Guida alle costellazioni/Le stelle più luminose del cielo/Spica

Wikibooks, manuali e libri di testo liberi.
Jump to navigation Jump to search
1leftarrow.png Modulo precedente

Aldebaran

1uparrow.png Torna a

Le stelle più luminose del cielo

1rightarrow.png Modulo successivo

Antares

La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti
Parte II - Le 88 costellazioni
Parte III - Carte stagionali
Appendici
Dettagli stella
Sigla α Virginis
Costellazione Vergine
Ascensione Retta (J2000) 13h 25m 12s
Declinazione (J2000) -11° 09′ 41″
Magnitudine apparente +1,00v (+0,97 / +1.04)
Magnitudine assoluta -3,55
Distanza 250 anni luce
Classe spettrale B1III + B2V
Spica è facilmente riconoscibile grazie agli allineamenti sfruttabili tramite la stella Arturo.

Spica, detta anche Spiga, è una stella situata nella costellazione della Vergine. Con magnitudine 1,00, è la stella più luminosa della costellazione, nonché la quindicesima più brillante del cielo notturno. La sua vicinanza all'equatore celeste la rende visibile da tutte le regioni popolate della Terra. Distante circa 250 anni luce dal Sole, è in realtà di un sistema binario spettroscopico formato da due luminose stelle azzurre di classe spettrale B, di cui la primaria ha già abbandonato la sequenza principale. Data la vicinanza fra le due componenti, le forze mareali distorcono la forma dei dischi stellari, che; in virtù di ciò, non sono sferici, ma ellissoidali. Il suo nome deriva dalla parola latina spica virginis , il cui significato è "spiga (di grano) della Vergine", in riferimento alla pianta che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello zodiaco.

Osservazione[modifica]

Spica si presenta come una stella di colore azzurro molto intenso, facilmente individuabile nel cielo seguendo l'arco formato dalla coda dell'Orsa Maggiore fino ad Arturo (α Bootis) e proseguendo per un tratto in linea retta fino a Spica. La distanza angolare fra le stelle della coda dell'Orsa e Arturo è di 31°, mentre tra Arturo e Spica è di 34°. Con Arturo e Denebola (β Leonis), Spica forma il cosiddetto Triangolo di Primavera, poiché la sua massima visibilità nell'emisfero boreale, cade nei mesi primaverili: Arturo ne marca l'angolo nord, Spica quello meridionale e Denebola quello occidentale. Si tratta di un triangolo quasi equilatero in quanto la distanza di Spica da Denebola è circa 35°, così come quella di Arturo da Denebola. Se oltre a queste tre stelle, si considera anche la meno brillante Cor Caroli (α Canum Venaticorum), esse compongono un quadrilatero, formato dall'unione di due triangoli, uno dei quali è il Triangolo di Primavera e l'altro, più piccolo, è quello formato da Arturo, Denebola e Cor Caroli. Questo asterismo è chiamato Diamante della Vergine, sebbene delle quattro stelle che lo formano solo Spica appartenga a questa costellazione.

Con declinazione -11°, Spica è una stella dell'emisfero australe. Tuttavia è sufficientemente vicina all'equatore celeste da essere visibile da tutte le zone popolate della Terra.

Spica si trova localizzata vicino all'eclittica, per cui talvolta può essere occultata dalla Luna e, anche se molto raramente, dai pianeti. L'ultima occultazione planetaria, da parte di Venere, avvenne il 10 novembre del 1783, mentre la prossima, da parte dello stesso pianeta, avverrà il 2 settembre 2197. Spica è, assieme a Regolo, l'unica stella di prima magnitudine occultata da pianeti nelle ultime migliaia di anni e condividerà con Regolo questa caratteristica anche per le prossime migliaia di anni.

Caratteristiche[modifica]

Spica è stata una fra le prime binarie spettroscopiche ad essere scoperte. Nel 1890, subito dopo la scoperta della natura di binaria di Mizar e Algol, Hermann Carl Vogel dedusse dall'ampiezza della riga Hγ dell'idrogeno nello spettro della stella e dallo spostamento delle linee di assorbimento che la Spica era composta da due componenti.

L'ampiezza dell'angolo del semiasse maggiore dell'orbita della principale è risultato essere 1,54 ± 0,05 milliarcosecondi. Purtroppo gli autori non disponevano all'epoca della misura della parallasse effettuata da Hipparcos; essi quindi assunsero una distanza di 273 anni luce circa e questo altera un po' gli altri parametri. In particolare, il semiasse viene calcolato essere lungo 19,3 ± 0,6 milioni di km, mentre, assumendo una distanza di 250 anni luce, esso risulterebbe essere lungo 17,65 milioni di km.

La stella principale della coppia, Spica A, è stata variamente classificata. È stata infatti assegnata sia alla classe spettrale B1 che a alla B2, sia alle classi di luminosità V, IV e IV-III. Vi è comunque un consenso generale circa il fatto che Spica A sia una stella appartenente alle primissime sottoclassi della classe B e sul fatto che abbia abbandonato da poco la sequenza principale. Essa potrebbe essere o alla fine della fase di fusione dell'idrogeno nel nucleo stellare, oppure nella fase di contrazione del nucleo di elio ormai inerte, oppure ancora nella fase di formazione di un guscio di idrogeno che fonde in elio intorno al nucleo inerte di elio. Spica A dovrebbe avere un’età compresa fra i 15 e i 20 milioni di anni. Data la sua massa, potrebbe finire la sua esistenza in una supernova di tipo II.

Le caratteristiche della secondaria di Spica, chiamata Spica B, sono meno conosciute di quelle della principale. Si tratta di una stella bianco-azzurra di sequenza principale appartenente alle prime sottoclassi della classe B (B2, B3 o B4, con una massa di 6,8 - 6,9 masse solari).

Spica è anche una stella variabile e manifesta due tipi di variabilità: la prima, dell'ordine del 3% e avente un periodo di 4,014 giorni, identico a quello orbitale, è dovuta alla distorsione del disco stellare della primaria, causato dalle forze mareali della secondaria. Per questa ragione Spica viene classificata come variabile ellissoidale rotante, la più brillante della sua classe. Questo tipo di variabili sono sistemi composti da stelle molto vicine tra loro che, a causa delle loro reciproche forze mareali, assumono forme ellissoidali. Non sono binarie a eclisse, ma la loro variabilità è dovuta alla diversità dell'area delle superfici stellari visibili rivolte verso un osservatore durante il movimento delle componenti nelle loro orbite. I picchi di luminosità avvengono quando la stella rivolge all'osservatore superfici con aree maggiori. Il secondo tipo di variazione della luminosità di Spica è dell'ordine del 1,6% e ha un periodo di 4,17036 ore. Queste variazioni la accomunano alle variabili Beta Cephei.

Anche Spica B manifesta fenomeni di variabilità dovuti all'effetto Struve-Sahade, che consiste in un anomalo indebolimento delle linee spettrali della stella di un sistema binario quando essa, nel suo movimento orbitale, si allontana a noi e quindi le sue linee si muovono verso il rosso. Sulle cause di questo fenomeno sono state fatte parecchie ipotesi; una fra le più accreditate lo imputa al potente vento stellare della primaria, che deflette la luce della secondaria quando questa recede rispetto a noi.