Spica

Spica es el objeto más brillante de la constelación de Virgo y una de las 20 estrellas más brillantes del cielo nocturno . Tiene la designación de Bayer α Virginis , que se latiniza como Alpha Virginis y se abrevia Alpha Vir o α Vir . El análisis de su paralaje muestra que está ubicada a 250 ± 10 años luz del Sol . ^{[ 3 ]} Es una estrella binaria espectroscópica y variable elipsoidal rotatoria ; un sistema cuyas dos estrellas están tan cerca que tienen forma de huevo en lugar de esférica, y solo se pueden separar por sus espectros . La primaria es una gigante azul y una estrella variable del tipo Beta Cephei .

Spica, junto con Arcturus y Denebola —o Regulus , según la fuente— forma el asterismo del Triángulo de Primavera y, por extensión, también forma parte del Gran Diamante junto con la estrella Cor Caroli .

El nombre de la estrella deriva del latín spīca virginis , «la espiga de trigo de la virgen». También se anglicizó como Virgin's Spike . ^{[ 11 ]} En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (GTE) ^{[ 12 ]} para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del GTE de julio de 2016 ^{[ 13 ]} incluía una tabla con los dos primeros lotes de nombres aprobados por el GTE, entre los que se encontraba Spica para esta estrella. Ahora figura como tal en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU. ^{[ 14 ]}

α Virginis ( latinizado a Alpha Virginis ) es la designación de Bayer del sistema .

En la lista estelar sumeria hallada en Uruk (Irak), 3200-1500 a. C., Spica (o un grupo de estrellas en Virgo) se llama absinnu o šer'u 𒀊𒉆, "El surco de la semilla". ^{[ 15 ]}

Otros nombres tradicionales son Azimech / ˈ æ z ɪ m ɛ k / , del árabe السماك الأعزل al-simāk al-ʼaʽzal 'el simāk desarmado (de significado desconocido, cf. Eta Boötis ); Alaraph , en árabe 'el recolector de uvas' o 'espigador', y Sumbalet ( Sombalet , Sembalet y variantes), del árabe سنبلة sunbulah "espiga de grano". ^{[ 11 ]}

En chino ,角宿( Jué Xiù ), que significa Cuerno (asterismo) , se refiere a un asterismo formado por Spica y ζ Virginis . ^{[ 16 ]} En consecuencia, el nombre chino de Spica es角宿一( Jué Xiù Yī , en inglés: la Primera Estrella del Cuerno ). ^{[ 17 ]}

En la astronomía hindú , Spica corresponde al Nakshatra Chitrā . ^{[ 18 ]}

Como uno de los sistemas estelares binarios masivos más cercanos al Sol, Spica ha sido objeto de numerosos estudios observacionales. ^{[ 19 ]}

Se cree que Spica es la estrella que le dio a Hiparco los datos que lo llevaron a descubrir la precesión de los equinoccios . ^{[ 20 ]} Un templo a Menat (una Hathor primitiva ) en Tebas fue orientado con referencia a Spica cuando se construyó en el 3200 a. C., y, con el tiempo, la precesión cambió lenta pero notablemente la ubicación de Spica con respecto al templo. ^{[ 21 ]} Nicolás Copérnico realizó muchas observaciones de Spica con su triquetrum casero para sus investigaciones sobre la precesión. ^{[ 22 ] [ 23 ]}

Spica se encuentra a 2,06 grados de la eclíptica y puede ser ocultada por la Luna y, a veces, por planetas . La última ocultación planetaria de Spica ocurrió cuando Venus pasó frente a la estrella (vista desde la Tierra ) el 10 de noviembre de 1783. La siguiente ocultación ocurrirá el 2 de septiembre de 2197, cuando Venus vuelva a pasar frente a Spica. ^{[ 24 ]} El Sol pasa un poco más de 2° al norte de Spica alrededor del 16 de octubre de cada año, y la salida helíaca de la estrella ocurre aproximadamente dos semanas después. Cada 8 años, Venus pasa frente a Spica alrededor del momento de la salida helíaca de la estrella, como en 2009 cuando pasó a 3,5° al norte de la estrella el 3 de noviembre. ^{[ 25 ]}

Un método para encontrar Spica consiste en seguir el arco del mango de la Osa Mayor (o Arado) hasta Arcturus, y luego continuar por la misma distancia angular hasta Spica. Esto se puede recordar con la frase mnemotécnica: "arco hasta Arcturus y punta hasta Spica". ^{[ 26 ] [ 27 ]}

Las estrellas que pueden ponerse (no en una constelación circumpolar para el observador) culminan a medianoche —perceptible cuando se observan fuera de cualquier región polar que experimente el sol de medianoche— cuando están en oposición , lo que significa que pueden verse desde el anochecer hasta el amanecer. Esto se aplica a α Virginis el 12 de abril, en la época astronómica actual . ^{[ 28 ]}

Spica es una estrella binaria cercana cuyos componentes orbitan entre sí cada cuatro días. Permanecen lo suficientemente cerca como para no poder resolverse como dos estrellas a través de un telescopio . Los cambios en el movimiento orbital de este par resultan en un desplazamiento Doppler en las líneas de absorción de sus respectivos espectros , convirtiéndolas en una binaria espectroscópica de doble línea. ^{[ 29 ]} Inicialmente, los parámetros orbitales de este sistema se infirieron utilizando mediciones espectroscópicas. Entre 1966 y 1970, el Interferómetro de Intensidad Estelar de Narrabri se utilizó para observar el par y medir directamente las características orbitales y el diámetro angular de la primaria, que se encontró que era (0,90 ± 0,04) × 10 ⁻³ segundos de arco , y el tamaño angular del semieje mayor de la órbita se encontró que era solo ligeramente mayor en (1,54 ± 0,05) × 10 ⁻³ segundos de arco . ^{[ 8 ]}

Spica es una variable elipsoidal rotatoria , un sistema estelar binario cercano no eclipsante donde las estrellas se distorsionan mutuamente debido a su interacción gravitatoria. Este efecto provoca que la magnitud aparente del sistema estelar varíe en 0,03 en un intervalo que coincide con el período orbital. Esta ligera disminución en la magnitud es apenas perceptible visualmente. ^{[ 30 ]} Ambas estrellas rotan más rápido que su período orbital mutuo. Esta falta de sincronización y la alta elipticidad de su órbita pueden indicar que se trata de un sistema estelar joven. Con el tiempo, la interacción de marea mutua del par puede conducir a la sincronización rotacional y la circularización de la órbita . ^{[ 31 ]}

Spica es una variable polarimétrica, descubierta como tal en 2016. ^{[ 32 ]} La mayor parte de la señal polarimétrica es el resultado de la reflexión de la luz de una estrella sobre la otra (y viceversa). Las dos estrellas de Spica fueron las primeras en tener medida su reflectividad (o albedo geométrico ). Los albedos geométricos de Spica A y B son, respectivamente, 3,61 por ciento y 1,36 por ciento, ^{[ 33 ]} valores bajos en comparación con los planetas.

La clasificación espectral MK de Spica se considera típicamente como una estrella de secuencia principal de tipo B temprano. ^{[ 34 ]} Los tipos espectrales individuales para los dos componentes son difíciles de asignar con precisión, especialmente para el secundario debido al efecto Struve-Sahade . El Catálogo de Estrellas Brillantes listó una clase espectral de B1III-IV para la primaria y B2V para la secundaria, ^{[ 35 ]} pero estudios posteriores han dado varios valores diferentes. ^{[ 36 ] [ 37 ]}

La estrella primaria tiene una clasificación estelar B1III-IV. ^{[ 6 ]} La clase de luminosidad coincide con el espectro de una estrella que se encuentra a medio camino entre una subgigante y una gigante , y ya no es una estrella de la secuencia principal . Se ha calculado que la etapa evolutiva está cerca o ligeramente después del final de la fase de la secuencia principal. ^{[ 37 ]} Esta es una estrella masiva con más de 10 veces la masa del Sol y siete veces su radio . La luminosidad bolométrica de la primaria es aproximadamente 20 500 veces la del Sol , y nueve veces la luminosidad de su compañera. ^{[ 9 ]} La primaria es una de las estrellas más cercanas al Sol que tiene suficiente masa para terminar su vida en una explosión de supernova de tipo II . ^{[ 38 ] [ 39 ]} Dado que Spica ha abandonado la secuencia principal recientemente, es poco probable que este evento ocurra hasta dentro de varios millones de años.

La estrella primaria se clasifica como una estrella variable Beta Cephei que varía en brillo en un período de 0,1738 días. El espectro muestra una variación de velocidad radial con el mismo período, lo que indica que la superficie de la estrella pulsa regularmente hacia afuera y luego se contrae. Esta estrella rota rápidamente, con una velocidad de rotación de 199 km/s a lo largo del ecuador . ^{[ 29 ]} 

El miembro secundario de este sistema es una de las pocas estrellas cuyo espectro se ve afectado por el efecto Struve-Sahade. Este es un cambio anómalo en la intensidad de las líneas espectrales a lo largo de una órbita, donde las líneas se debilitan a medida que la estrella se aleja del observador. ^{[ 19 ]} Puede ser causado por un fuerte viento estelar de la primaria que dispersa la luz de la secundaria cuando se aleja. ^{[ 40 ]} Esta estrella es más pequeña que la primaria, con aproximadamente 4 veces la masa del Sol y 3,6 veces el radio del Sol. ^{[ 29 ]} Su clasificación estelar es B4-7  V, lo que la convierte en una estrella de la secuencia principal . ^{[ 6 ]}

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