Boötes

Las estrellas de Boötes se incorporaron a muchas constelaciones chinas diferentes . Arcturus formaba parte de la más prominente de ellas, designada indistintamente como el trono del rey celestial ( Tian Wang ) o el cuerno del dragón azul ( Daijiao ); el nombre Daijiao , que significa "gran cuerno", es más común. Arcturus recibió tal importancia en la mitología celestial china debido a su estatus como marcador del comienzo del calendario lunar , así como por ser la estrella más brillante en el cielo nocturno del norte. ^{[ 18 ]}

Dos constelaciones flanqueaban Daijiao : Yousheti a la derecha y Zuosheti a la izquierda; representaban compañeras que orquestaban las estaciones. Zuosheti se formó a partir de las modernas Zeta , Omicron y Pi Boötis , mientras que Yousheti se formó a partir de las modernas Eta , Tau y Upsilon Boötis . Dixi , la alfombra ceremonial del banquete del Emperador, estaba al norte de Arcturus, y constaba de las estrellas 12 , 11 y 9 Boötis . Otra constelación septentrional era Qigong , los Siete Duques , que en su mayor parte abarcaba la frontera entre Boötes y Hércules. Incluía Delta Boötis o Beta Boötis como su extremo. ^{[ 11 ]}

Las demás constelaciones chinas formadas por las estrellas de Boötes se ubicaban en el norte de la constelación moderna; todas ellas representan armas. Tianqiang , la lanza , se formó a partir de Iota , Kappa y Theta Boötis ; Genghe , que representa indistintamente una lanza o un escudo , se formó a partir de Epsilon , Rho y Sigma Boötis .

También había dos armas formadas por una estrella singular. Xuange , la alabarda , estaba representada por Lambda Boötis , y Zhaoyao , ya fuera la espada o la lanza, estaba representada por Gamma Boötis . ^{[ 11 ]}

Dos constelaciones chinas tienen una ubicación incierta en Boötes. Kangchi , el lago, se ubicaba al sur de Arcturus, aunque su ubicación específica es objeto de debate. Podría haber estado ubicada completamente en Boötes, a ambos lados del límite Boötes-Virgo, o a ambos lados del límite Virgo-Libra. La constelación Zhouding , un recipiente de bronce montado sobre un trípode utilizado para alimentos, a veces se citaba como las estrellas 1 , 2 y 6 Boötis . Sin embargo, también se la ha asociado con tres estrellas en Coma Berenices . ^{[ 11 ]}

Boötes también es conocido por las culturas nativas americanas . En lengua yupik , Boötes es Taluyaq , que significa literalmente " trampa para peces ", y la parte en forma de embudo de la trampa se conoce como Ilulirat. ^{[ 19 ]}

En su Uranometria , Johann Bayer utilizó las letras griegas alfa a omega y luego A a k para etiquetar las 35 estrellas que consideraba más prominentes de la constelación, y astrónomos posteriores dividieron Kappa, Mu, Nu y Pi como dos estrellas cada una. Nu es también la misma estrella que Psi Herculis. ^{[ 23 ]} John Flamsteed numeró 54 estrellas para la constelación. ^{[ 24 ]}

Ubicada a 36,7 años luz de la Tierra, Arcturus, o Alpha Boötis, es la estrella más brillante de Boötes y la cuarta estrella más brillante del cielo con una magnitud aparente de −0,05; ^{[ 25 ]} También es la estrella más brillante al norte del ecuador celeste , superando por poco a Vega y Capella . ^{[ 14 ] [ 26 ]} Su nombre proviene del griego y significa "guardián de osos". Una gigante naranja de clase espectral K1.5III, ^{[ 25 ]} Arcturus es una estrella envejecida que ha agotado su suministro de hidrógeno del núcleo y se ha enfriado y expandido hasta un diámetro de 27 diámetros solares , ^{[ 9 ]} equivalente a aproximadamente 32 millones de kilómetros. ^{[ 14 ]} Aunque su masa es aproximadamente una masa solar ( M _☉ ), ^{[ 9 ]} Arcturus brilla con 133 veces la luminosidad del Sol ( L _☉ ). ^{[ 18 ]}

Bayer ubicó Arcturus sobre la rodilla izquierda del Pastor en su Uranometria . Cercana Eta Boötis , o Muphrid, es la estrella más alta que denota la pierna izquierda. ^{[ 27 ]} Es una estrella de magnitud 2,68 a 37 años luz de distancia con una clase espectral G0IV, ^{[ 28 ]} lo que indica que acaba de agotar su hidrógeno central y está comenzando a expandirse y enfriarse. Es 9 veces más luminosa que el Sol y tiene 2,7 veces su diámetro. El análisis de su espectro revela que es una binaria espectroscópica . ^{[ 29 ]} Muphrid y Arcturus se encuentran a solo 3,3 años luz de distancia entre sí. Vista desde Arcturus, Muphrid tendría una magnitud visual de −2½, mientras que Arcturus estaría alrededor de la magnitud visual −4½ cuando se viera desde Muphrid. ^{[ 30 ]}

Marcando la cabeza del pastor se encuentra Beta Boötis, ^{[ 27 ]} o Nekkar, una gigante amarilla de magnitud 3,5 y tipo espectral G8IIIa. ^{[ 31 ]} Al igual que Arcturus, se ha expandido y enfriado fuera de la secuencia principal , probablemente viviendo la mayor parte de su vida estelar como una estrella de secuencia principal de tipo B azul-blanca . ^{[ 32 ]} Su nombre común proviene de la frase árabe que significa "conductor de bueyes". Está a 219 años luz de distancia ^{[ 9 ]} y tiene una luminosidad de 58 L _☉ . ^{[ 14 ]} 

Ubicada a 86 años luz de distancia, Gamma Boötis , o Seginus, es una estrella gigante blanca de clase espectral A7III, ^{[ 33 ]} con una luminosidad 34 veces y un diámetro 3,5 veces mayor que el del Sol. ^{[ 34 ]} Es una variable Delta Scuti , que varía entre magnitudes 3,02 y 3,07 cada 7 horas. ^{[ 35 ]} Estas estrellas son estrellas pulsantes de período corto (seis horas como máximo) que se han utilizado como candelas estándar y como sujetos para estudiar la astrosismología . ^{[ 36 ]}

Delta Boötis (nombre propio del componente A: Qigong desde el 15 de abril de 2026 ^{[ 37 ]} ) es una estrella doble ancha con una primaria de magnitud 3,5 y una secundaria de magnitud 7,8. La primaria es una gigante amarilla que se ha enfriado y expandido hasta alcanzar 10,4 veces el diámetro del Sol. ^{[ 38 ]} De clase espectral G8IV, se encuentra a unos 121 años luz de distancia, ^{[ 39 ]} mientras que la secundaria es una estrella amarilla de la secuencia principal de tipo espectral G0V. ^{[ 40 ]} Se cree que ambas tardan 120 000 años en orbitar una alrededor de la otra. ^{[ 38 ]}

Mu Boötis , conocida como Alkalurops , es una estrella triple popular entre los astrónomos aficionados. Tiene una magnitud total de 4,3 y se encuentra a 121 años luz de distancia. Su nombre proviene de la frase árabe que significa "club" o "bastón". La estrella primaria parece tener una magnitud de 4,3 y es de color blanco azulado. La secundaria parece tener una magnitud de 6,5, pero en realidad es una estrella doble cercana con una primaria de magnitud 7,0 y una secundaria de magnitud 7,6. Las estrellas secundaria y terciaria tienen un período orbital de 260 años. ^{[ 9 ]} La primaria tiene una magnitud absoluta de 2,6 y es de clase espectral F0. ^{[ 14 ]} Las estrellas secundaria y terciaria están separadas por 2 segundos de arco; la primaria y la secundaria están separadas por 109,1 segundos de arco en un ángulo de 171 grados. ^{[ 41 ]}

Nu Boötis es una estrella doble óptica. La primaria es una gigante naranja de magnitud 5.0 y la secundaria es una estrella blanca de magnitud 5.0. La primaria se encuentra a 870 años luz de distancia y la secundaria a 430 años luz.

Epsilon Boötis , también conocida como Izar (por el componente A) y Pulcherrima (por el componente B desde el 15 de abril de 2026 ^{[ 37 ]} ), es una estrella triple cercana popular entre los astrónomos aficionados y la estrella binaria más prominente de Boötes. La primaria es una estrella gigante de magnitud 2,5 de tonalidad amarilla ^{[ 42 ]} o naranja, la secundaria es una estrella de secuencia principal de magnitud 4,6 de tonalidad azul ^{[ 9 ]} y la terciaria es una estrella de magnitud 12,0 ^{[ 42 ]} . El sistema está a 210 años luz de distancia. El nombre "Izar" proviene de la palabra árabe para "cinturón" o "taparrabos", en referencia a su ubicación en la constelación. El nombre "Pulcherrima" proviene de la frase latina para "la más bella", en referencia a sus colores contrastantes en un telescopio. ^{[ 9 ]} Las estrellas primaria y secundaria están separadas por 2,9 segundos de arco en un ángulo de 341 grados; la clase espectral de la primaria es K0 y tiene una luminosidad de 200 L _☉ . ^{[ 14 ] [ 42 ]} A simple vista, Izar tiene una magnitud de 2,37. ^{[ 14 ]} 

Cercanas Rho Boötis (nombre propio Kalasungsang desde el 15 de abril de 2026 ^{[ 37 ]} ) y Sigma Boötis (nombre propio Genghe desde el 15 de abril de 2026 ^{[ 37 ]} ) indican la cintura del pastor. ^{[ 27 ]} Rho es una gigante naranja de tipo espectral K3III ubicada a unos 160 años luz de la Tierra. ^{[ 43 ]} Es ligeramente variable, oscilando en 0,003 de magnitud respecto a su promedio de 3,57. ^{[ 44 ]} Se sospecha que Sigma, una estrella de secuencia principal blanco-amarilla de tipo espectral F3V, varía en brillo de 4,45 a 4,49. ^{[ 44 ]} Se encuentra a unos 52 años luz de distancia. ^{[ 45 ]}

Tradicionalmente conocidas como Aulād al Dhiʼbah ( أولاد الضباع – aulād al dhiʼb ), "los cachorros de las hienas", Theta , Iota , Kappa y Lambda Boötis (o Xuange ^{[ 46 ]} ) son un pequeño grupo de estrellas en el extremo norte de la constelación. Theta Boötis, de magnitud 4,05, tiene un tipo espectral F7 y una magnitud absoluta de 3,8. Iota Boötis es una estrella triple con una primaria de magnitud 4,8 y clase espectral A7, ^{[ 14 ]} una secundaria de magnitud 7,5, ^{[ 9 ]} y una terciaria de magnitud 12,6. ^{[ 42 ]} La primaria está a 97 años luz de distancia. ^{[ 9 ]} Las estrellas primaria y secundaria están separadas por 38,5 segundos de arco, en un ángulo de 33 grados. ^{[ 14 ]} Las estrellas primaria y terciaria están separadas por 86,7 segundos de arco en un ángulo de 194 grados. Tanto la primaria como la terciaria aparecen blancas en un telescopio, pero la secundaria aparece con un tono amarillento. ^{[ 42 ]}

Kappa Boötis es otra estrella doble ancha. La primaria se encuentra a 155 años luz de distancia y tiene una magnitud de 4,5. La secundaria se encuentra a 196 años luz de distancia y tiene una magnitud de 6,6. ^{[ 9 ]} Los dos componentes están separados por 13,4 segundos de arco, en un ángulo de 236 grados. ^{[ 14 ]} La primaria, con clase espectral A7, aparece blanca y la secundaria aparece azulada. ^{[ 42 ]}

Una estrella de tipo A0p de magnitud aparente 4.18 , ^{[ 14 ]} Lambda Boötis es el prototipo de una clase de estrellas químicamente peculiares, solo algunas de las cuales pulsan como estrellas de tipo Delta Scuti . La distinción entre las estrellas Lambda Boötis como una clase de estrellas con espectros peculiares, y las estrellas Delta Scuti cuya clase describe la pulsación en modos de presión de sobretono bajo, es importante. Si bien muchas estrellas Lambda Boötis pulsan y son estrellas Delta Scuti, no muchas estrellas Delta Scuti tienen peculiaridades Lambda Boötis, ya que las estrellas Lambda Boötis son una clase mucho más rara cuyos miembros se pueden encontrar tanto dentro como fuera de la franja de inestabilidad Delta Scuti. Las estrellas Lambda Boötis son estrellas enanas que pueden ser de clase espectral A o F. ^{[ 47 ]} Al igual que las estrellas de tipo BL Boötis, son pobres en metales. ^{[ 48 ]} Los científicos han tenido dificultades para explicar las características de las estrellas Lambda Boötis, en parte porque solo existen alrededor de 60 miembros confirmados, pero también debido a la heterogeneidad en la literatura. Lambda tiene una magnitud absoluta de 1,8. ^{[ 14 ]}

Hay dos estrellas de tipo F más tenues , magnitud 4,83 12 Boötis , clase F8; y magnitud 4,93 45 Boötis , clase F5. ^{[ 14 ]} Xi Boötis es una enana amarilla G8 de magnitud 4,55, y magnitud absoluta es 5,5. Dos estrellas de tipo G más tenues son magnitud 4,86 ​​31 Boötis , clase G8, y magnitud 4,76 44 Boötis (nombre propio para el componente A es Quadrans desde el 17 de febrero de 2025 ^{[ 37 ]} ), clase G0. ^{[ 14 ]}

Con una magnitud aparente de 4,06, Upsilon Boötis tiene una clase espectral de K5 y una magnitud absoluta de −0,3. Más tenue que Upsilon Boötis es Phi Boötis , de magnitud 4,54, con una clase espectral de K2 y una magnitud absoluta de −0,1. Ligeramente más tenue que Phi, con una magnitud de 4,60, es O Boötis , que, al igual que Izar, tiene una clase espectral de K0. O Boötis tiene una magnitud absoluta de 0,2. Las otras cuatro estrellas tenues son 6 Boötis , de magnitud 4,91 y clase K4; 20 Boötis , de magnitud 4,86 ​​y clase K3; Omega Boötis , de magnitud 4,81 y clase K4; y A Boötis , de magnitud 4,83 y clase K1. ^{[ 14 ]}

En Boötes hay una estrella brillante de clase B, de magnitud 4,93 Pi ¹ Boötis . Tiene una clase espectral B9 y se encuentra a 40 pársecs de la Tierra. También hay una estrella de tipo M, de magnitud 4,81 34 Boötis (nombre propio Alrumh desde el 15 de abril de 2026 ^{[ 37 ]} ). Es de clase gM0. ^{[ 14 ]}

Estrellas con sistemas planetarios

Extrasolar planets have been discovered encircling ten stars in Boötes as of 2012. Tau Boötis (proper name is Tepiamenit since 15 April 2026^[37]) is orbited by a large planet, discovered in 1999. The host star itself is a magnitude 4.5 star of type F7V, 15.6 parsecs from Earth. It has a mass of 1.3 M_☉ and a radius of 1.331 solar radii (R_☉); a companion, GJ527B, orbits at a distance of 240 AU. Tau Boötis b, the sole planet discovered in the system, orbits at a distance of 0.046 AU every 3.31 days. Discovered through radial velocity measurements, it has a mass of 5.95 Jupiter masses (M_J).^[56] This makes it a hot Jupiter.^[57] The host star and planet are tidally locked, meaning that the planet's orbit and the star's particularly high rotation are synchronized.^[58][59] Furthermore, a slight variability in the host star's light may be caused by magnetic interactions with the planet.^[59]Carbon monoxide is present in the planet's atmosphere. Tau Boötis b does not transit its star, rather, its orbit is inclined 46 degrees.^[57]

Like Tau Boötis b, HAT-P-4b is also a hot Jupiter. It is noted for orbiting a particularly metal-rich host star and being of low density.^[60] Discovered in 2007, HAT-P-4 b has a mass of 0.68 M_J and a radius of 1.27 R_J. It orbits every 3.05 days at a distance of 0.04 AU. HAT-P-4, the host star, is an F-type star of magnitude 11.2, 310 parsecs from Earth. It is larger than the Sun, with a mass of 1.26 M_☉ and a radius of 1.59 R_☉.^[61]

Boötes también alberga sistemas de múltiples planetas. HD 128311 es la estrella anfitriona de un sistema de dos planetas, compuesto por HD 128311 b y HD 128311 c , descubiertos en 2002 y 2005, respectivamente. ^{[ 62 ] [ 63 ]} HD 128311 b es el planeta más pequeño, con una masa de 2,18 M _J ; fue descubierto mediante observaciones de velocidad radial . Orbita a casi la misma distancia que la Tierra, a 1,099 UA; sin embargo, su período orbital es significativamente más largo, de 448,6 días. ^{[ 62 ]} 

La mayor de las dos, HD 128311 c, tiene una masa de 3,21 M _J y fue descubierta de la misma manera. Orbita cada 919 días con una inclinación de 50° y se encuentra a 1,76 UA de la estrella anfitriona. ^{[ 63 ]} La estrella anfitriona, HD 128311, es una estrella de tipo K0V ubicada a 16,6 pársecs de la Tierra. Es más pequeña que el Sol, con una masa de 0,84 M _☉ y un radio de 0,73 R _☉ ; también aparece por debajo del umbral de visibilidad a simple vista con una magnitud aparente de 7,51. ^{[ 62 ]}   

Hay varios sistemas de un solo planeta en Boötes. HD 132406 es una estrella similar al Sol de tipo espectral G0V con una magnitud aparente de 8,45, a 231,5 años luz de la Tierra. ^{[ 64 ]} Tiene una masa de 1,09 M _☉ y un radio de 1 R _☉ . ^{[ 65 ]} La estrella está orbitada por un gigante gaseoso, HD 132406 b , descubierto en 2007. ^{[ 64 ]} HD 132406 orbita a 1,98 UA de su estrella anfitriona con un período de 974 días y tiene una masa de 5,61 M _J. El planeta fue descubierto mediante el método de velocidad radial. ^{[ 65 ]}   

HD 131496 también está rodeada por un planeta, HD 131496 b . La estrella es de tipo K0 y se encuentra a 110 pársecs de la Tierra; su magnitud visual es de 7,96. Es significativamente más grande que el Sol, con una masa de 1,61 M☉ y un radio de 4,6 radios solares. Su único planeta, descubierto en 2011 mediante el método _de velocidad radial , tiene una masa de 2,2 M _J ; su radio aún no se ha determinado. HD 131496 b orbita a una distancia de 2,09 UA con un período de 883 días. ^{[ 66 ]}  

Otro sistema planetario único en Boötes es el sistema HD 132563 , un sistema estelar triple . La estrella madre, técnicamente HD 132563B , es una estrella de magnitud 9,47, a 96 pársecs de la Tierra. Tiene casi exactamente el tamaño del Sol, con el mismo radio y una masa solo un 1 % mayor. Su planeta, HD 132563B b , fue descubierto en 2011 mediante el método de velocidad radial. Con una masa de 1,49 M _J , orbita a 2,62 UA de su estrella con un período de 1544 días. ^{[ 67 ]} Su órbita es algo elíptica, con una excentricidad de 0,22. HD 132563B b es uno de los pocos planetas encontrados en sistemas estelares triples; orbita el miembro aislado del sistema, que está separado de los otros componentes, un sistema binario espectroscópico , por 400 UA. ^{[ 68 ]} 

También se descubrió mediante el método de velocidad radial, aunque un año antes, HD 136418 b , un planeta con una masa equivalente a dos masas de Júpiter que orbita la estrella HD 136418 a una distancia de 1,32 UA con un período de 464,3 días. Su estrella anfitriona es una estrella de tipo G5 _{de magnitud 7,88,} ^a 98,2 pársecs de la Tierra. Tiene un radio de 3,4 R☉ y una masa de 1,33 M☉ _. [ ^{69 ]}  

WASP-14 b es uno de los exoplanetas más masivos y densos conocidos, ^{[ 70 ]} con una masa de 7,341 M _J y un radio de 1,281 R _J . Descubierto mediante el método de tránsito, orbita a 0,036 UA de su estrella anfitriona con un período de 2,24 días. ^{[ 71 ]} WASP-14 b tiene una densidad de 4,6 gramos por centímetro cúbico, lo que lo convierte en uno de los exoplanetas más densos conocidos. ^{[ 70 ]} Su estrella anfitriona, WASP-14 , es una estrella de tipo F5V de magnitud 9,75, a 160 pársecs de la Tierra. Tiene un radio de 1,306 R _☉ y una masa de 1,211 M _☉ . ^{[ 71 ]} También tiene una proporción muy alta de litio . ^{[ 70 ]}    

Boötes se encuentra en una parte de la esfera celeste que mira en dirección opuesta al plano de nuestra galaxia , la Vía Láctea , por lo que no tiene cúmulos abiertos ni nebulosas. En cambio, tiene un brillante cúmulo globular y muchas galaxias débiles. ^{[ 1 ]} El cúmulo globular NGC 5466 tiene una magnitud total de 9,1 y un diámetro de 11 minutos de arco . ^{[ 14 ]} Es un cúmulo globular muy disperso con relativamente pocas estrellas y puede aparecer como un cúmulo abierto rico y concentrado en un telescopio. NGC 5466 está clasificado como un cúmulo de clase de concentración Shapley-Sawyer 12, lo que refleja su escasez. ^{[ 72 ]} Su diámetro bastante grande significa que tiene un brillo superficial bajo , por lo que aparece mucho más tenue que la magnitud catalogada de 9,1 y requiere un gran telescopio de aficionado para observarlo. Solo se resuelven aproximadamente 12 estrellas con un instrumento de aficionado. ^{[ 73 ]}

Boötes tiene dos galaxias brillantes. NGC 5248 ( Caldwell 45) es una galaxia de tipo Sc (una variedad de galaxia espiral ) de magnitud 10,2. Mide 6,5 por 4,9 minutos de arco. ^{[ 14 ]} A cincuenta millones de años luz de la Tierra, NGC 5248 es miembro del Cúmulo de Virgo de galaxias; tiene brazos exteriores tenues y regiones H II obvias , bandas de polvo y cúmulos estelares jóvenes . ^{[ 74 ]} NGC 5676 es otra galaxia de tipo Sc de magnitud 10,9. Mide 3,9 por 2,0 minutos de arco. ^{[ 14 ]} Otras galaxias incluyen NGC 5008 , una galaxia de línea de emisión de tipo Sc , ^{[ 75 ]} NGC 5548 , una galaxia Seyfert de tipo S , ^{[ 76 ]} NGC 5653 , una galaxia HII de tipo S , ^{[ 77 ]} NGC 5778 (también clasificada como NGC 5825), ^{[ 78 ]} una galaxia de tipo E que es la más brillante de su cúmulo, ^{[ 79 ]} NGC 5886 , ^{[ 80 ]} y NGC 5888 , una galaxia de tipo SBb. ^{[ 81 ]} NGC 5698 es una galaxia espiral barrada, notable por ser la anfitriona de la supernova SN 2005bc de 2005 , que alcanzó una magnitud máxima de 15,3.

Más lejos se encuentra el Vacío de Boötes , de 250 millones de años luz de diámetro , un enorme espacio prácticamente vacío de galaxias. Descubierto por Robert Kirshner y sus colegas en 1981, se sitúa a unos 700 millones de años luz de la Tierra. ^{[ 82 ]} Más allá, y dentro de los límites de la constelación, se encuentran dos supercúmulos a unos 830 millones y 1000 millones de años luz de distancia.

La Gran Muralla Hércules-Corona Borealis , la estructura más grande conocida en el Universo, cubre una parte significativa de Boötes. ^{[ 83 ]}

Boötes alberga la lluvia de meteoros Cuadrántidas , la lluvia de meteoros anual más prolífica. Fue descubierta en enero de 1835 y nombrada en 1864 por Alexander Herschel. ^{[ 84 ]} El radiante se encuentra en el norte de Boötes cerca de Kappa Boötis, ^{[ 85 ]} en su antigua constelación homónima de Quadrans Muralis. Los meteoros Cuadrántidas son tenues, pero tienen una tasa horaria visible máxima de aproximadamente 100 por hora entre el 3 y el 4 de enero. ^{[ 9 ] [ 26 ]} La tasa horaria cenital de las Cuadrántidas es de aproximadamente 130 meteoros por hora en su pico; también es una lluvia muy estrecha.

Las Cuadrántidas son notoriamente difíciles de observar debido a su radiante bajo y a las condiciones climáticas a menudo adversas. El cuerpo progenitor de la lluvia de meteoros ha sido objeto de debate durante décadas; ^{[ 84 ]} sin embargo, Peter Jenniskens ha propuesto a 2003 EH ₁ , un planeta menor, como su progenitor. ^{[ 86 ]} 2003 EH ₁ podría estar vinculado a C/1490 Y ₁ , un cometa que anteriormente se consideraba un posible cuerpo progenitor de las Cuadrántidas. ^{[ 87 ] [ 88 ]}

2003 EH ₁ es un cometa de período corto de la familia de Júpiter ; hace 500 años, sufrió un evento de fragmentación catastrófico. Ahora está inactivo. ^{[ 89 ]} Las Cuadrántidas tuvieron exhibiciones notables en 1982, 1985 y 2004. ^{[ 90 ]} Los meteoros de esta lluvia a menudo parecen tener un tono azulado y viajan a una velocidad moderada de 41,5–43 kilómetros por segundo. ^{[ 91 ]}

El 28 de abril de 1984, el observador visual Frank Witte observó un notable estallido de las normalmente plácidas Alfa Bootidas  entre las 00:00 y las 2:30 UTC. Con un telescopio de 6 cm, observó 433 meteoros en un campo de visión cerca de Arcturus con un diámetro inferior a 1°. Peter Jenniskens comenta que este estallido se asemejaba a un "cruce típico de estela de polvo". ^{[ 92 ]} Las Alfa Bootidas normalmente comienzan el 14 de abril, alcanzan su punto máximo el 27 y 28 de abril y finalizan el 12 de mayo. ^{[ 93 ]} Sus meteoros se mueven lentamente, con una velocidad de 20,9 kilómetros por segundo. ^{[ 94 ]} Podrían estar relacionadas con el cometa 73P/Schwassmann–Wachmann 3, pero esta conexión es solo una teoría. ^{[ 93 ]}

Las Bootidas de junio , también conocidas como Dracónidas de Iota, son una lluvia de meteoros asociada con el cometa 7P/Pons–Winnecke , reconocida por primera vez el 27 de mayo de 1916 por William F. Denning. ^{[ 95 ]} La lluvia, con sus meteoros lentos, no se observó antes de 1916 porque la Tierra no cruzó la estela de polvo del cometa hasta que Júpiter perturbó la órbita de Pons–Winnecke, haciendo que se acercara a 0,03 UA (4,5 millones de km; 2,8 millones de millas) de la órbita de la Tierra el primer año en que se observaron las Bootidas de junio.     

En 1982, EA Reznikov descubrió que el estallido de 1916 fue causado por material liberado del cometa en 1819. ^{[ 96 ]} Otro estallido de las Bootidas de junio no se observó hasta 1998, porque la órbita del cometa Pons-Winnecke no estaba en una posición favorable. Sin embargo, el 27 de junio de 1998, se observó un estallido de meteoros que irradiaban desde Boötes, posteriormente confirmado como asociado con Pons-Winnecke. Fueron increíblemente longevos, con estelas de los meteoros más brillantes que duraban varios segundos en ocasiones. Se observaron muchas bolas de fuego , estelas de tonalidad verde e incluso algunos meteoros que proyectaban sombras durante todo el estallido, que tuvo una tasa horaria cenital máxima de 200 a 300 meteoros por hora. ^{[ 97 ]}

Dos astrónomos rusos determinaron en 2002 que el material eyectado del cometa en 1825 fue responsable del estallido de 1998. ^{[ 98 ]} Se predijo que el material eyectado del cometa, que data de 1819, 1825 y 1830, entraría en la atmósfera terrestre el 23 de junio de 2004. Las predicciones de una lluvia menos espectacular que la de 1998 se confirmaron en un espectáculo que tuvo una tasa horaria cenital máxima de 16 a 20 meteoros por hora esa noche. No se espera que las Bootidas de junio tengan otro estallido en los próximos 50 años. ^{[ 99 ]}

Por lo general, solo se observan 1 o 2 meteoros tenues y muy lentos por hora; la magnitud promedio de las Bootidas de junio es de 5.0. Está relacionada con las Dracónidas Alfa y las Dracónidas Bootidas . La lluvia de meteoros dura del 27 de junio al 5 de julio, con un pico la noche del 28 de junio. ^{[ 100 ]} Las Bootidas de junio se clasifican como una lluvia de meteoros de clase III (variable), ^{[ 101 ]} y tienen una velocidad de entrada promedio de 18 kilómetros por segundo. Su radiante se encuentra a 7 grados al norte de Beta Boötis. ^{[ 102 ]}

Las Beta Bootidas son una lluvia de meteoros débil que comienza el 5 de enero, alcanza su punto máximo el 16 de enero y termina el 18 de enero. Sus meteoros viajan a 43  km/s. ^{[ 103 ]} Las Bootidas de enero son una lluvia de meteoros corta y joven que comienza el 9 de enero, alcanza su punto máximo del 16 al 18 de enero y termina el 18 de enero. ^{[ 104 ]}

Las Phi Bootidas son otra lluvia de meteoros débil que irradia desde Boötes. Comienza el 16 de abril, alcanza su punto máximo el 30 de abril y el 1 de mayo, y termina el 12 de mayo. ^{[ 93 ]} Sus meteoros se mueven lentamente, con una velocidad de 15,1  km/s. Fueron descubiertas en 2006. ^{[ 105 ]} La tasa horaria máxima de la lluvia puede llegar a ser de hasta seis meteoros por hora. Aunque recibe su nombre de una estrella en Boötes, el radiante de las Phi Bootidas se ha movido a Hércules. ^{[ 106 ]} La corriente de meteoros está asociada con tres asteroides diferentes: 1620 Geographos , 2062 Aten y 1978 CA. ^{[ 107 ]}

Las Lambda Bootids , parte del Complejo Borealid-Coronae , son una lluvia anual débil con meteoros moderadamente rápidos; 41,75  km/s. ^{[ 108 ]} El complejo incluye las Lambda Bootids, así como las Theta Coronae Borealids y las Xi Coronae Borealids . ^{[ 109 ] [ 110 ]} Todas las lluvias de Bootid-Coronae Borealids son lluvias de cometas de la familia de Júpiter ; las corrientes en el complejo tienen órbitas muy inclinadas. ^{[ 89 ]}

En Boötes hay varias lluvias menores, algunas de cuya existencia aún no se ha verificado. Las Rho Bootidas irradian desde cerca de la estrella homónima y fueron hipotetizadas en 2010. ^{[ 111 ]} La velocidad de entrada promedio de una Rho Bootida es de 43  km/s. ^{[ 111 ] [ 112 ]} Alcanza su máximo en noviembre y dura tres días.

La lluvia de meteoros Rho Bootid forma parte del complejo SMA , un grupo de lluvias de meteoros relacionadas con las Táuridas , que a su vez está vinculada al cometa 2P/Encke . Sin embargo, la conexión con la lluvia de Táuridas sigue sin confirmarse y podría ser una correlación casual. ^{[ 112 ]} Otra lluvia de meteoros similar son las Gamma Bootid , cuya existencia se hipotetizó en 2006. Las Gamma Bootid tienen una velocidad de entrada de 50,3  km/s. ^{[ 113 ]} Las Nu Bootid , cuya existencia se hipotetizó en 2012, tienen meteoros más rápidos, con una velocidad de entrada de 62,8  km/s. ^{[ 114 ]}