La stella binaria Spica nella Vergine

Spica (Alfa Virginis), detta anche Spiga, è una stella situata nella costellazione della Vergine. Con magnitudine 1,04, è la stella più luminosa della costellazione, nonché 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 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.
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. 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. Se oltre a queste tre stelle, si considera anche 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.
Si pensa che Spica sia stata la stella che permise ad Ipparco, attorno al 130 a.C., di scoprire la precessione degli equinozi. Il tempio di Tebe (in Egitto) fu costruito allineandolo con Spica attorno al 3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma rilevabile cambiamento di orientazione del tempio. Anche Niccolò Copernico fece molte osservazioni su Spica per le sue ricerche sulla precessione.
La stella principale della coppia, Spica A, ha abbandonato da poco la sequenza principale. Spica A è l’unica stella con temperatura superficiale superiore ai 10.000 K di cui tutti e tre i parametri della massa, della temperatura e della luminosità sono conosciuti direttamente dall’osservazione e non inferiti tramite metodi indiretti. La velocità di rotazione di Spica A non è ben conosciuta e le valutazioni differiscono di molto fra loro. In ogni caso esse sono comprese nell’intervallo fra 140 e 200 km/s.
Lo stato evolutivo di Spica A non è del tutto chiaro, sebbene, come si è detto, ci sia un accordo unanime sul fatto che essa sia una stella che ha da poco terminato la sua fase di permanenza nella sequenza principale. Odell (1974) sostiene che ci sono tre possibili stadi evolutivi compatibili con la luminosità, la massa, la temperatura e le abbondanze di elementi chimici di Spica A. 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. Data la sua massa e il suo stato evolutivo, Spica A dovrebbe avere una 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. Supponendo che la luminosità della primaria sia 14.800 L, se ne deduce che quella della secondaria è circa 2300 L.
Spica è una stella variabile. Alcuni scienziati hanno misurato le variazioni di luminosità di Spica per un periodo di tre mesi e hanno concluso che 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 elissoidali. Non sono binarie a eclisse, ma la loro la 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. Secondo gli autori, queste variazioni accomunano Spica A alle variabili Beta Cephei.
Anche Spica B manifesta fenomeni di variabilità dovuti all’effetto Struve-Sahade. Tale effetto 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. La collisione fra i venti stellari delle due componenti della binaria fa anche sì che Spica sia una emettitrice di raggi X.
Tratto da Wikipedia

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