differenti modi di oscillazione con frequenze comprese fra 0,5 e {{M|1,4|ul=mHz}} e hanno confermato che la distanza media fra le frequenze di due differenti modi di oscillazione si aggira intorno a {{M|55|ul=µHz}}. Sulla base dei loro dati risulta che la zona convettiva di Procione A dovrebbe essere profonda l'8% del suo raggio. Le ampiezze delle oscillazioni inoltre sono circa il doppio di quelle solari e la durata di un modo di oscillazione è circa due giorni.

I successi parziali di questi studi hanno indotto a condurre una vasta campagna osservativa, la più grande intrapresa nella rilevazione delle oscillazioni nella velocità radiale di una stella dovute alla presenza di onde acustiche. Essa si è svolta nel [[2007]] sfruttando le osservazioni di 11 diversi telescopi e ha coinvolto un team formato da più di 40 studiosi. I risultati sono stati raccolti in due studi: Arentoft e colleghi (2008)<ref name=Arentoft/> e Bedding e colleghi (2010)<ref>{{cita|T. R. Bedding ''et al''.||Bedding2010}}, 2010.</ref>. La frequenza media delle oscillazioni è stata confermata essere vicina a {{M|1|u=mHz}} ({{M|0,9|u=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 {{M|1,375|u=mHz}}.

I tentativi di elaborare un modello che spieghi questi risultati sono ancora incerti. Bonanno e colleghi (2007)<ref>{{cita|A. Bonanno ''et al''.||Bonanno2007}}, 2007.</ref> ipotizzano che anche Procione A presenti, come il Sole, una [[rotazione differenziale]], nonostante la sua zona convettiva sia più sottile: in particolare la [[velocità angolare]] sarebbe maggiore all'equatore rispetto ai poli della stella e sotto la superficie rispetto alla superficie stessa. Tuttavia sia Bonanno e colleghi (2007) che Provost e colleghi (2006)<ref name=Provost/> concordano riguardo al fatto che per costruire modelli più accurati di Procione A sarebbero richieste osservazioni astrosismologiche più precise, con un margine di errore di pochi miliardesimi di Hertz.

=== Variabilità ===
Procione A è una sospetta [[stella variabile|variabile]]<ref>{{cita web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=procyon|titolo=Entry Procyon presso il General Catalogue of Variable Stars|accesso=15 aprile 2011}}</ref>. A volte essa è stata accomunata alle variabili della [[variabile BY Draconis|classe BY Draconis]]<ref name="solstation"/><ref name="schaaf3"/>. 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 ==
[[File:Magnitude time closestar diagram it.svg|thumb|upright=1.7|La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200&nbsp;000 anni.]]
La [[velocità radiale]] di Procione è {{M|-4,5|u=km/s}}<ref name="SIMBAD"/>. Ciò significa che Procione sta avvicinandosi al sistema solare e che di conseguenza la sua luminosità apparente è destinata ad aumentare nei prossimi millenni. In particolare, Procione continuerà ad avvicinarsi per i prossimi 35&nbsp;000 anni circa, al termine dei quali la stella si troverà a {{M|11|u=ly}} dalla Terra (circa mezzo anno luce più vicina di quanto non sia ora) e brillerà con una magnitudine apparente di +0,32 (contro gli +0,34 attuali)<ref name=SK>Southern Stars Systems ''SkyChart III'', Saratoga, California 95070, United States of America.</ref>. A quel punto si invertirà il moto relativo di Procione rispetto al Sole, la stella comincerà ad allontanarsi e la sua luminosità apparente comincerà lentamente a declinare<ref name=SK/>. Fra circa 40&nbsp;000 anni [[Altair]], che invece starà ancora avvicinandosi alla Terra, supererà Procione in luminosità. Al contrario, [[Arturo (astronomia)|Arturo]] e {{STL|Alfa|Cen}}, attualmente più brillanti di Procione, subiranno un declino di luminosità più repentino di Procione, sicché quest'ultima finirà per superarle in termini di luminosità apparente fra circa, rispettivamente, 65&nbsp;000 e 70&nbsp;000 anni<ref name=SK/>.

La tabella sottostante riporta i valori della magnitudine apparente per le stelle esaminate nel grafico, con un campionamento di 25&nbsp;000 anni; il grassetto indica la stella più luminosa nel periodo indicato.

{| class="wikitable" style="margin:auto;clear:both;"
|- 
! width="16%" | Anni
! width="12%" | [[Sirio]]
! width="12%" | [[Canopo]]
! width="12%" | {{STL|Alfa|Cen}}
! width="12%" | [[Arturo (astronomia)|Arturo]]
! width="12%" | [[Vega]]
! width="12%" | Procione
! width="12%" | [[Altair]]
|-
| align="center" |−100&nbsp;000
| align="center" |−0,66
| align="center" |'''−0,82'''
| align="center" |2,27
| align="center" |0,88
| align="center" |0,33
| align="center" |0,88
| align="center" |1,69
|-
| align="center" |−75&nbsp;000
| align="center" |'''−0,86'''
| align="center" |−0,80
| align="center" |1,84
| align="center" |0,58
| align="center" |0,24
| align="center" |0,73
| align="center" |1,49
|-
| align="center" |−50&nbsp;000
| align="center" |'''−1,06'''
| align="center" |−0,77
| align="center" |1,30
| align="center" |0,30
| align="center" |0,17
| align="center" |0,58
| align="center" |1,27
|-
| align="center" |−25&nbsp;000
| align="center" |'''−1,22'''
| align="center" |−0,75
| align="center" |0,63
| align="center" |0,08
| align="center" |0,08
| align="center" |0,46
| align="center" |1,03
|-
| align="center" |0
| align="center" |'''−1,43'''
| align="center" |−0,72
| align="center" |−0,21
| align="center" |−0,02
| align="center" |0,00
| align="center" |0,37
| align="center" |0,78
|-
| align="center" |25&nbsp;000
| align="center" |'''−1,58'''
| align="center" |−0,69
| align="center" |−0,90
| align="center" |0,02
| align="center" |−0,08
| align="center" |0,33
| align="center" |0,49
|-
| align="center" |50&nbsp;000
| align="center" |'''−1,66'''
| align="center" |−0,67
| align="center" |−0,56
| align="center" |0,19
| align="center" |−0,16
| align="center" |0,32
| align="center" |0,22
|-
| align="center" |75&nbsp;000
| align="center" |'''−1,66'''
| align="center" |−0,65
| align="center" |0,30
| align="center" |0,45
| align="center" |−0,25
| align="center" |0,37
| align="center" |−0,06
|-
| align="center" |100&nbsp;000
| align="center" |'''−1,61'''
| align="center" |−0,62
| align="center" |1,05
| align="center" |0,74
| align="center" |−0,32
| align="center" |0,46
| align="center" |−0,31
|}
{{clear}}

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

La stella più luminosa da una delle due componenti del sistema sarebbe in ogni caso la compagna: se Procione dalla nana bianca brillerebbe di magnitudine −24, quest'ultima dalla principale sarebbe comunque più luminosa della [[Luna piena]] vista dalla Terra (−13,4)<ref name=Celestia>Come verificato dal software di simulazione spaziale [[Celestia]].</ref>. 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. Per la maggior parte, le altre stelle molto luminose visibili dalla Terra non cambierebbero di molto la loro magnitudine, salvo {{STL|Alfa|Cen}}, che sarebbe di seconda magnitudine, e [[Vega]] e [[Altair]], rispettivamente 0,7 e 1 magnitudine più deboli che viste dalla Terra<ref name=Celestia/>. Viceversa, [[Polluce (astronomia)|Polluce]], distante 24 anni luce, apparirebbe relativamente più brillante rispetto a quanto non appaia dalla Terra e, con una magnitudine di 0,39, sarebbe (Procione B a parte) la sesta stella più luminosa del cielo<ref name=Celestia/>. La stella di Luyten, che dista da Procione poco più di un anno luce, sarebbe visibile ad [[occhio nudo]], ma apparirebbe piuttosto debole, con una magnitudine apparente di +4,6{{efn|name=Magn}}.

Il [[Sole]], osservato da un ipotetico pianeta nel sistema di Procione, apparirebbe prospetticamente vicino ad Altair, nella [[Aquila (costellazione)|costellazione dell'Aquila]], con cui sarebbe confrontabile pure per luminosità, con una magnitudine +2,55<ref name=Celestia/>.

== Nella cultura ==
=== I nomi di Procione ===
Il nome ''Procione'' deriva dal [[lingua greca|greco antico]] {{polytonic|πρό Κύων}} ''pro Kýon'', "prima del Cane", per il fatto che precede [[Sirio]] (la "stella del Cane", così chiamata in quanto è la stella più luminosa del [[Cane Maggiore]]) durante la rotazione della sfera celeste a causa della rotazione della Terra sul proprio asse<ref name="schaaf2">{{cita|Schaaf|p. 165|Bright}}.</ref>. Gli osservatori posti in vicinanza di 40° N vedono Procione sorgere dai 10 ai 15 minuti prima di Sirio. Ciò è vero nonostante che Procione abbia circa un'ora di [[ascensione retta]] maggiore rispetto a Sirio. Il fenomeno è dovuto al fatto che Procione possiede una [[declinazione (astronomia)|declinazione]] più settentrionale rispetto a Sirio di 22°, il che fa sì che la stella dalle latitudini più settentrionali si levi prima sull'[[orizzonte]] rispetto ad essa.

Presso i [[impero romano|Romani]] la stella era nota con la traduzione latina del nome greco, ''Antecanis''<ref name=Allen131>{{cita|R. H. Allen|p. 131|Allen1936}}, 1936.</ref>; gli [[arabi]] la conoscevano invece come ''Al Shira'' ed ''Elgomaisa''<ref name=Allen132/>. Il primo nome deriva da الشعرى الشامية ''aš-ši‘ra aš-šamiyah'', "il segno Siriano" (l'altro segno era Sirio); il secondo da الغميصاء ''al-ghumaisa’'', "la donna dagli occhi annebbiati", in contrasto con العبور "la donna con gli occhi lacrimanti", ovvero Sirio. (Per raffronto, vedi [[Gomeisa]])

Il nome moderno [[lingua araba|in arabo]] di Procione è غموص ''ghumūş'', che significa "cagnolino"<ref name="Allen132">{{cita|R. H. Allen|p. 132|Allen1936}}, 1936.</ref>; in [[Cina]] è nota come {{cinese|南河三|''nánhésān''||la Terza Stella del Fiume Meridionale}}<ref name=Allen134>{{cita|R. H. Allen|p. 134|Allen1936}}, 1936.</ref>.

Queste due "stelle del cane" sono menzionate nella letteratura sin dall'antichità ed erano venerate sia dai [[Babilonesi]] che dagli antichi [[Egizi]]. I primi chiamavano Procione con i nomi di ''Kakkab Paldara'', ''Pallika'' o ''Palura'', che significa "la stella dell'attraversamento della [[Lutrinae|lontra]]", un titolo che fa evidentemente riferimento a un fiume nel cielo, cioè la vicina [[Via Lattea]]<ref name=Allen134/>.

=== Nella mitologia ===

[[File:Cmi.jpg|sinistra|thumb|Il Cane Minore in ''Uranographia'' di Johann Bode. Sul suo corpo c'è la stella brillante Procione.]]

Le ragioni per cui il nome arabo ''al-ghumaisa’'' è stato attribuito a Procione e il nome ''al-abur'' (che significa "colui che ha attraversato [un fiume]") è stato attribuito a Sirio, si sono perse nella notte dei tempi. Una [[fiaba]] araba cerca di spiegarne l'origine<ref name="schaaf167">{{cita|Schaaf|p. 167|Bright}}.</ref>: Procione e Sirio erano due sorelle che avevano un fratello ''suhail'', identificato con [[Canopo]]. Canopo corteggiava ''al-jauzah'', una figura femminile identificata con la [[Orione (costellazione)|costellazione di Orione]]. Durante l'accoppiamento Canopo ruppe la colonna vertebrale di Orione, uccidendola. In seguito a ciò fuggì verso sud, seguito da sua sorella al-abur (Sirio), che nel suo viaggio attraversò il fiume, cioè la [[Via Lattea]]. Le due stelle infatti giacciono a sud della Via Lattea. Nella loro fuga lasciarono indietro, a nord della Via Lattea, l'altra sorella al-ghumaisa (Procione), piangente, finché i suoi occhi non si annebbiarono. Viene così spiegata l'[[etimologia]] di "al-ghumaisa". In un'altra versione della storia, fu al-jauzah (Orione) a respingere Canopo 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 cane [[mitologia|mitologico]]<ref name="Allen132"/>: a volte con uno dei cani di [[Atteone]], a volte con uno di quelli che accompagnavano [[Diana]] nella caccia, a volte ancora con la [[divinità]] [[Antico Egitto|egiziana]] [[Anubi]], raffigurata come un cane. L'identificazione più comune è comunque con uno dei due cani che seguono il gigante [[Orione (mitologia)|Orione]], vista la vicinanza di Procione con l'omonima costellazione. Ulteriori identificazioni sono quelle con [[Mera (cane)|Mera]], il cane appartenuto a [[Icario di Atene|Icario]] e [[Erigone (figlia d'Icario)|Erigone]], con [[Argo (cane)|Argo]], il cane di [[Ulisse]], o con il cane favorito da [[Elena (mitologia)|Elena]], da lei perduto presso l'[[Euripe]] e trasformato in una stella da [[Giove (divinità)|Giove]] in seguito alle sue preghiere.

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

== Note ==
;Note al testo
{{Gruppo di note}}
;Fonti
<references/>

== Bibliografia ==
=== Testi generici ===
* {{cita libro |lingua=en |cognome1=Birney |nome1=D. Scott |nome2=Guillermo |cognome2=González |nome3=David |cognome3=Oesper |titolo=Observational astronomy |edizione=2|editore=Cambridge University Press |città=Cambridge, U. K. |anno=2006 |isbn=0-521-85370-2 |cid=Birney2006}}
* {{cita libro | autore= E. O. Kendall | anno=1845 | titolo=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens | editore=Oxford University Press | città=Philadelphia | lingua=en }}
* {{cita libro | nome = John | cognome = Gribbin| coautori=Mary Gribbin | anno=2001 | titolo=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | editore=[[Università di Yale|Yale University]] Press | isbn=0-300-09097-8| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | isbn= 88-7307-326-3}}

=== Sulle stelle ===
* {{cita libro| nome= Richard Hinckley |cognome=Allen |wkautore=Richard Hinckley Allen |titolo=I nomi delle stelle e i loro significati |anno=1936 |cid=Allen1936}}
* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
* {{Cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |p= 147|cid=Friendly|isbn=0-486-21099-5|lingua=en}}
* {{cita libro | autore= R. J. Tayler | anno=1994 | titolo=The Stars: Their Structure and Evolution | url= https://archive.org/details/starstheirstruct0000tayl_q0z3 | editore=Cambridge University Press |p=16 | isbn=0-521-45885-4 }}
* {{Cita libro|titolo=Observing Variable Stars| autore= David H. Levy; Janet A. Mattei| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 1998| ed= 2|p= 198|cid=Observing|isbn=0-521-62755-9|lingua=en}}
* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}
* {{Cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha| autore= Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città= | anno= 2008|p= 288|cid=Bright|isbn=978-0-471-70410-2|lingua=en}}

=== Pubblicazioni scientifiche ===
<div class="references-small" style="-moz-column-count: 2; column-count: 2;">
* {{cita pubblicazione|titolo=Signatures of Convection in the Spectrum of Procyon: Fundamental Parameters and Iron Abundance|nome1=C. |cognome1=Allende Prieto |nome2=M. |cognome2=Asplund |nome3=R. |cognome3=García López |nome4=D. L. |cognome4=Lambert |anno=2002|rivista=The Astrophysical Journal |volume=567|pp=544-565|bibcode=2002ApJ...567..544A |doi=10.1086/338248 |lingua=en |cid=AllendePrieto}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A Multisite Campaign to Measure Solar-like Oscillations in Procyon. I. Observations, Data Reduction, and Slow Variations|nome1=T. |cognome1=Arentoft |etal=si |anno=2008|rivista=The Astrophysical Journal |volume=687|pp=1180-1190|bibcode=2008ApJ...687.1180A |doi=10.1086/592040 |lingua=en |cid=Arentoft2008}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Photoelectric rotational velocities of late-type dwarfs|nome1=W. |cognome1=Benz |nome2=M. |cognome2=Mayor |anno=1984|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=138|pp=183-188|bibcode=1984A&A...138..183B |lingua=en |cid=Benz1984}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Searching for p-modes in MOST Procyon data: another view|nome1=F. |cognome1=Baudin |etal=si |anno=2008 |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=478|pp=461-465|bibcode=2008A&A...478..461B |doi=10.1051/0004-6361:20077683 |lingua=en |cid=Baudin2008}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Measuring stellar oscillations using equivalent widths of absorption lines|url=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1996-06-15_280_4/page/n194|nome1=T. R. |cognome1=Bedding |nome2=H. |cognome2=Kjeldsen |nome3=J. |cognome3=Reetz |nome4=B. |cognome4=Barbuy |anno=1996|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=280|pp=1155-1161 |bibcode=1996MNRAS.280.1155B |lingua=en |cid=Bedding1996}}
* {{cita pubblicazione|nome1=T. R. |cognome1=Bedding |etal=si | titolo=The non-detection of oscillations in Procyon by MOST: Is it really a surprise?| rivista= Astronomy and Astrophysics| volume= 432| pp=L43-L48| anno= 2005|bibcode=2005A&A...432L..43B |doi=10.1051/0004-6361:200500019 |lingua=en |cid=Bedding2005}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A Multi-Site Campaign to Measure Solar-Like Oscillations in Procyon. II. Mode Frequencies |nome1=T. R. |cognome1=Bedding |etal=si |anno=2010|rivista=The Astrophysical Journal |volume=713|pp=935-949|bibcode=2010ApJ...713..935B |doi=10.1088/0004-637X/713/2/935 |lingua=en |cid=Bedding2010}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Seismic inference of differential rotation in Procyon A|nome1=A. |cognome1=Bonanno |nome2=M. |cognome2=Küker |nome3=L. |cognome3=Paternò |anno=2007 |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=462|pp=1031-1037|bibcode=2007A&A...462.1031B |doi=10.1051/0004-6361:20065892 |lingua=en |cid=Bonanno2007}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |nome1=Howard E. |cognome1=Bond|etal=si|titolo=Hubble Space Telescope astrometry of the Procyon system|rivista=The Astrophysical Journal|volume 813|numero= 2|data=novembre 2015|doi=10.1088/0004-637X/813/2/106 |cid=Bond2015}}
* {{cita pubblicazione|nome1=F. |cognome1=Bouchy |etal=si | titolo= Oscillations on the star Procyon| rivista= Nature | volume= 432|p=2 |anno= 2004|bibcode=2004Natur.432....2B |doi=10.1038/nature03165 |lingua=en |cid=Bouchy2004}}
* {{cita pubblicazione|nome1=F. |cognome1=Chiavassa |etal=si | titolo= Three-dimensional interferometric, spectrometric, and planetary views of Procyon| rivista=  
Astronomy & Astrophysics | volume= 540|p=A5 |anno= 2012|bibcode=2012A&A...540A...5C |doi=10.1051/0004-6361/201118652 |lingua=en |cid=Chiavassa2012}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Detection of possible p-mode oscillations on Procyon|nome1=T. M. |cognome1=Brown |nome2=R. L. |cognome2=Gilliland |nome3=R. W. |cognome3=Noyes |nome4=L. W. |cognome4=Ramsey |anno=1991 |rivista=Astrophysical Journal |volume=368|pp=599-609|bibcode=1991ApJ...368..599B |doi=10.1086/169725 |lingua=en |cid=Brown1991}}
* {{cita pubblicazione|nome1=H. |cognome1=Bruntt |nome2=H. |cognome2=Kjeldsen |nome3=D. L. |cognome3=Buzasi |nome4=T. R. |cognome4=Bedding| titolo= Evidence for Granulation and Oscillations in Procyon from Photometry with the WIRE Satellite| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 633| p= 440| anno= 2005||bibcode=2005ApJ...633..440B |doi=10.1086/462401 |lingua=en |cid=Bruntt2005}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Solar-like oscillations in Procyon A|nome1=P. |cognome1=Eggenberger |nome2=F. |cognome2=Carrier |nome3=F. |cognome3=Bouchy |nome4=A. |cognome4=Blecha |anno=2004|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=422|pp=247-252|bibcode=2004A&A...422..247E |doi=10.1051/0004-6361:20040148 |lingua=en |cid=Eggenberger2004}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Rotational Velocities of Late-Type Stars|nome=F. C. |cognome=Fekel |anno=1997|rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=109|pp=514-523|bibcode=1997PASP..109..514F |doi=10.1086/133908 |lingua=en |cid=Fekel1997}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The surface gravities of cool dwarf stars revisited |nome1=K. |cognome1=Fuhrmann |nome2=M. |cognome2=Pfeiffer |nome3=C. |cognome3=Frank |nome4=J. |cognome4=Reetz |nome5=T. |cognome5=Gehren |anno=1997|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=323|pp=909-922|bibcode=1997A&A...323..909F |lingua=en |cid=Fuhrmann1997}}
* {{cita pubblicazione|titolo=An Astrometric Study of Procyon|nome1=G. |cognome1=Gatewood |nome2=I. |cognome2=Han |anno=2006|rivista=The Astronomical Journal |volume=131|pp=1015-1021|bibcode=2006AJ....131.1015G |doi=10.1086/498894 |lingua=en |cid=Gatewood2006}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The Einstein /HEAO 2/ X-ray Observatory|nome=R. |cognome=Giacconi |etal=si |anno=1979|rivista=Astrophysical Journal |volume=230|pp=540-550|bibcode=1979ApJ...230..540G |doi=10.1086/157110 |lingua=en |cid=Giacconi1979}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A Redetermination of the Mass of Procyon|nome1=T. M. |cognome1=Girard |etal=si |anno=2000|rivista=The Astronomical Journal |volume=119|pp=2428-2436|bibcode=2000AJ....119.2428G |doi=10.1086/301353 |lingua=en |cid=Girard2000}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A Fourier analysis of the spectral lines of Procyon|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1981-12-01_251_1/page/n155|nome=D. F. |cognome=Gray |anno=1981 |rivista=Astrophysical Journal |volume=251|pp=152-154|bibcode=1981ApJ...251..152G |doi=10.1086/159449 |lingua=en |cid=Gray1981}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Evolution and seismology of Procyon|nome1=D. B. |cognome1=Guenther |nome2=P. |cognome2=Demarque |anno=1993 |rivista=Astrophysical Journal |volume=405 |pp=298-306|bibcode=1993ApJ...405..298G |doi=10.1086/172362 |lingua=en |cid=Guenther1993}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The Nature of p-modes and Granulation in Procyon: New MOST Photometry and New Yale Convection Models|nome1=D. B. |cognome1=Guenther |etal=si |anno=2008 |rivista=The Astrophysical Journal |volume=687|pp=1448-1459|bibcode=2008ApJ...687.1448G |doi=10.1086/592060 |lingua=en |cid=Guenther2008}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The angular diameters of 32 stars|url=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1974-04_167_1/page/n125|nome1=R. |cognome1=Hanbury Brown |nome2=J. |cognome2=Davis |nome3=L. R. |cognome3=Allen |anno=1974|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=167|pp=121-136|bibcode=1974MNRAS.167..121H|lingua=en |cid=Hanbury1974}}
* {{cita pubblicazione |cognome1=Holberg |nome1=J. B. |etal=si |titolo=Sirius B: A New, More Accurate View |rivista= The Astrophysical Journal| volume= 497| pp= 935-942| data= 20 aprile 1998 |doi=10.1086/305489 |bibcode=1998ApJ...497..935H |lingua=en |cid=Holberg1998}}
* {{cita pubblicazione |nome1=J. B. |cognome1=Holberg |nome2=T. D. |cognome2=Oswalt |nome3=E. M. |cognome3=Sion | titolo=A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars | rivista= The Astrophysical Journal| volume= 571| pp=512-518| data= 2002 |bibcode=2002ApJ...571..512H |doi=10.1086/339842 |lingua=en |cid=Holberg2002}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Long-Term Stability of Planets in Binary Systems |cognome1=Holman |nome1=Matthew J. |cognome2=Wiegert |nome2=Paul A. |rivista=The Astronomical Journal |volume=117 |pp=621-628 |data=gennaio 1999 |doi=10.1086/300695 |cid=Holman1999}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The orbit and mass of Procyon |url=https://archive.org/details/sim_astronomical-society-of-the-pacific-publications_1992-07_104_677/page/n12 |nome=A. W. |cognome=Irwin |etal=si |anno=1992 |rivista=Astronomical Society of the Pacific Publications |volume=104|pp=489-499 |bibcode=1992PASP..104..489I |doi=10.1086/133022 |lingua=en |cid=Irwin1992}}
* {{cita pubblicazione|titolo=On the initial-final mass relation and maximum mass of white dwarf progenitors|url=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1997-07-01_288_3/page/n42|nome=R. D. |cognome=Jeffries |anno=1997|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=288|pp=585-588|bibcode=1997MNRAS.288..585J |lingua=en |cid=Jeffries1997}}
* {{cita pubblicazione|titolo=UBVRIJKL photometry of the bright stars|nome1=H. L. |cognome1=Johnson |nome2=B. |cognome2=Iriarte |nome3=R. I. |cognome3=Mitchell |nome4=W. Z. |cognome4=Wisniewski |anno=1966|rivista=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=4|p=99|bibcode=1966CoLPL...4...99J |lingua=en |cid=Johnson}}
* {{cita pubblicazione| rivista=Astronomy and Astrophysics| volume= 413| pp=251-256| data= 2004|nome1=P. |cognome1=Kervella |etal=si | titolo= The diameter and evolutionary state of Procyon A. Multi-technique modeling using asteroseismic and interferometric constraints|doi=10.1051/0004-6361:20031527 |lingua=en |cid=Kervella2004}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Seismology of Procyon A: determination of mode frequencies, amplitudes, lifetimes, and granulation noise|nome1=S. |cognome1=Leccia |etal=si |anno=2007|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=464|pp=1059-1067|bibcode=2007A&A...464.1059L |doi=10.1051/0004-6361:20066369 |lingua=en |cid=Leccia2007}}
* {{cita pubblicazione | nome=J. |cognome=Liebert |etal=si | titolo=The Age and Progenitor Mass of Sirius B | rivista=The Astrophysical Journal |anno=2005 | volume=630 |numero =1 | pp=L69–L72 |bibcode=2005ApJ...630L..69L | doi=10.1086/462419 |lingua=en |cid=Liebert2005}}
* {{cita pubblicazione | nome=J. |cognome=Liebert |etal=si | titolo=The Age and Stellar Parameters of the Procyon Binary System | rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 | volume=769 |numero =1 | pp=id. 7 |bibcode=2013ApJ...769....7L | doi=10.1088/0004-637X/769/1/7 |lingua=en |cid=Liebert2013}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Recovery of p-modes in the combined 2004-2005 MOST observations of Procyon|nome=S. V. |cognome=Marchenko |anno=2008|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=479|pp=845-848|bibcode=2008A%26A...479..845M |doi=10.1051/0004-6361:20078426 |lingua=en |cid=Marchenko2008}}
* {{cita pubblicazione|titolo=p-mode frequencies in solar-like stars. I. Procyon A |nome1=M. |cognome1=Martić |nome2=J.-C. |cognome2=Lebrun |nome3=T. |cognome3=Appourchaux |nome4=S. G. |cognome4=Korzennik |anno=2004|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=418|pp=295-303|bibcode=2004A&A...418..295M |doi=10.1051/0004-6361:20034574 |lingua=en |cid=Martic2004}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Barium and europium abundances in cool dwarf stars and nucleosynthesis of heavy elements|nome1=L. |cognome1=Mashonkina |nome2=T. |cognome2=Gehren |anno=2000|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=364|pp=249-264|bibcode=2000A&A...364..249M |lingua=en |cid=Mashonkina2000}}
* {{cita pubblicazione |nome1= J. M. |cognome1=Matthews |etal=si |titolo=No stellar p-mode oscillations in space-based photometry of Procyon |rivista=Nature |volume=430|pp=51-53|anno= 2004 |bibcode=2004Natur.430...51M |doi=10.1038/nature02671 |lingua=en |cid=Matthews2004}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Detection of X-ray emission from stellar coronae with ANS|nome1=R. |cognome1=Mewe |etal=si |anno=1975|rivista=Astrophysical Journal|volume=202|pp=L67-L71|bibcode=1975ApJ...202L..67M |doi=10.1086/181983 |lingua=en |cid=Mewe1975}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Angular diameter measurements of stars|nome1=D. |cognome1=Mozurkewich |etal=si |anno=1991|rivista=Astronomical Journal |volume=101|pp=2207-2219 |bibcode=1991AJ....101.2207M |doi=10.1086/115843 |lingua=en |cid=Mozurkewich1991}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Helium-like triplet density diagnostics. Applications to CHANDRA-LETGS X-ray observations of Capella and Procyon|nome1=J.-U. |cognome1=Ness |etal=si |anno=2001|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=367|pp=282-296|bibcode=2001A&A...367..282N |doi=10.1051/0004-6361:20000419 |lingua=en |cid=Ness2001}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Comparison of Stellar Angular Diameters from the NPOI, the Mark III Optical Interferometer, and the Infrared Flux Method|nome1=T. E. |cognome1=Nordgren |nome2=J. J. |cognome2=Sudol |nome3=D. |cognome3=Mozurkewich |anno=2001|rivista=Astronomical Journal |volume=122|pp=2707-2712|bibcode=2001AJ....122.2707N |doi=10.1086/323546 |lingua=en |cid=Nordgren2001}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Electron Densities in the Coronae of the Sun and Procyon from Extreme-Ultraviolet Emission Line Ratios in Fe XI |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2001-11-20_562_1/page/n569 |nome1=D. J. |cognome1=Pinfield |etal=si |anno=2001|rivista=The Astrophysical Journal |volume=562|pp=566-574|bibcode=2001ApJ...562..566P |doi=10.1086/323465 |lingua=en |cid=Pinfield2001}}
* {{cita pubblicazione|nome1=J. L. |cognome1=Provencal |nome2=H. L. |cognome2=Shipman |nome3=D. |cognome3=Koester |nome4=F. |cognome4=Wesemael |nome5=P. |cognome5=Bergeron | titolo=Procyon B: Outside the Iron Box | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2002 | volume=568 | numero=1 | pp=324-334 |bibcode=2002ApJ...568..324P |doi = 10.1086/338769 |lingua=en |cid=Provencal2002}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Asteroseismology and evolutionary status of Procyon A|nome1=J. |cognome1=Provost |nome2=G. |cognome2=Berthomieu |nome3=M. |cognome3=Martić |nome4=P. |cognome4=Morel |anno=2006|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=460|pp=759-767 |bibcode=2006A&A...460..759P |doi=10.1051/0004-6361:20065251 |lingua=en |cid=Provost2006}}
* {{cita pubblicazione|titolo=High-resolution X-ray spectroscopy of Procyon by Chandra and XMM-Newton|nome1=A. J. J. |cognome1=Raassen |etal=si |anno=2002|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=389|pp=228-238|bibcode=2002A&A...389..228R |doi=10.1051/0004-6361:20020529 |lingua=en |cid=Raassen2002}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Stellar p-mode oscillations signal in Procyon A from MOST data|nome1=C. |cognome1=Régulo |nome2=T. |cognome2=Roca Cortés |anno=2005 |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=444|pp=L5-L8 |bibcode=2005A&A...444L...5R |doi=10.1051/0004-6361:200500192 |lingua=en |cid=Regulo2005}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A Close Look at the Coronal Density of Procyon|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1996-08-20_467_2/page/n378|nome1=J. H. M. M. |cognome1=Schmitt |nome2=J. J. |cognome2=Drake |nome3=B. M. |cognome3=Haisch |nome4=R. A. |cognome4=Stern |anno=1996|rivista=Astrophysical Journal |volume=467|pp=841-850 |bibcode=1996ApJ...467..841S |doi=10.1086/177657 |lingua=en |cid=Schmitt1996}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The X-ray corona of Procyon |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1985-01-15_288_2/page/n370 |nome1=J. H. M. M. |cognome1=Schmitt |nome2=F. R. |cognome2=Harnden |nome3=R. |cognome3=Rosner |nome4=G. |cognome4=Peres |nome5=S. |cognome5=Serio |anno=1985|rivista=Astrophysical Journal |volume=288|pp=751-755|bibcode=1985ApJ...288..751S |doi=10.1086/162843 |lingua=en |cid=Schmitt1985}}
* {{cita pubblicazione|titolo=On the Coronal Field Topology in Warm Stars: Is Procyon a Warm Hybrid|nome1=C. J. |cognome1=Schrijver |nome2=B. |cognome2=Haisch |anno=1996|rivista=Astrophysical Journal Letters |volume=456|pp=L55-L58|bibcode=1996ApJ...456L..55S |doi=10.1086/309849 |lingua=en |cid=Schrijver1996}}
* {{cita pubblicazione|titolo=A model atmosphere analysis of the F5 IV-V subgiant Procyon|nome=M. |cognome=Steffen |anno=1985|rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=59|pp=403-427|bibcode=1985A&AS...59..403S |lingua=en |cid=Steffen1985}}
* {{cita pubblicazione|titolo=The Orbit and Parallax of Procyon|nome=K. AA. |cognome=Strand |anno=1951|rivista=Astrophysical Journal |volume=113|pp=1-20|bibcode=1951ApJ...113....1S |doi=10.1086/145373 |lingua=en |cid=Strand1951}}
* {{cita pubblicazione|titolo=Non-LTE analysis of neutral magnesium in cool stars|nome1=G. |cognome1=Zhao |nome2=T. |cognome2=Gehren |anno=2000|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=362|pp=1077-1082|bibcode=2000A&A...362.1077Z |lingua=en |cid=Zhao2000}}
</div>

== Voci correlate ==
* [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile]]
* [[Stelle più vicine alla Terra]]
* [[Sirio]]
* [[Sirio B]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
{{Collegamenti esterni}}
* {{cita web|url=http://www.solstation.com/stars/procyon2.htm|titolo=Sol Station — Procyon|lingua=en|accesso=29 agosto 2009|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150317112550/http://www.solstation.com/stars/procyon2.htm|urlmorto=sì}}

{{Stelle più luminose}}
{{Stelle più vicine}}
{{Portale|stelle}}

[[Categoria:Stelle bianco-gialle di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle binarie]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale F]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale DQ]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale DZ]]
[[Categoria:Variabili BY Draconis]]