Spica se ligging (in die rooi sirkel).
Bayer-naam Alpha Virginis
Spektraaltipe B1 V (B1 III-IV + B2 V)
Regte klimming 13h 25m 11.579s
Deklinasie -11° 09′ 40.75″
Skynmagnitude (m) 0,97 (0,97-1,04)
Absolute magnitude (M) -3,55 (-3,5/-1,5)
Komponent 1 Primêre ster
Massa (M☉) 11,43±1,15
Radius (R☉) 7,47±0,54
Ligsterkte (L☉) 20 512+5 015−4 030
Temperatuur (K) 25 300±500
Rotasiespoed (km/s) 165,3±4,5
Komponent 2 Sekondêre ster
Massa (M☉) 7,21±0,75
Radius (R☉) 3,74±0,53
Ligsterkte (L☉) 2 254+1 166−768
Temperatuur (K) 20 900±800
Rotasiespoed (km/s) 58,8±1,5
Afstand (ligjaar) 250 ± 10
Ouderdom (jaar) 12,5 miljoen
Veranderlikheid β Cep + Ovaal
Azimech, Alaraph, Alpha Virginis,
67 Virginis, HR 5056, BD-10°3672,
HD 116658, GCTP 18144, FK5 498,
CCDM 13252-1109, SAO 157923, HIP 65474
Spica (ook bekend as Alpha Virginis of α Vir) is die helderste ster in die sterrebeeld Maagd en een van die 20 helderste sterre in die naglug. Volgens parallaksmetings is dit sowat 250 ± 10 ligjare van die Son af. Dit is ’n spektroskopiese dubbelster en ’n roterende ovaalvormige veranderlike: ’n stelsel waarvan die twee sterre so na aan mekaar is dat hulle ovaalvormig eerder as rond is en wat net deur hulle spektrums van mekaar onderskei kan word. Die primêre ster is ’n bloureus en Beta Cephei-veranderlike.
Spica, Arcturus en Denebola (of Regulus, na gelang van die bron) is deel van die asterisme Lentedriehoek.
Hoe om Spica op te spoor.
Spica is een van die naaste groot dubbelsterre aan die Son en dus die onderwerp van baie waarnemingstudies. Dit is vermoedelik die ster waarvan Hipparcos die data gekry het wat hom aksiale presessie laat ontdek het.
Die ster lê 2,06 grade van die sonnebaan af en kan dus deur die Maan verduister word, en soms deur planete. Die laaste verduistering deur ’n planeet was toe Venus op 10 November 1783 voor Spica verbybeweeg het soos van die Aarde af gesien. Die volgende verduistering deur Venus sal op 2 September 2197 wees.
Spica is ’n nabydubbelster waarvan die twee komponente elke vier dae om mekaar wentel. Hulle is so na aan mekaar dat hulle nie deur ’n teleskoop van mekaar onderskei kan word nie. Die veranderings in hul wentelbeweging lei tot ’n Dopplerverskuiwing in die absorpsielyne van hul onderskeie spektrums, wat hulle ’n dubbellyn- spektroskopiese dubbelster maak.
Spica is ’n roterende ovaalvormige veranderlike, waar albei sterre deur hulle swaartekragwisselwerking verwring word. Dit veroorsaak dat die skynbare magnitude van die stelsel met 0,03 wissel oor ’n tydperk wat met die wentelperiode ooreenstem. Hierdie effense afname in helderheid is skaars visueel sigbaar. Albei sterre roteer vinniger as hul gemeenskaplike wentelperiode. Die gebrek aan sinchronisasie en die groot elliptisiteit van hul wentelbaan dui daarop dat dit ’n jong sterstelsel is. Hulle wedersydse getywisselwerking kan mettertyd lei tot rotasiesinchronisasie en ’n kleiner baaneksentrisiteit.
Spica se sterreklassifikasie word algemeen beskou as dié van ’n vroeë B-tipe hoofreeksster. Dit is moeilik om aparte spektraaltipes vir die twee komponente vas te stel; die Bright Star Catalogue gee ’n spektraalklas van B1 III-IV vir die primêre ster en B2 V vir die sekondêre ster aan, maar latere studies het verskeie ander waardes aangegee.
Die ligsterkteklas van "III-IV" vir die primêre ster stem ooreen met die spektrum van ’n ster wat halfpad tussen ’n subreus en reusester is, en dit is dus nie meer ’n hoofreeksster nie. Dit is ’n swaar ster met ’n massa van meer as 10 keer dié van die Son en ’n radius van sewe keer die Son s'n. Sy bolometriese ligsterkte is sowat 20 500 keer die Son s’n en nege keer dié van sy metgesel. Dit is een van die naaste sterre aan die Son wat as ’n tipe II-supernova kan ontplof.
Die primêre ster is ’n Beta Cephei-veranderlike waarvan die helderheid oor 0,1738 dae wissel. Die spektrum toon ’n wisseling in radiale snelheid oor dieselfde tydperk, wat aandui dat die oppervlak van die ster gereeld uitwaarts pulseer en dan weer saamtrek. Die ster roteer baie vinnig, met ’n rotasiespoed van 199 km/s by sy ewenaar.
Die stelsel se sekondêre ster is een van die min sterre waarvan die spektrum deur die Struve-Sahade-effek geraak word. Dit is ’n onreëlmatige verandering in die sterkte van die spektraallyne deur die loop van sy wentelbaan, waar die lyne swakker word terwyl die ster wag van die waarnemer beweeg. Dit kan die gevolg wees van ’n sterk sterwind van die primêre ster af wat die lig van die sekondêre ster verstrooi wanneer dit wegbeweeg. Hierdie ster is kleiner as die primêre ster, met ’n massa van sowat sewe keer dié van die Son en ’n radius van 3,6 keer die Son s'n. Sy sterreklassifikasie is B2 V, wat beteken dit is ’n hoofreeksster.
Die ster se Bayer-naam is "Alpha Virginis". Die tradisionele naam "Spica" kom van die Latynse spīca virginis, "die maagd se graanaar". Johann Bayer het die naam "Arista" genoem.
Nog ’n tradisionele naam is "Azimech", van die Arabiese السماك الأعزل al-simāk al-ʼaʽzal, "die ongewapende 'simāk'" (betekenis onbekend).
In 2016 het die Internasionale Astronomiese Unie se sternaamwerkgroep (WGSN) die naam "Spica" vir die ster goedgekeur.
↑ 1,0 1,1 (1953) “Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas”. The Astrophysical Journal 117: 313. doi:10.1086/145697.
↑ 2,0 2,1 Bright Star Catalogue. Yale University Observatory. 1982.
↑ 3,0 3,1 3,2 (2007) “Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry
↑ 5,0 5,1 (2006) “Spectrophotometric observations of variable stars”. Astronomy Letters 32 (9). doi:10.1134/S1063773706090052.
↑ Herbison-Evans, D. (1971). “A study of alpha Virginis with an intensity interferometer”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 151 (2): 161–176. doi:10.1093/mnras/151.2.161.
↑ "V* alf Vir -- Variable Star of beta Cep type". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Besoek op 2010-04-13.
↑ 8,0 8,1 Riddle, R. L. (Desember 2001). “Spectroscopy of the temporal variations of α Vir”. Bulletin of the American Astronomical Society 33.
↑ Evans, James (1998). The History and Practice of Ancient Astronomy. Oxford University Press. p. 259. ISBN 978-0-19-509539-5.
↑ "Earth-Sky Tonight, March 26, 2010". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Julie 2011. Besoek op 2018-08-15.
↑ 11,0 11,1 11,2 Harrington, David (Oktober 2009). “Line-profile Variability from Tidal Flows in Alpha Virginis (Spica)”. The Astrophysical Journal 704 (1): 813–830. doi:10.1088/0004-637X/704/1/813.
↑ Morris, S. L. (Augustus 1985). “The ellipsoidal variable stars”. Astrophysical Journal, Part 1 295: 143–152. doi:10.1086/163359.
↑ Beech, M. (Augustus 1986). “The ellipsoidal variables. III - Circularization and synchronization”. Astrophysics and Space Science 125 (1): 69–75. doi:10.1007/BF00643972.
↑ (1980) “Stellar Masses”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 18: 115–164. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.000555.
↑ (1980) “The structure of Alpha Virginis. III - the pulsation characteristics”. The Astrophysical Journal 236: 536. doi:10.1086/157771.
↑ Tkachenko, A. et al. (Mei 2016), "Stellar modelling of Spica, a high-mass spectroscopic binary with a β Cep variable primary component", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 458 (2): 1964–1976, doi:10.1093/mnras/stw255, Bibcode: 2016MNRAS.458.1964T
↑ Kaler, Jim. "Spica". Stars. Besoek op 2010-04-15.
↑ Firestone, R. B. (Julie 2014), "Observation of 23 Supernovae That Exploded <300 pc from Earth during the past 300 kyr", The Astrophysical Journal 789 (1): 11, doi:10.1088/0004-637X/789/1/29, 29, Bibcode: 2014ApJ...789...29F, https://zenodo.org/record/895414/files/article.pdf.
↑ Gies, Douglas R. (April 1997). “Photospheric Heating in Colliding-Wind Binaries”. Astrophysical Journal 479 (1). doi:10.1086/303848.
↑ Schnerr, R. S. (Junie 2008). “Magnetic field measurements and wind-line variability of OB-type stars”. Astronomy and Astrophysics 483 (3): 857–867. doi:10.1051/0004-6361:20077740.
Koördinate: 13h 25m 11.5793s, −11° 09′ 40.759″
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Spica&oldid=2012054"
Die bladsy is laas op 9 Julie 2019 om 16:58 bygewerk.