Spica

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Spica (dezambiguizare) .
Spica A / B
Spica star.jpg
Spica
Clasificare Sistem binar
Clasa spectrală B1 III-IV [1] / B2 V [2]
Tipul variabilei β Cep [3] , variabilă rotativă elipsoidală [3]
Perioada de variabilitate 4.17036 ore [3] , 4.014 zile [3]
Distanța de la Soare 250 ± 13 ani lumină [4]
Constelaţie Virgin
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000)
Ascensiunea dreaptă 13 h 25 m 11.57 s [1]
Declinaţie -11 ° 09 ′ 40,75 ″ [1]
Lat. galactic + 50,8446 ° [1]
Lung. galactic 316.1123 ° [1]
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră 19,3 ± 0,6 milioane km [5]
Perioadă orbitală 4,0145 zile [5]
Înclinarea orbitală 54 ° ± 6 ° [6]
Excentricitate 0,067 ± 0,014 [6]
Longitudine de
nod ascendent		 131,6 ° ± 2,1 ° [5]
Argom. a periheliului 255th (în 2008 ) [7]
Date fizice
Raza medie 7,47 ± 0,54 / 3,74 ± 0,53 [8] R ⊙
Masa
10,25 ± 0,68 [6] / 6,97 ± 0,46 [6] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață log g 3,5 [9] / 4,2 ± 0,2 [10]
Perioada de rotație 2,3 zile [9] /?
Viteza de rotație 199 ± 5 [6] / 87 ± 6 km / s [6]
Temperatura
superficial		 25.300 ± 500 / 20.900 ± 800 [8] K (medie)
Luminozitate
20.500 / 2254 [8] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) -0,13 [1]
Vârsta estimată 15-20 de milioane de ani [9]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +1,04 [1]
Magnitudine abs. −3,55 (−3,5 ± 0,1 [5] / −1,5 [5] )
Parallax 13,06 ± 0,70 mase [11]
Motocicletă proprie AR : -42,35 mase / an
Dec : -30,67 mase / an [1]
Viteza radială +1,0 ± 0,9 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Spica, Azimech, 角 宿 一, Spica Virginis, Alaraph, Dana, α Vir , 67 Vir , HIP 65474, HD 116658, HR 5056, SAO 157923
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 13 h 25 m 11,57 s , -11 ° 09 ′ 40,75 ″

Spica ( α Vir / α Virginis / Alfa Virginis ), numită și Spiga , este o stea situată în constelația Fecioarei . Cu magnitudine +1,04 [1] , este cea mai strălucitoare stea din constelație și a cincisprezecea cea mai strălucitoare pe cerul nopții . Apropierea sa de ecuatorul ceresc îl face vizibil din toate regiunile populate ale Pământului . La aproximativ 250 de ani lumină distanță de Soare , este de fapt un sistem binar spectroscopic format din două stele albastre strălucitoare din clasa spectrală B , din care primarul a abandonat deja secvența principală . Având în vedere proximitatea dintre cele două componente, forțele de maree distorsionează forma discurilor stelare, care, în virtutea acestui fapt, nu sunt sferice, ci elipsoidale . Numele său derivă din cuvântul latin spica virginis, a cărui semnificație este: „ Spicul de porumb al Fecioarei” , referindu-se la planta pe care Fecioara o ține în mână în reprezentările canonice ale caracterului zodiacului .

Observare

Spica poate fi urmărită prin extinderea traseului care merge de la Rho Boötis la Arturo .

Arată ca o stea albastră foarte intensă ușor identificabilă pe cer, urmând arcul format de coada Ursei Majore până la Arturo (α Bootis) și continuând o linie dreaptă până la Spica. Distanța unghiulară între stelele cozii Ursului și Arturo este de 31 °, în timp ce între Arturo și Spica este de 34 ° [12] . Cu Arturo și Denebola (β Leonis), Spica formează așa-numitul Triunghi de primăvară , deoarece vizibilitatea sa maximă în emisfera nordică cade în lunile de primăvară: Arturo marchează colțul nordic, Spica cel sudic și Denebola cel vestic. Este un triunghi aproape echilateral, deoarece distanța Spica de la Denebola este de aproximativ 35 °, la fel ca și cea a lui Arturo de la Denebola [13] . Dacă pe lângă aceste trei stele, este considerat și Cor Caroli (α Canum Venaticorum), acestea alcătuiesc un patrulater , format din unirea a două triunghiuri, dintre care unul este Triunghiul primăverii și celălalt, mai mic, este cel format din Arturo, Denebola și Cor Caroli. Acest asterism se numește Diamant Fecioară , deși dintre cele patru stele care o formează, numai Spica aparține acestei constelații [13] .

Cu declinare -11 °, Spica este o stea a emisferei sudice . Cu toate acestea, este suficient de aproape de ecuatorul ceresc pentru a fi vizibil din toate zonele populate ale Pământului. În special, în emisfera nordică nu va fi vizibilă decât la nord de paralela 79, adică numai din regiunile nordice extreme ale Canadei și Groenlandei . Pe de altă parte, această poziție îl face să pară circumpolar doar din regiunile Antarcticii [14] .

Triunghiul de primăvară .

Spica se află în apropierea eclipticii , deci uneori poate fi ascunsă de Lună și, chiar dacă foarte rar, de planete . Ultima ocultare planetară, de către Venus , a avut loc la 10 noiembrie 1783 , în timp ce următoarea, de la aceeași planetă, va avea loc la 2 septembrie 2197 [15] . Spica este, împreună cu Regulus , singura stea de prima magnitudine ascunsă de planete în ultimele mii de ani și va împărtăși această caracteristică cu Regulus pentru următoarele mii de ani [16] . Soarele trece puțin peste 2 ° nord de Spica pe 16 octombrie a fiecărui an, în timp ce creșterea heliacală a stelei are loc aproximativ două săptămâni mai târziu. Rezultă că cele mai bune luni pentru observarea acestei stele sunt cele în care Soarele se află pe partea opusă eclipticii , adică în corespondență cu izvorul boreal.

Se crede că Spica a fost steaua care i-a permis lui Hipparchus , în jurul anului 130 î.Hr. , să descopere precesiunea echinocțiilor [17] . Templul Tebei (în Egipt ) a fost construit prin alinierea acestuia cu Spica în jurul anului 3200 î.Hr. , iar în timp precesiunea a provocat o schimbare lentă, dar vizibilă, în orientarea templului [18] . Nicolaus Copernic a făcut, de asemenea , multe observații despre Spica pentru cercetările sale privind precesiunea [19] [20] .

Mediul galactic

Structura Taurului Local . Apreciem poziția Spica (dreapta sus a imaginii), a Soarelui și a altor stele. Imaginea este orientată astfel încât stelele cele mai apropiate de centrul galactic să fie în partea de sus a imaginii.

Noua reducere a datelor astrometrice a telescopului spațial Hipparcos a condus la un nou calcul al paralaxei Spica, care sa dovedit a fi 13,06 ± 0,70 mase [11] . Prin urmare, distanța Spica de Pământ este egală cu 1 / 0,01306 buc , adică 76,56 buc, echivalent cu 250 ± 13 ani lumină . Acest lucru îl plasează pe Spica în afara Bullei Locale și în cadrul Bullei Buclă I , o cavitate ( superbulă ) a mediului interstelar situat în Brațul lui Orion , brațul nostru spiralat al Căii Lactee ; din poziția noastră se observă în direcția centrului galactic , între Scorpion și Lup [21] .

Coordonatele galactice ale Spica sunt 316,11 ° și + 50,84 ° [1] . O longitudine galactică de 316 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Spica, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de 316 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Aceasta înseamnă că Spica este puțin mai aproape de centrul galactic decât Soarele. O latitudine galactică de puțin peste 50 ° înseamnă că Spica este considerabil mai la nord decât planul pe care sunt situate Soarele și centrul galactic.

Caracteristici fizice

Parametrii orbitali

Spica a fost unul dintre primele binare spectroscopice descoperite. În 1890 , imediat după descoperirea naturii binare a lui Mizar și Algol , Hermann Carl Vogel a dedus din lățimea liniei Hγ de hidrogen din spectrul stelei și din deplasarea liniilor de absorbție că steaua era compusă din două componente [22] .

Deși datat, Herbison Evans și colab. (1971) [5] reprezintă în continuare cel mai complet studiu publicat al sistemului Spica. Autorii au folosit atât multe dintre observațiile spectroscopice la care a fost supusă steaua începând cu 1890, cât și observațiile interferometrice făcute între 1966 și 1970 la interferometrul de intensitate stelară Narrabri , situat în Narrabri, New South Wales , observații care au făcut posibilă rezolvarea cele două componente ale stelei. Intersecția acestor date a făcut posibilă deducerea parametrilor orbitali ai Spica. Savanții calculează o perioadă orbitală de 4,0145 zile și o excentricitate pe orbită de 0,146. Înclinarea orbitală este estimată a fi în ordinea a 65,9 ° ± 1,8 °: prin urmare, sistemul este văzut din punctul nostru de vedere destul de avansant, dar nu suficient pentru ca componentele să se eclipseze reciproc. În cele din urmă, longitudinea nodului ascendent este de 131,6 ° ± 2,1 °.

Amplitudinea unghiului axei semi-majore a orbitei principale a fost găsită a fi 1,54 ± 0,05 max . Din păcate, autorii nu au avut măsurarea paralaxei efectuată de Hipparcos în acel moment. Prin urmare, își asumă o distanță de 84 ± 4 buc (aproximativ 273 de ani lumină) și acest lucru modifică puțin ceilalți parametri. În special, semiaxa este calculată a avea 19,3 ± 0,6 milioane km lungime, în timp ce, presupunând o distanță de 250 de ani lumină, ar avea o lungime de 17,65 milioane km.

Una dintre particularitățile orbitei lui Spica este că aceasta suferă o precesiune anomalistă , adică linia absidelor se rotește în raport cu viziunea noastră. În special Herbison Evans și colab. (1971) estimează că finalizează o rotație completă la fiecare 124 de ani [5] . Acest fenomen se datorează denaturării reciproce a mareelor ​​a celor două componente [22] .

În anii de după 1971, nu au fost publicate astfel de studii cuprinzătoare asupra sistemului Spica. Cu toate acestea, Harrington și colab. (2009) [6] raportează un studiu interferometric nepublicat al sistemului efectuat de JP Aufdenberg folosind CHARA Array situat la observatorul Mount Wilson și prin intermediul Interferometrului Stelar Universitar din Sydney (SUSI) din Narrabri [23] . El corectează parțial constatările lui Herbison Evans și colab. (1971) estimând o excentricitate orbitală mai moderată de 0,067 ± 0,014 și o înclinație orbitală de 54 ° ± 6 °. În cele din urmă, perioada precesiunii anomaliste este calculată ca fiind de 135 ± 15 ani.

Perioada orbitală redusă și valoarea axei semi-majore a orbitei principale indică faptul că cele două componente sunt foarte apropiate una de cealaltă. În special, acestea sunt la distanță în medie de 0,12 UA , egale cu aproximativ 18 milioane de km [24] . Având în vedere această distanță și având în vedere că componentele sunt două stele masive , este previzibil că vor avea interacțiuni reciproce semnificative.

Componentele sistemului

Spica A

Poziția Spica și a altor stele în diagrama HR .

Vedeta principală a cuplului, Spica A , a fost clasificată diferit. De fapt, a fost atribuit atât clasei spectrale B1, cât și a la B2, precum și claselor de luminozitate V, IV și IV-III [1] . Cu toate acestea, există un consens general că Spica A este o stea aparținând chiar primelor subclase din clasa B și că a părăsit recent secvența principală . Site-ul web SIMBAD raportează clasificarea B1 IV-III [1] , în timp ce Harrington și colab. (2009) îl clasifică ca B0.5 IV-III [25] .

Herbison Evans și colab. (1971) derivă din parametrii orbitali o masă de 10,9 ± 0,9 M ☉ [5] . Această valoare a fost corectată de JP Aufdenberg la 10,25 ± 0,68 M ☉ [6] . În ceea ce privește raza , valorile raportate de Herbison Evans și colab. (1971) și Aufdenberg sunt respectiv 8,1 ± 0,5 și 7,40 ± 0,57 R ☉ [6] [5] , în timp ce Sterken (1986) propusese 7,6 ± 0,2 R ☉ [26] . Herbison Evans și colab. (1971) estimează o temperatură de suprafață de 22.400 ± 1000 K [5] , în timp ce Odell (1974) raportează 24.000 K [27] , Lyubimkov și colab. (1995) 24.700 ± 500 K [10] și Harrington și colab. (2009) 25.000 K [28] , în timp ce Tkachenko în 2016 a raportat valori de 25.300 și 20.900 pentru cele două componente [8] . În ceea ce privește luminozitatea , Herbison Evans și colab. (1971) calculează o magnitudine absolută de -3,5 ± 0,1 și o luminozitate de 14,800 ± 300 L ☉ [5] , în timp ce Tkachenko (2013) raportează o valoare de 25,300 L ☉ [8] . Spica A este singura stea cu o temperatură de suprafață peste 10.000 K din care toți cei trei parametri de masă, temperatură și luminozitate sunt cunoscuți direct din observație și nu sunt deduși prin metode indirecte [29] .

Viteza de rotație a Spica A nu este bine cunoscută și evaluările diferă foarte mult între ele. În orice caz, acestea se situează între 140 și 200 km / s. Prin măsurători spectroscopice este de obicei posibil să se calculeze valoarea , adică viteza de rotație la ecuator ori sinusul înclinației axei de rotație. Cu toate acestea, în cazul Spica, este plauzibil să ne gândim că înclinația axei de rotație este egală cu înclinația orbitală. Odată estimată această înclinație, este posibil să se calculeze valoarea vitezei de rotație la ecuator. Prin urmare, diversitatea valorilor depinde atât de diferența dintre rezultatele măsurătorilor spectroscopice, cât și de diferitele evaluări ale înclinației orbitale. Herbison Evans și colab. (1971) calculează o valoare de 176 ± 5 km / s [5] , Walker și colab. (1982) 197 km / s [30] , Smith (1985) 165 km / s [9] , Abt și colab. (2002) 140 km / s [31] ; în cele din urmă Harrington și colab. (2009) raportează valoarea măsurată de J. Aufdenberg de 199 ± 5 km / s [6] . Walker și colab. (1982) fac ipoteza că perioada de rotație a Spica A poate fi egală cu perioada orbitală, adică orbita Spica A poate fi sincronă . Cu toate acestea, în acest caz, viteza de rotație ar trebui să fie de aproximativ 100 km / s. Pentru a explica diferența dintre viteza măsurată și cea presupusă, Walker și colab. (1982) folosesc ipoteza că pulsațiile la care este supusă Spica A contribuie la lărgirea liniilor spectrale ale stelei și la supraestimarea vitezei de rotație [30] .

Starea evolutivă a Spica A nu este complet clară, deși, așa cum am menționat, există un acord unanim cu privire la faptul că este o stea care și-a încheiat recent faza de permanență în secvența principală. Odell (1974) susține că există trei etape evolutive posibile compatibile cu luminozitatea, masa, temperatura și abundența elementelor chimice din Spica A. Ar putea fi fie la sfârșitul fazei de fuziune a hidrogenului în nucleul stelar , fie în contracție faza miezului de heliu acum inert sau din nou în faza de formare a unei cochilii de hidrogen care se fuzionează în heliu în jurul miezului de heliu inert [32] . Având în vedere masa și starea sa evolutivă, Spica A ar trebui să aibă o vechime între 15 și 20 de milioane de ani [9] . Având în vedere masa sa, ar putea pune capăt existenței sale într-o supernovă de tip II [24] .

Spica B

Caracteristicile secundarului Spica, numit Spica B , sunt mai puțin cunoscute decât cele ale celui principal. Este o stea de secvență principală albastră-albastră care aparține primelor subclase din clasa B. În special, Herbison Evans și colab. (1971) îl clasifică ca B3 V [5] , în timp ce Catalogul Yale Bright Star îl clasifică ca B2 V [2] și Morales și colab. (2000) ca B4 V [33] . Herbison Evans și colab. (1971) estimează că are o masă de 6,8 ± 0,7 M ☉ [5] , în timp ce JP Aufdenberg o corectează ca fiind 6,97 ± 0,46 M ☉ [6] . Singura estimare disponibilă a razei este cea a lui JP Aufdenberg care deduce o valoare de 3,64 ± 0,28 R ☉ [6] . Pe baza clasei sale spectrale, Spica B ar trebui să aibă o temperatură de suprafață de aproximativ 17.000 - 18.000 K [9] [24] . Herbison Evans și colab. (1971) estimează o magnitudine absolută de -1,5 ± 0,2. Aceasta implică o diferență de luminozitate între cele două componente de aproximativ 2 magnitudini [5] . Presupunând că strălucirea primarului este de 14.800 L ☉ , se poate deduce că cea a secundarului este de aproximativ 2300 L ☉ . În ceea ce privește viteza de rotație, au fost propuse următoarele valori, presupunând și în acest caz că înclinația orbitală este egală cu înclinația axei de rotație a stelei: 66 km / s (Struve și colab. (1958) [ 34] ), 77 ± 6 km / s (Herbison Evans și colab. (1971) [5] ), 97 km / s (Walker (1982) [30] ), 86 km / s (Smith (1985) [9] ), 87 ± 6 km / s (J. Aufdenberg [6] ).

Variabilitate

Struve și colab. (1958) presupuseseră deja că Spica prezenta fenomene de variabilitate [34] . Shobbrook și colab. (1969) [3] au măsurat variațiile de luminozitate ale Spica pentru o perioadă de trei luni și au concluzionat că manifestă două tipuri de variabilitate: primul, de ordinul 3% și având o perioadă de 4,014 zile, identică cu acea orbitală , se datorează distorsionării discului stelar al primarului, cauzată de forțele mareelor secundare. Din acest motiv, Spica este clasificată ca o variabilă elipsoidală rotativă , cea mai strălucitoare din clasa sa. Acest tip de variabile sunt sisteme compuse din stele foarte apropiate unele de altele care, datorită forțelor lor de maree reciproce, iau forme elipsoidale . Nu sunt eclipsante binare , dar variabilitatea lor se datorează diversității zonei suprafețelor stelare vizibile cu care se confruntă un observator în timpul mișcării componentelor din orbita lor. Vârfurile de luminozitate apar atunci când steaua se întoarce spre suprafețele observatorului cu zone mai mari [35] .

Al doilea tip de variație a luminozității Spica detectat de Shobbrook și colab. (1969) este de ordinul 1,6% și are o perioadă de 4.17036 ore [3] . Potrivit autorilor, aceste variații leagă Spica A de variabilele Beta Cephei . Variabilitatea datorată posibilelor eclipse reciproce, dacă există, este mai mică de 0,5% [3] .

Dukes (1974) [36] a studiat variațiile vitezei radiale ale Spica și a identificat patru perioade diferite de variație, dintre care cea mai lungă are o durată de 6,6 ore, cea mai scurtă de 4,2 ore. Autorul interpretează aceste variații ca dovezi suplimentare că Spica este o variabilă Beta Cephei. Lomb (1978) [37] afirmă că variațiile de luminozitate ale Spica, nu datorate distorsiunii discurilor stelare, au scăzut progresiv în timp până când aproape nu mai pot fi detectate în 1976 . Hutchings și Hill (1977) [38] nu au detectat variații ale luminozității stelei în banda ultravioletă , dar Hutchings și Hill (1980) [39] au reușit să constate o mare variabilitate a vitezei radiale ale stelei.

Smith (1985) [9] a propus o analiză detaliată a profilului de variabilitate al liniilor spectrale ale Spica și a ajuns la concluzia că se poate explica prin ipoteza că pe suprafața componentei principale există „protuberanțe” care se deformează fotosfera . Aceste protuberanțe se deplasează pe suprafața stelei pe măsură ce se rotește pe ea însăși și cu diferitele poziții asumate de cele două stele ale sistemului în timpul diferitelor faze ale orbitei și sunt produse de forțele de maree ale secundarului din apropiere. Această ipoteză a fost preluată și rafinată de Harrington și colab. (2009) [40] , care afirmă că majoritatea fenomenelor de variabilitate Spica pot fi explicate prin formarea neregulilor de suprafață produse de forțele mareelor ​​și prin distribuția lor diferită în timpul diferitelor faze orbitale. În modelul lui Harrington și colab. (2009) dacă este adevărat că în timpul fiecărei faze există o regiune a suprafeței celei principale care se extinde spre secundar, forma acestei regiuni este complexă și se caracterizează prin regiuni mai mici mai înalte care alternează cu regiuni inferioare, formând specii de „valuri” [28] . Studiile lui Smith (1985) și Harrington și colab. (2009), prin urmare, au pus dubii asupra naturii variabilei β Cephei a lui Spica A.

Spica B manifestă și fenomene de variabilitate datorate efectului Struve-Sahade [41] . Acest efect constă într-o slăbire anormală a liniilor spectrale ale stelei unui sistem binar atunci când, în mișcarea sa orbitală, se îndepărtează de noi și, prin urmare, liniile sale se îndreaptă spre roșu . S-au făcut mai multe ipoteze cu privire la cauzele acestui fenomen; unul dintre cei mai acreditați îl atribuie puternicului vânt stelar al primarului, care deviază lumina secundarului atunci când se retrage față de noi [42] .

Coliziunea dintre vânturile stelare ale celor două componente ale binare face, de asemenea, Spica un emițător de raze X [24] .

Etimologie și cultură

Reprezentarea Fecioarei . În mâna stângă, ține un mănunchi de spice; Spica este plasată în corespondența acestui fascicul.

Numele Spica derivă din cuvântul latin spica virginis care înseamnă spicul de porumb al Fecioarei , cu referire la planta pe care Fecioara o ține în mână în reprezentările canonice ale caracterului zodiacului [18] . Identificarea constelației cu o figură feminină se pierde în negura timpului, având confirmare, precum și în mediul latin, în mediul grecesc (unde a fost adesea identificat cu Persefona ), egipteanul antic (unde a fost uneori identificat cu Isis ), sumeriană (unde a fost identificată cu Istar ) și indiană (unde a fost identificată cu Kanya , mama zeului Krishna ) [43] . Asocierea figurii feminine cu grâul derivă probabil în schimb din faptul că este vizibilă imediat după apusul soarelui în vest în timpul sezonului de recoltare. Această asociere a Fecioarei și, în special, a Spica cu grâul a fost, de asemenea, răspândită în diferite medii culturale de cel puțin 2000 de ani [18] . De exemplu, unul dintre numele grecești ale lui Spica a fost Στάχυς, care probabil însemna „ureche”, precum și ebraicul Shibbōleth , sirianul Shebbeltā , persanul Chūshe și turcul Salkim ; în mod similar, numele arabe Sunbulah și Al ʽAdhrā ' însemnau „ureche” și respectiv „fecioară” [18] .

Un alt nume arab era السماك الأعزل, Al Simak al A'zal , care însemna „Simak dezarmat”, fiind în schimb Arturo Al Simak al Ramih , „ Simakul înarmat”. Semnificația lui Simak este incertă, în timp ce referința la deținerea sau nu a armelor derivă probabil din faptul că în vecinătatea Arturo unele stele sunt vizibile, deși slabe, în timp ce Spica apare mai izolat pe cer: η Bootis (Mufrid), împreună cu alte stele, ar putea constitui, așadar, sulița lui Arturo, în timp ce Spica nu ar avea niciuna [44] . De la Al Simak al A'zal derivă Azimechul medieval [18] .

Pentru chinezi steaua era cunoscută sub numele de Kió (角 宿 一) (cornul); a aparținut lui Jiao Xiu , una dintre constelațiile chineze ; în timpuri mai vechi Spica era numită și Keok sau Guik , steaua primăverii [18] . Pentru babilonieni a reprezentat „mireasa lui Bel ” și, ca și Sa-Sha-Shirū , brâul Fecioarei, a reprezentat al douăzecilea asterism al eclipticii [18] . Un nume folosit de vechii egipteni a fost „Purtător de lăută”, dar a fost numit și Repā , „Domnul” și se crede că unul dintre templele din Teba a fost construit cu fața spre Spica [18] . În astronomia hindusă, în schimb, a fost numită Citra și a fost steaua asociată cu cea de-a XII-a Nakshatra (constelație), care avea ca simbol o lampă sau o perlă și Vishvakarman , arhitectul universului, ca zeitate conectată [18] .

În astrologie se crede că Spica aduce succes, faimă, bogăție, un caracter dulce, dragoste pentru artă și știință, dar și lipsă de scrupule, sterilitate și tendință spre nedreptate față de inocenți [45] .

Utilizarea numelui

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m V * alf Vir - Variable Star of beta Cep type , on SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Adus la 11 aprilie 2012 .
  2. ^ a b Dorrit Hoffleit, HR - Bright Star Catalog, ediția a 5-a revizuită , pe cdsarc.u-strasbg.fr . Adus pe 29 aprilie 2012 .
  3. ^ a b c d e f g Shobbrook 1969 .
  4. ^ Din paralaxă.
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Herbison-Evans 1971 .
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m Harrington 2009 , p. 814 .
  7. ^ Harrington 2009 , p. 816 .
  8. ^ a b c d și A. Tkachenko și colab. , Modelarea stelară a lui Spica, un sistem binar spectroscopic cu masă mare cu o componentă primară variabilă β Cep ( PDF ), în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 458, nr. 2, 11 mai 2016, pp. 1964–1976.
  9. ^ a b c d e f g h Smith 1985 .
  10. ^ a b Lyubimkov 1995 .
  11. ^ a b F. van Leeuwen, Validarea noii reduceri Hipparcos , în Astronomy and Astrophysics , vol. 474, nr. 2, 2007, pp. 653-664, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . Adus la 16 aprilie 2012 .
  12. ^ Schaaf , p. 208 .
  13. ^ a b Schaaf , p. 210 .
  14. ^ O declinație de 11 ° S este egală cu o distanță unghiulară față de polul ceresc sudic de 79 °; ceea ce echivalează cu a spune că la sud de 79 ° S obiectul este circumpolar, în timp ce la nord de 79 ° N obiectul nu se ridică niciodată
  15. ^ Earth-Sky Tonight - Moon Swings near Regulus , pe The Recorder Online , 28 martie 2010. Accesat la 15 aprilie 2012 (arhivat din original la 7 iulie 2011) .
  16. ^ Schaaf , p. 213 .
  17. ^ Pietro Greco, Steaua naratoare: luna în știința și literatura italiană , Milano, Springer, 2009, ISBN 978-88-470-1098-7 . Adus la 15 aprilie 2012 .
  18. ^ a b c d e f g h i Allen 1899 , pp. 466-469 .
  19. ^ W. Carl Rufus, Copernicus, astronom polonez, 1473-1543 , în Jurnalul Societății Regale Astronomice din Canada , vol. 37, n. 4, 1943, pp. 129-142. URL consultato il 15 aprile 2012 .
  20. ^ Kristian P. Moesgaard, Copernican influence on Tycho Brahe , a cura di Jerzy Dobrzycki, The reception of Copernicus' heliocentric theory: proceedings of a symposium organized by the Nicolas Copernicus Committee of the International Union of the History and Philosophy of Science , Toruń, Polonia, Studia Copernicana, Springer, 1973, ISBN 90-277-0311-6 . URL consultato il 15 aprile 2012 .
  21. ^ R. Lallement et al.,3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble , in Astronomy and Astrophysics , vol. 411, 2003, pp. 447-464, DOI : 10.1051/0004-6361:20031214 . URL consultato il 16 aprile 2012 .
  22. ^ a b Odell 1974 , p. 417 .
  23. ^ Lo studioso ha dato conto delle sue ricerche in una conferenza tenuta nel 2007; cfr. JP Aufdenberg, Reweighing Alpha Virginis: Analyzing The Interferometric Orbit For Spica From CHARA And SUSI , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 39, 2007, p. 853. URL consultato il 23 aprile 2012 .
  24. ^ a b c d Jim Kaler , Spica , su Stars , Università dell'Illinois. URL consultato il 23 aprile 2012 .
  25. ^ Harrington 2009 , p. 815 .
  26. ^ Sterken 1986 , p. 169 .
  27. ^ Odell 1974 , p. 418 .
  28. ^ a b Harrington 2009 , p. 821 .
  29. ^ Sterken 1986 , p. 166 .
  30. ^ a b c Walker 1982 .
  31. ^ HA Abit, Rotational Velocities of B Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 573, n. 1, 2002, pp. 359-365, DOI : 10.1086/340590 . URL consultato il 28 aprile 2012 .
  32. ^ Odell 1974 .
  33. ^ Morales 2000 .
  34. ^ a b Struve 1958 .
  35. ^ SL Morris, The ellipsoidal variable stars , in Astrophysical Journal , vol. 295, 2005, pp. 143–152, DOI : 10.1086/163359 . URL consultato il 4 maggio 2012 .
  36. ^ Dukes 1974 .
  37. ^ Lomb 1978 .
  38. ^ Hutchings & Hill 1977 .
  39. ^ Hutchings & Hill 1980 .
  40. ^ Harrington 2009 .
  41. ^ Riddle 2001 .
  42. ^ DR Gies, Photospheric Heating in Colliding-Wind Binaries , in Astrophysical Journal , vol. 409, 1997, pp. 408-415, DOI : 10.1086/303848 . URL consultato il 6 maggio 2012 .
  43. ^ Allen 1899 , pp. 460-464 .
  44. ^ Schaaf , p. 212 .
  45. ^ Vivian E. Robson, Spica , su constellationsofwords.com . URL consultato il 7 maggio 2012 .
  46. ^ ( SL ) Revija Spika , su sloastro.com . URL consultato l'8 maggio 2012 (archiviato dall' url originale il 1º gennaio 2014) .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Spica&oldid=117190242 "