Le Bouvier

La constellation du Bouvier se signale d'abord par son étoile orange Arcturus, qui semble comme placée en prolongement du "doigt" de la Grande Ourse.

Arcturus, dont l'étymologie du nom rappelle ses liens avec l'ours (Arctus), est une géante rouge de type spectral K2. Elle est, avec une magnitude de -0,05, l'étoile la quatrième étoile la plus brillante du ciel nocturne. Son éclat réel vaut 110 fois celui du Soleil (soit une magnitude absolue de -0,31) et son diamètre est équivalent à vingt fois celui de notre étoile. La distance d'Arcturus est de 37années-lumière. L'astre possède un important mouvement propre qui lui a fait parcourir près de deux fois et demi le diamètre de la pleine lune sur la voûte céleste depuis l'époque de Ptolémée.

Nekkar est une autre géante que son type spectral apparente à notre Soleil. Sa magnitude apparente est de 3,49 et sa distance de 220 années-lumière. La magnitude absolue qui en est déduite est de -0,64 = 150 fois la luminosité du Soleil.

Haris = Seginus est une étoile de la séquence principale éloignée de 86 d'années-lumière. Sa magnitude apparente est de 3,04, sa magnitude absolue de 0,96 (35 fois plus lumineuse que le Soleil).

Muphrid est une étoile de magnitude apparente 2,68, distante, comme Arcturus, de 37 années-lumière. Sa magnitude absolue est de 2,41, ce qui signifie que son éclat est 9,2 fois supérieur à celui du Soleil.

Delta Bootis est une étoile distante de 120 années-lumière et de magnitude apparente 3,46. Magnitude absolue : 0,69; éclat : 40 fois celui du Soleil.

C'est Herschel qui a découvert ce système le 10 septembre 1781; la comparaison des, observations de 1802 avec les premières lui montrèrent le caractère physique de ce groupe, que W. Struve et nombre d'astronomes ont depuis suivi assidûment; sauf au moment du passage au périastre, la distance des deux composantes est assez grande pour que le dédoublement soit, possible avec un objectif de six pouces; et, d'autre part, comme l'une des composantes est notablement plus faible que l'autre, les mesures n'offrent jamais de sérieuses difficultés.

L'intérêt principal de ce groupe est qu'il est en réalité ternaire; à 1'48" de mu-2 se trouve une étoile beaucoup plus brillante (de quatrième grandeur) m1 qui lui semble physiquement liée.

En effet, la position relative de ces deux étoiles n'a pas varié depuis les mesures de Struve en 1821, et l'on constate sur m-1 un mouvement propre assez fort de 0",16 en ascension droite et 0",10 déclinaison, mouvement que partage donc m-2. Malgré leur distance considérable (1' 48"), m1 et la binaire m-2 sont donc emportées dans l'espace par un mouvement commun, lequel leur fait parcourir environ 2' par siècle. Très probablement m-2 tourne autour de m-1 dans une orbite excessivement étendue et dans une période de très longue durée embrassant peut-être cent ou cent cinquante mille années (Ch. André, 1900).

Pi Bootis, éloignée de 400 années-lumière, est un système double, dont l'étoile la plus brillante est de magnitude 4,9 et la seconde composante de magnitude 5,8. Écartement : 5,0"

Dzêta Bootis est une étoile binaire dont les composantes accomplissent une révolution autour de leur centre de masse en 123 ans. L'élément le plus brillant est de magnitude 4,6. Le second, de magnitude 5,70, se trouve à 1,2". Distance : 350 années-lumière. Une troisième étoile existe à proximité.

Xi Boo est une autre étoile multiple. 

Le système a été découvert par W. Herschel le 19 avril 1780; il est remarquable par l'inégalité de grandeur et de couleur de ses composantes (il ressemble, à cet égard, aux systèmes de Rhô Ophiuchus et de Eta Cassiopée), ainsi que par la grandeur de son excentricité et la distance considérable de ses composantes; malgré cette longueur du grand axe de son orbite, la durée de la période est relativement courte : on est donc porté à croire que, comme l'indique l'éclat de ses composantes, ce système n'est pas loin de la Terre; mais, d'un autre côté, son mouvement propre est faible (0",161) : il serait donc très intéressant que des observations spectroscopiques, faites sur ce groupe, tranchent la difficulté en nous donnant ses dimensions, sa masse et sa distance (Ch. André, 1900).

NGC 5248 est une radiogalaxie spirale barrée de type SAB, vue de 3/4,de magnitude 11,40 et memebre d'un groupe. Elle est situé à 75 millions d'années-lumière.
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NGC 5248.
 Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011.

NGC 5676 est ne galaxie spirale de même type que la précédente dans la classification de Hubble, et de magnitude 11,70. Elle est vue par la tranche.

NGC 5614 est une galaxie spirale de type SA situé à 175 millions d'années-lumière et de magnitude 12,6. Elle est en intercation gravitationnelle avec deux autres galaxies plus petites.

L'essaim d'étoiles filantes des quadrantides, dont le nom dérive de l'ancienne constellation du Quadrant Mural, qui occupait autrefois une portion des constellations acteulles  du Bouvier et du Dragon, a son radiant dans le Bouvier. Cet essaim est actif  du 1^erau 5 janvier. Son taux horaire zénithal (ZHR)  peut atteindre les 80 à 100 étoiles filantes à l'heure. Cela en fait l'un des essaims les plus actifs. Le corps dont sont issues les poussières qui le constituent est la comète de Machholz. 

A signaler enfin, au Sud de la constellation, une des premières naines brunes connues, GD 165B. Elle a été détectée au voisinage d'une naine blanche avec laquelle il forme un système binaire. Il s'agit d'un objet de type spectral L4, d'une masse estimée à plus de 65 masses joviennes et dont l'âge dépasse le milliard d'années. 

Les deux Jets infrarouges géants, nommés par leur découvreurs, la Nébuleuse Dumbbell (= battant de cloche) géante et la Nébuleuse de la Pousse de blé, ont été Dénichés début 2004 par R. Weinberger et B. Armsdorfer (université d'Innsbruck) dans les vieux enregistrements réalisés par le satellite IRAS qui officiait dans les années 1980. Adjacents, très longs (une vingtaine d'années-lumière) et fins, ils sont légèrement courbés et présentent plusieurs nodosités. Détectés dans l'infrarouge (à 60 µm et  100 µm), ils ont une température comprise entre 25 et 30 K. Leur distance est estimée à 190 années-lumière et  leur masse totale est équivalente à celle de notre Soleil. La grande distance mutuelle des deux structures  montre par ailleurs qu'elles s'éloignent l'une de l'autre depuis très longtemps, et doivent dès lors être mises en rapport avec des phases tardives de l'évolution stellaire. Cette étude préliminaire ne conclut pas de façon définitive sur la nature de ces objets dont on ne connaît pas d'autre exemple, mais suggère qu'ils ont pu être le produits de phénomènes impliquant des transferts de matière dans un vieux système binaire. 
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Jets infrarouges. - Source : R. Weinberger et B. Armsdorfer, astro-ph/0402307.