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mwmwSpica (mwnaα Vir / α Virginis / Alfa Virginis), detta anche mwnqSpiga, è una mwngstella situata nella mwnwcostellazione della Vergine. Con mwoamagnitudine +1,04cite-ref-simbad-1-9[1], è la stella più luminosa della costellazione, nonché quindicesima mwpqpiù brillante del cielo notturno. La sua vicinanza all'mwpgequatore celeste la rende visibile da tutte le regioni popolate della mwpwTerra. Distante circa 250 mwqaanni luce dal mwqqSole, è in realtà un mwqgsistema binario mwqwspettroscopico formato da due luminose stelle azzurre di mwraclasse spettrale B, di cui la primaria ha già abbandonato la mwrqsequenza principale. Data la vicinanza fra le due componenti, le mwrgforze mareali distorcono la forma dei dischi stellari, che, in virtù di ciò, non sono sferici, ma mwrwellissoidali. Il suo nome deriva dalla parola mwsalatina mwsqspica virginis , il cui significato èmwsg : "mwswspiga di grano della Vergine", in riferimento alla pianta che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello mwtazodiaco.

• Osservazione

• Ambiente galattico

• Caratteristiche fisiche

• Parametri orbitali

• Le componenti del sistema

• Variabilità

• Etimologia e cultura

• Uso del nome

• Note

• Bibliografia

• Voci correlate

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

Si presenta come una stella di colore azzurro molto intenso facilmente individuabile nel cielo seguendo l'arco formato dalla coda dell'mwvgOrsa Maggiore fino ad mwvwArturo (mwwaα Bootis), e proseguendo per un tratto in linea retta fino a Spica. La mwwqdistanza angolare fra le stelle della coda dell'Orsa e Arturo è di 31°, mentre tra Arturo e Spica è di 34°cite-ref-12[12]. Con Arturo e mwxgDenebola (mwxwβ Leonis), Spica forma il cosiddetto mwyamwyqTriangolo di Primavera, poiché la sua massima visibilità nell'mwygemisfero 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 Denebolacite-ref-schaaf210-13-0[13]. Se oltre a queste tre stelle, si considera anche mwzwCor Caroli ( mw0aα Canum Venaticorum), esse compongono un mw0qquadrilatero, formato dall'unione di due triangoli, uno dei quali è il mw0gTriangolo di Primavera e l'altro, più piccolo, è quello formato da Arturo, Denebola e Cor Caroli. Questo mw0wasterismo è chiamato mw1aDiamante della Vergine, sebbene delle quattro stelle che lo formano solo Spica appartenga a questa costellazionecite-ref-schaaf210-13-1[13].

Con mw2gdeclinazione -11°, Spica è una stella dell'mw2wemisfero australe. Tuttavia è sufficientemente vicina all'mw3aequatore celeste da essere visibile da tutte le zone popolate della Terra. In particolare, nell'emisfero boreale non sarà visibile solo più a nord del 79º mw3qparallelo, cioè solo dalle estreme regioni settentrionali del mw3gCanada e della mw3wGroenlandia. D'altra parte questa sua posizione fa sì che appaia mw4acircumpolare solo dalle regioni mw4qantartichecite-ref-14[14].

Spica si trova localizzata vicino all'mw7aeclittica, per cui talvolta può essere occultata dalla mw7qLuna e, anche se molto raramente, dai mw7gpianeti. L'ultima occultazione planetaria, da parte di mw7wVenere, avvenne il 10 novembre del mw8a1783, mentre la prossima, da parte dello stesso pianeta, avverrà il 2 settembre 2197cite-ref-15[15]. Spica è, assieme a mw9gRegolo, 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 annicite-ref-16[16]. Il Sole passa poco più di 2° a nord di Spica il 16 ottobre di ogni anno, mentre la mw-wlevata eliaca dell'astro avviene circa due settimane più tardi. Ne consegue che i mesi migliori per l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte mw-aopposta dell'mw-qeclittica, cioè in corrispondenza della primavera boreale.

Si pensa che Spica sia stata la stella che permise ad mw-wIpparco, attorno al mwaqa130 a.C., di scoprire la mwaqeprecessione degli equinozicite-ref-17[17]. Il mwaqytempio di mwaqcTebe (in mwaqgEgitto) fu costruito allineandolo con Spica attorno al mwaqk3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma rilevabile cambiamento di orientazione del tempiocite-ref-allen-18-0[18]. Anche mwaq4Niccolò Copernico fece molte osservazioni su Spica per le sue ricerche sulla precessionecite-ref-19[19]cite-ref-20[20].

La nuova riduzione dei dati mwasaastrometrici del mwasetelescopio spaziale mwasiHipparcos ha portato a un nuovo calcolo della mwasmparallasse di Spica, che è risultata essere 13,06 ± 0,70 mwasqmascite-ref-vanleeuwen-11-1[11]. Pertanto la distanza di Spica dalla Terra è pari a 1/0,01306 mwaskpc, ossia 76,56 pc, equivalenti a 250 ± 13 mwasoanni luce. Ciò colloca Spica al di fuori della mwassBolla Locale e all'interno della mwaswBolla Loop I, una cavità (mwas0superbolla) del mwas4mezzo interstellare situata nel mwas8Braccio di Orione, il nostro braccio di spirale della mwataVia Lattea; dalla nostra posizione si osserva in direzione del mwatecentro galattico, fra lo mwatiScorpione e il mwatmLupocite-ref-21[21].

Le mwatkcoordinate galattiche di Spica sono 316,11° e +50,84°cite-ref-simbad-1-10[1]. Una mwat4longitudine galattica di 316° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Spica, se proiettata sul mwat8piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il mwauacentro galattico un angolo di 316°. Ciò significa che Spica è leggermente più vicina al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una mwauelatitudine galattica di poco più di 50° significa che Spica si trova notevolmente più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.

Spica è stata una fra le prime mwauubinarie spettroscopiche ad essere scoperte. Nel mwauy1890, subito dopo la scoperta della natura di binaria di mwaucMizar e mwaugAlgol, mwaukHermann Carl Vogel dedusse dall'ampiezza della riga mwauoHγ dell'mwausidrogeno nello mwauwspettro della stella e dallo spostamento delle mwau0linee di assorbimento che la stella era composta da due componenticite-ref-odell417-22-0[22].

Benché datato, Herbison Evans et al. (1971)cite-ref-herbison-evans-5-5[5] rappresenta ancora lo studio pubblicato più completo del sistema di Spica. Gli autori hanno utilizzato sia molte delle osservazioni spettroscopiche di cui la stella è stata oggetto dal 1890 in poi, che le osservazioni mwavcinterferometriche effettuate fra il mwavg1966 e il mwavk1970 presso il mwavoNarrabri Stellar Intensity Interferometer, situato a Narrabri, nel mwavsNuovo Galles del Sud, osservazioni che hanno permesso di risolvere le due componenti della stella. L'incrocio di questi dati ha reso possibile la deduzione dei mwavwparametri orbitali di Spica. Gli studiosi calcolano un mwav0periodo orbitale di 4,0145 giorni e un'mwav4eccentricità dell'orbita di 0,146. L'mwav8inclinazione orbitale è stimata nell'ordine di 65,9° ± 1,8°: il sistema è quindi visto dalla nostra visuale abbastanza di taglio, ma non a sufficienza perché le componenti si eclissino l'una con l'altra. Infine, la mwawalongitudine del nodo ascendente è 131,6° ± 2,1°.

L'ampiezza dell'angolo del mwawisemiasse maggiore dell'orbita della principale è risultato essere 1,54 ± 0,05 mwawmmas. Purtroppo gli autori non disponevano all'epoca della misura della parallasse effettuata da Hipparcos. Essi quindi assumono una distanza di 84 ± 4 pc (circa 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.

Una delle particolarità dell'orbita di Spica è che essa va incontro a una mwawuprecessione anomalistica, cioè la linea degli mwawyapsidi ruota rispetto alla nostra visuale. In particolare Herbison Evans et al. (1971) stimano che essa compia una rotazione completa ogni 124 annicite-ref-herbison-evans-5-6[5]. Tale fenomeno è dovuto alla mutua distorsione mareale delle due componenticite-ref-odell417-22-1[22].

Negli anni successivi al 1971 non sono stati pubblicati studi sul sistema di Spica così completi. Tuttavia Harrington et al. (2009)cite-ref-harrington814-6-6[6] danno notizia di uno studio interferometrico del sistema non ancora pubblicato compiuto da J. P. Aufdenberg mediante il mwaxqCHARA Array situato presso l'mwaxuosservatorio di Monte Wilson e mediante il Sydney University Stellar Interferometer (SUSI) a Narrabricite-ref-23[23]. Lo studioso corregge in parte i risultati di Herbison Evans et al. (1971) stimando una più moderata eccentricità orbitale di 0,067 ± 0,014 e una inclinazione orbitale di 54° ± 6°. Infine il periodo della precessione anomalistica è calcolato essere 135 ± 15 anni.

Il ridotto periodo orbitale e il valore del semiasse maggiore dell'orbita della principale indicano che le due componenti sono molto vicine fra loro. In particolare, esse distano mediamente 0,12 mwaxwUA, pari a circa 18 milioni di kmcite-ref-jk-24-0[24]. Data questa distanza e dato che le componenti sono due stelle mwayemassicce è prevedibile che esse presentino delle interazioni reciproche significative.

La stella principale della coppia, mwayoSpica A, è stata variamente mwaysclassificata. È stata infatti assegnata sia alla mwaywclasse spettrale B1 che a alla B2, sia alle mway0classi di luminosità V, IV e IV-IIIcite-ref-simbad-1-11[1]. 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 mwazisequenza principale. Il sito mwazmSIMBAD riporta la classificazione B1 IV-IIIcite-ref-simbad-1-12[1], mentre Harrington et al. (2009) la classificano come B0,5 IV-IIIcite-ref-25[25].

Herbison Evans et al. (1971) ricavano dai parametri orbitali una mwaz0massa di 10,9 ± 0,9 mwaz4M☉cite-ref-herbison-evans-5-7[5]. Questo valore è stato corretto da J. P. Aufdenberg in 10,25 ± 0,68 Mmwaaq☉cite-ref-harrington814-6-7[6]. Per quanto riguarda il mwaakraggio, i valori riportati da Herbison Evans et al. (1971) e Aufdenberg sono rispettivamente 8,1 ± 0,5 e 7,40 ± 0,57 mwaaoR☉cite-ref-harrington814-6-8[6]cite-ref-herbison-evans-5-8[5], mentre Sterken (1986) aveva proposto 7,6 ± 0,2 Rmwabq☉cite-ref-26[26]. Herbison Evans et al. (1971) stimano una mwabktemperatura superficiale di 22.400 ± 1000 mwaboKcite-ref-herbison-evans-5-9[5], mentre Odell (1974) riporta 24.000 Kcite-ref-odell418-27-0[27], Lyubimkov et al. (1995) 24.700 ± 500 Kcite-ref-lyubimkov-10-1[10] e Harrington et al. (2009) 25.000 Kcite-ref-harrington821-28-0[28], mentre Tkachenko nel 2016 riporta valori di 25.300 e 20.900 per le due componenticite-ref-tkachenko-8-3[8]. Per quanto riguarda la mwac8luminosità, Herbison Evans et al. (1971) calcolano una mwadamagnitudine assoluta di -3,5 ± 0,1 e una luminosità di 14.800 ± 300 mwadeL☉cite-ref-herbison-evans-5-10[5], mentre Tkachenko (2013) riporta un valore 25.300 Lmwadc☉cite-ref-tkachenko-8-4[8]. 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 indiretticite-ref-29[29].

La mwaeevelocità 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 200mwaei km/s. Mediante le misure spettroscopiche è di solito possibile calcolare il valore di mwaem v e ⋅ ⋅ sin ⁡ ⁡ i {\displaystyle v_{e}\cdot \sin i} , cioè della velocità di rotazione all'equatore per il mwaeqseno dell'inclinazione dell'asse di rotazione. Tuttavia, nel caso di Spica, è plausibile pensare che l'inclinazione dell'asse di rotazione sia uguale all'inclinazione orbitale. Stimata quindi tale inclinazione, è possibile calcolare il valore della velocità di rotazione all'equatore. Pertanto la diversità dei valori dipende sia dalla diversità fra i risultati delle misurazioni spettroscopiche, sia dalle diverse valutazioni dell'inclinazione orbitale. Herbison Evans et al. (1971) calcolano un valore di 176 ± 5mwaeu km/scite-ref-herbison-evans-5-11[5], Walker et al. (1982) 197mwaeo km/scite-ref-walker-30-0[30], Smith (1985) 165mwae8 km/scite-ref-smith-9-3[9], Abt et al. (2002) 140mwafq km/scite-ref-31[31]; infine Harrington et al. (2009) riportano il valore misurato da J. Aufdenberg di 199 ± 5mwafk km/scite-ref-harrington814-6-9[6]. Walker et al. (1982) ipotizzano che il mwaf4periodo di rotazione di Spica A possa essere uguale al periodo orbitale, cioè che l'orbita di Spica A possa essere mwaf8sincrona. Tuttavia, in tal caso la velocità di rotazione dovrebbe essere pari a circa 100mwaga km/s. Per spiegare la differenza fra le velocità misurate e quella presunta, Walker et al. (1982) ricorrono all'ipotesi che le pulsazioni a cui Spica A va soggetta contribuiscano ad allargare le mwagelinee spettrali della stella e a sovrastimare la velocità di rotazionecite-ref-walker-30-1[30].

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 mwagcfusione dell'mwaggidrogeno nel mwagknucleo 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 mwagoelio intorno al nucleo inerte di eliocite-ref-32[32]. Data la sua massa e il suo stato evolutivo, Spica A dovrebbe avere una età compresa fra i 15 e i 20 milioni di annicite-ref-smith-9-4[9]. Data la sua massa, potrebbe finire la sua esistenza in una mwahmsupernova di tipo IIcite-ref-jk-24-1[24].

Le caratteristiche della secondaria di Spica, chiamata mwahoSpica B, sono meno conosciute di quelle della principale. Si tratta di una mwahsstella bianco-azzurra di sequenza principale appartenente alle prime sottoclassi della classe B. In particolare, Herbison Evans et al. (1971) la classificano come B3 Vcite-ref-herbison-evans-5-12[5], mentre il mwaiaYale Bright Star Catalogue la classifica come B2 Vcite-ref-hr-2-1[2] e Morales et al. (2000) come B4 Vcite-ref-33[33]. Herbison Evans et al. (1971) stimano che abbia una massa di 6,8 ± 0,7 Mmwaik☉cite-ref-herbison-evans-5-13[5], mentre J. P. Aufdenberg corregge questo dato in 6,97 ± 0,46 Mmwai4☉cite-ref-harrington814-6-10[6]. L'unica stima disponibile del raggio è quella di J. P. Aufdenberg che deduce un valore di 3,64 ± 0,28 Rmwajm☉cite-ref-harrington814-6-11[6]. In base alla sua classe spettrale, Spica B dovrebbe avere una temperatura superficiale di circa 17.000 - 18.000 Kcite-ref-smith-9-5[9]cite-ref-jk-24-2[24]. Herbison Evans et al. (1971) stimano una magnitudine assoluta di -1,5 ± 0,2. Ciò implica una differenza di luminosità fra le due componenti di circa 2 magnitudinicite-ref-herbison-evans-5-14[5]. Supponendo che la luminosità della primaria sia 14.800 Lmwakq☉, se ne deduce che quella della secondaria è circa 2300 Lmwaku☉. Per quanto riguarda la velocità di rotazione, sono stati proposti i seguenti valori, assumendo anche in questo caso che l'inclinazione orbitale sia uguale all'inclinazione dell'asse di rotazione della stella: 66mwaky km/s (Struve et al. (1958)cite-ref-struve-34-0[34]), 77 ± 6mwaks km/s (Herbison Evans et al. (1971)cite-ref-herbison-evans-5-15[5]), 97mwala km/s (Walker (1982)cite-ref-walker-30-2[30]), 86mwalu km/s (Smith (1985)cite-ref-smith-9-6[9]), 87 ± 6mwalo km/s (J. Aufdenbergcite-ref-harrington814-6-12[6]).

Struve et al. (1958) avevano già supposto che Spica manifestasse fenomeni di variabilitàcite-ref-struve-34-1[34]. Shobbrook et al. (1969)cite-ref-shobbrook-3-4[3] 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 mwamkforze mareali della secondaria. Per questa ragione Spica viene classificata come mwamovariabile 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 mwamsellissoidali. Non sono mwamwbinarie a eclisse, ma la loro la variabilità è dovuta alla diversità dell'mwam0area 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 maggioricite-ref-35[35].

Il secondo tipo di variazione della luminosità di Spica rilevata da Shobbrook et al. (1969) è dell'ordine del 1,6% e ha un periodo di 4,17036 orecite-ref-shobbrook-3-5[3]. Secondo gli autori, queste variazioni accomunano Spica A alle mwancvariabili Beta Cephei. La variabilità dovuta a eventuali eclissi reciproche, se esiste, è inferiore al 0,5%cite-ref-shobbrook-3-6[3].

Dukes (1974)cite-ref-36[36] ha studiato le variazioni nelle mwaoevelocità radiali di Spica e ha individuato quattro diversi periodi di variazione, il più lungo dei quali ha una durata di 6,6 ore, il più corto di 4,2 ore. L'autore interpreta queste variazioni come un'ulteriore prova che Spica è una variabile Beta Cephei. Lomb (1978)cite-ref-37[37] afferma che le variazioni di luminosità di Spica, non dovute alla distorsione dei dischi stellari, sono progressivamente diminuite nel tempo fino a divenire nel mwaoy1976 quasi non più rilevabili. Hutchings e Hill (1977)cite-ref-38[38] non hanno rilevato variazioni della luminosità della stella nella banda dell'mwaosultravioletto, ma Hutchings e Hill (1980)cite-ref-39[39] hanno potuto appurare una grande variabilità nelle velocità radiali della stella.

Smith (1985)cite-ref-smith-9-7[9] ha proposto una dettagliata analisi del profilo della variabilità delle linee spettrali di Spica ed è arrivato alla conclusione che si può dare conto di essa mediante l'ipotesi che siano presenti "protuberanze" sulla superficie della componente principale che ne deformano la mwapufotosfera. Queste protuberanze viaggiano sulla superficie della stella al suo ruotare su se stessa e con le diverse posizioni assunte dalle due stelle del sistema durante le varie fasi dell'orbita e sono prodotte dalle forze mareali della vicina secondaria. Questa ipotesi è stata ripresa e perfezionata da Harrington et al. (2009)cite-ref-40[40], i quali affermano che la maggior parte dei fenomeni di variabilità di Spica possono essere spiegati mediante la formazione di irregolarità superficiali prodotte dalle forze mareali e mediante il loro diverso distribuirsi durante le varie fasi orbitali. Nel modello di Harrington et al. (2009) se è vero che durante ogni fase esiste una regione della superficie della principale che si protende verso la secondaria, la forma di tale regione è complessa ed è caratterizzata da regioni più piccole più elevate alternate con regioni meno elevate, a formare delle specie di "onde"cite-ref-harrington821-28-1[28]. Gli studi di Smith (1985) e di Harrington et al. (2009) gettano quindi dei dubbi sulla natura di variabile β Cephei di Spica A.

Anche Spica B manifesta fenomeni di variabilità dovuti all'mwap8effetto Struve-Sahadecite-ref-41[41]. 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 mwaqqmuovono verso il rosso. Sulle cause di questo fenomeno sono state fatte parecchie ipotesi; una fra le più accreditate lo imputa al potente mwaquvento stellare della primaria, che mwaqydeflette la luce della secondaria quando questa recede rispetto a noicite-ref-42[42].

La collisione fra i venti stellari delle due componenti della binaria fa anche sì che Spica sia una emettitrice di mwaqwraggi Xcite-ref-jk-24-3[24].

Il nome mwargSpica deriva dalla parola mwarklatina mwarospica virginis che significa mwarsla spiga di grano della Vergine, in riferimento alla pianta che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello mwarwzodiacocite-ref-allen-18-1[18]. L'identificazione della costellazione con una figura femminile si perde nella notte dei tempi, avendo riscontro, oltre che in ambiente latino, in ambiente mwasegreco (dove era spesso identificata con mwasiPersefone), mwasmantico egiziano (dove era identificata a volte con mwasqIside), mwasusumerico (dove era identificata con mwasyIštar) e mwascindiano (dove era identificata con mwasgKanya, la madre del dio mwaskKrishna)cite-ref-43[43]. L'associazione della figura femminile con il grano deriva invece probabilmente dal fatto che essa è visibile appena dopo il tramonto a ovest durante la stagione della mietitura. Anche questa associazione della Vergine e, in particolare, di Spica con il grano è diffusa in vari ambienti culturali da almeno 2000 annicite-ref-allen-18-2[18]. Per esempio, uno dei nomi mwatigreci di Spica era Στάχυς, che probabilmente significava "spiga", così come l'mwatmebraico mwatqShibbōleth, il mwatusiriano mwatyShebbeltā, il mwatcpersiano mwatgChūshe e il mwatkturco mwatoSalkim; allo stesso modo, i nomi mwatsarabi mwatwSunbulah e mwat0Al ʽAdhrāmwat4' significavano rispettivamente "spiga" e "vergine"cite-ref-allen-18-3[18].

Un altro nome arabo era السماك الأعزل, mwauqAl Simak al A'zal, che significava "il Simak disarmato", essendo invece mwauuArturo mwauyAl Simak al Ramih, "il Simak armato". Il significato di mwaucSimak è incerto, mentre il riferimento al possedere o meno le armi deriva probabilmente dal fatto che nelle vicinanze di Arturo sono visibili delle stelle, seppure deboli, mentre Spica appare più isolata nel cielo: mwaugη Bootis (Mufrid), insieme ad altre stelle, potrebbe quindi costituire la lancia di Arturo, mentre Spica ne sarebbe privacite-ref-44[44]. Da mwau0Al Simak al A'zal deriva il mwau4medioevale mwau8Azimechcite-ref-allen-18-4[18].

Per i mwavucinesi la stella era conosciuta con il nome di mwavyKió (角宿一) (il corno); essa apparteneva a mwavcJiao Xiu, una delle mwavgcostellazioni cinesi; in tempi più antichi Spica veniva chiamata anche mwavkKeok o mwavoGuik, la stella di primaveracite-ref-allen-18-5[18]. Per i mwav8babilonesi rappresentava la "sposa di Bel", e come mwaweSa-Sha-Shirū, la cintura della Vergine, rappresentava il ventesimo mwawiasterismo dell'mwawmeclitticacite-ref-allen-18-6[18]. Un nome usato dagli antichi mwawgegizi era "Portatore di liuto", ma era chiamata anche mwawkRepā, "il Signore", e si pensa che uno dei templi di mwawoTebe fosse stato costruito orientandolo verso Spicacite-ref-allen-18-7[18]. Nell'astronomia mwaw8Indù invece veniva chiamata mwaxaCitra ed era la stella associata al dodicesimo mwaxeNakshatra (costellazione), la quale aveva una lampada o una perla come simbolo e mwaxiVishvakarman, l'architetto dell'universo, come divinità collegatacite-ref-allen-18-8[18].

In mwaxgastrologia si crede che Spica porti successo, celebrità, ricchezze, un carattere dolce, amore per l'arte e la scienza, ma anche mancanza di scrupoli, sterilità e una tendenza all'ingiustizia verso gli innocenticite-ref-45[45].

1. mwayaSpica è il nome del primo periodico di astronomia mwayesloveno, diretto da Bojan Kambič e pubblicato dal 1993cite-ref-46[46].

2. Il gruppo musicale mwaycrock mwayggiapponese mwaykPlastic Tree ha pubblicato nel mwayo2007 una canzone dal titolo mwaysmwaywSpica.

3. Molti aerei dell'mway4Alitalia, come il mway8Sud Aviation Caravelle I-DABZ, sono o sono stati denominati come questa stella.

4. Un mwazemwazigirl group mwazmsudcoreana prende appunto il nome dalla stella, mwazqSpica.

5. Spica è il nome di uno dei protagonisti della saga mwazyCronache del regno della fantasia di mwazcGeronimo Stilton.

6. Una mwazktorpediniera della mwazoRegia Marina, poi venduta alla Svezia, fu chiamata mwazsSpica e diede il nome all'intera mwazwClasse Spica composta da altre navi con nome di costellazioni.

7. mwaz4Spicamwaz8 (スピカ?, Supika, Pervinca nella versione italiana) è il nome di una dei personaggi del mwa0avideogioco della mwa0eNintendo mwa0imwa0mAnimal Crossing: New Horizons per mwa0qNintendo Switchcite-ref-47[47].

8. Prima chiamata Louis Arneb, Spica è il nome di uno dei personaggi della mwa0oLight novel, scritta da mwa0sTappei Nagatsuki, mwa0wRe:Zero - Starting Life in Another World, prendendo il nome proprio dalla suddetta stella.

cite-note-simbad-11. mwa2smwa2wmwa20V* alf Vir -- Variable Star of beta Cep type, su mwa24mwa28SIMBAD, mwa3aCentre de données astronomiques de Strasbourg. mwa3eURL consultato l'11 aprile 2012.

cite-note-hr-22. mwa3cmwa3gDorrit Hoffleit, mwa3kmwa3oHR - Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed., su mwa3scdsarc.u-strasbg.fr. mwa3wURL consultato il 29 aprile 2012.

cite-note-shobbrook-33. mwa4wmwa40Shobbrook 1969.

cite-note-41. Da parallasse.

cite-note-herbison-evans-55. mwa7imwa7mHerbison-Evans 1971.

cite-note-harrington814-66. mwa88mwa9aHarrington 2009,mwa9e p. 814.

cite-note-72. mwa9umwa9yHarrington 2009,mwa9c p. 816.

cite-note-tkachenko-88. mwa-mA. Tkachenko mwa-qet al., mwa-umwa-yStellar modelling of Spica, a high-mass spectroscopic binary with a β Cep variable primary component (mwa-cmwa-gPDF), in mwa-kmwa-oMonthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol.mwa-s 458, n.mwa-w 2, 11 maggio 2016, pp.mwa-0 1964-1976.

cite-note-smith-99. mwa-8mwbaaSmith 1985.

cite-note-lyubimkov-1010. mwbaymwbacLyubimkov 1995.

cite-note-vanleeuwen-1111. mwba0F. van Leeuwen, mwba4mwba8Validation of the new Hipparcos reduction, in mwbbaAstronomy and Astrophysics, vol.mwbbe 474, n.mwbbi 2, 2007, pp.mwbbm 653-664, mwbbqDOI:mwbbu10.1051/0004-6361:20078357. mwbbyURL consultato il 16 aprile 2012.

cite-note-1212. ↑ mwbbomwbbsSchaaf,mwbbw p. 208.

cite-note-schaaf210-1313. ↑ mwbcimwbcmSchaaf,mwbcq p. 210.

cite-note-1414. ↑ Una declinazione di 11°S equivale ad una distanza angolare dal mwbcgpolo sud celeste di 79°; il che equivale a dire che a sud del 79°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 79°N l'oggetto non sorge mai

cite-note-1515. ↑ mwbcwmwbc0mwbc4Earth-Sky Tonight - Moon Swings close to Regulus, su mwbc8The Recorder Online, 28 marzo 2010. mwbdaURL consultato il 15 aprile 2012 mwbde(archiviato dall'mwbdiurl originale il 7 luglio 2011).

cite-note-1616. ↑ mwbdymwbdcSchaaf,mwbdg p. 213.

cite-note-1717. ↑ mwbdwPietro Greco, mwbd0mwbd4L'astro narrante: la luna nella scienza e nella letteratura italiana, Milano, Springer, 2009, mwbd8ISBNmwbea 978-88-470-1098-7. mwbeiURL consultato il 15 aprile 2012.

cite-note-allen-1818. ↑ mwbfymwbfcAllen 1899,mwbfg pp. 466-469.

cite-note-1919. ↑ mwbfwW. Carl Rufus, mwbf0mwbf4Copernicus, Polish Astronomer, 1473–1543, in mwbf8Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol.mwbga 37, n.mwbge 4, 1943, pp.mwbgi 129-142. mwbgmURL consultato il 15 aprile 2012.

cite-note-2020. ↑ mwbgcKristian P. Moesgaard, mwbggmwbgkCopernican influence on Tycho Brahe, a cura di Jerzy Dobrzycki, mwbgoThe 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, mwbgsISBNmwbgw 90-277-0311-6. mwbg4URL consultato il 15 aprile 2012.

cite-note-2121. ↑ mwbhiR. Lallement et al., mwbhmmwbhq3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble, in mwbhuAstronomy and Astrophysics, vol.mwbhy 411, 2003, pp.mwbhc 447-464, mwbhgDOI:mwbhk10.1051/0004-6361:20031214. mwbhoURL consultato il 16 aprile 2012.

cite-note-odell417-2222. ↑ mwbiamwbieOdell 1974,mwbii p. 417.

cite-note-2323. ↑ Lo studioso ha dato conto delle sue ricerche in una conferenza tenuta nel 2007; cfr. mwbiyJ. P. Aufdenberg, mwbicmwbigReweighing Alpha Virginis: Analyzing The Interferometric Orbit For Spica From CHARA And SUSI, in mwbikBulletin of the American Astronomical Society, vol.mwbio 39, 2007, p.mwbis 853. mwbiwURL consultato il 23 aprile 2012.

cite-note-jk-2424. ↑ mwbjymwbjcJim Kaler, mwbjgmwbjkSpica, su mwbjoStars, Università dell'Illinois. mwbjsURL consultato il 23 aprile 2012.

cite-note-2525. ↑ mwbj8mwbkaHarrington 2009,mwbke p. 815.

cite-note-2626. ↑ mwbkumwbkySterken 1986,mwbkc p. 169.

cite-note-odell418-2727. ↑ mwbksmwbkwOdell 1974,mwbk0 p. 418.

cite-note-harrington821-2828. ↑ mwblmmwblqHarrington 2009,mwblu p. 821.

cite-note-2929. ↑ mwblkmwbloSterken 1986,mwbls p. 166.

cite-note-walker-3030. ↑ mwbmmmwbmqWalker 1982.

cite-note-3131. ↑ mwbmgH. A. Abit, mwbmkmwbmoRotational Velocities of B Stars, in mwbmsThe Astrophysical Journal, vol.mwbmw 573, n.mwbm0 1, 2002, pp.mwbm4 359-365, mwbm8DOI:mwbna10.1086/340590. mwbneURL consultato il 28 aprile 2012.

cite-note-3232. ↑ mwbnumwbnyOdell 1974.

cite-note-3333. ↑ mwbnomwbnsMorales 2000.

cite-note-struve-3434. ↑ mwboemwboiStruve 1958.

cite-note-3535. ↑ mwboyS. L. Morris, mwbocmwbogThe ellipsoidal variable stars, in mwbokmwbooAstrophysical Journal, vol.mwbos 295, 2005, pp.mwbow 143-152, mwbo0DOI:mwbo410.1086/163359. mwbo8URL consultato il 4 maggio 2012.

cite-note-3636. ↑ mwbpmmwbpqDukes 1974.

cite-note-3737. ↑ mwbpgmwbpkLomb 1978.

cite-note-3838. ↑ mwbp0mwbp4Hutchings & Hill 1977.

cite-note-3939. ↑ mwbqimwbqmHutchings & Hill 1980.

cite-note-4040. ↑ mwbqcmwbqgHarrington 2009.

cite-note-4141. ↑ mwbqwmwbq0Riddle 2001.

cite-note-4242. ↑ mwbreD. R. Gies, mwbrimwbrmPhotospheric Heating in Colliding-Wind Binaries, in mwbrqAstrophysical Journal, vol.mwbru 409, 1997, pp.mwbry 408-415, mwbrcDOI:mwbrg10.1086/303848. mwbrkURL consultato il 6 maggio 2012.

cite-note-4343. ↑ mwbr0mwbr4Allen 1899,mwbr8 pp. 460-464.

cite-note-4444. ↑ mwbsmmwbsqSchaaf,mwbsu p. 212.

cite-note-4545. ↑ mwbskVivian E. Robson, mwbsomwbssSpica, su mwbswconstellationsofwords.com. mwbs0URL consultato il 7 maggio 2012.

cite-note-4646. ↑ mwbte(mwbtimwbtmSL) mwbtqmwbtuRevija Spika, su mwbtysloastro.com. mwbtcURL consultato l'8 maggio 2012 mwbtg(archiviato dall'mwbtkurl originale il 1º gennaio 2014).

cite-note-4747. ↑ mwbt0(mwbt4mwbt8EN) mwbuamwbueThe 19 Cutest Villagers From Animal Crossing, Ranked, su mwbuiGame Rant, 18 luglio 2020. mwbumURL consultato il 28 novembre 2021.

• citerefallen-1899R. H. Allen, Star-names and Their Meanings, New York, G. E. Stechert, 1899.

• citerefdukes-1974R. J. Dukes, The Beta Cephei nature of Spica, in Astrophysical Journal, vol. 192, 1974, pp. 81-91, DOI:10.1086/153038. URL consultato il 4 maggio 2012.

• citerefharrington-2009D. Harrington et al., Line-profile Variability from Tidal Flows in Alpha Virginis (Spica), in The Astrophysical Journal, vol. 704, n. 1, 2009, pp. 813-830, DOI:10.1088/0004-637X/704/1/813. URL consultato il 23 aprile 2012.

• citerefherbison-evans-1971D. Herbison-Evans et al., A study of alpha Virginis with an intensity interferometer, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 151, 1971, pp. 161-176. URL consultato il 22 aprile 2012.

• citerefhutchings-hill-1977J. B. Hutchings, G. Hill, Copernicus OAO observations of Beta Cephei and Alpha Virginis, in Astrophysical Journal, vol. 213, 1977, pp. 111-120, DOI:10.1086/155135. URL consultato il 4 maggio 2012.

• citerefhutchings-hill-1980J. B. Hutchings, G. Hill, Copernicus observations of beta Cephei stars, in Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 42, 1980, pp. 135-140. URL consultato il 4 maggio 2012.

• citereflomb-1978N. R. Lomb, The decline of the Beta Canis Majoris pulsation in Alpha Virginis, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 185, 1978, pp. 325-333. URL consultato il 4 maggio 2012.

• citereflyubimkov-1995L. S. Lyubimkov et al., The binary-system alpha-Vir (Spica) - Fundamental parameters of the components and differences in their helium abundance, in Astronomiceskij zurnal, vol. 72, n. 2, 1995, pp. 212-221. URL consultato il 25 aprile 2012.

• citerefmorales-2000C. Morales et al., Far-Ultraviolet Absolute Flux of α Virginis, in The Astrophysical Journal, vol. 530, n. 1, 2000, pp. 403-407, DOI:10.1086/308362. URL consultato il 6 maggio 2012.

• citerefodell-1974A. P. Odell, The structure of Alpha Virginis. II. The apsidal constant, in Astrophysical Journal, vol. 192, 1974, pp. 417-424, DOI:10.1086/153073. URL consultato il 22 aprile 2012.

• citerefriddle-2001R. L. Riddle et al., Spectroscopy of the temporal variations of α Vir, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 33, n. 12, 2001, p. 1312. URL consultato il 6 maggio 2012.

• citerefschaafF. Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 208-215, ISBN 978-0-471-70410-2.

• citerefshobbrook-1969R. R. Shobbrook et al., Light variations in Spica, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 145, 1969, pp. 131-140. URL consultato il 4 maggio 2012.

• citerefsmith-1985M. A. Smith, The nonradial oscillations of Spica. I - Two commensurable modes. II - A 'quasi-toroidal' mode, in Astrophysical Journal, vol. 297, 1985, pp. 206-232, DOI:10.1086/163517. URL consultato il 28 aprile 2012.

• citerefsterken-1986C. Sterken et al., The variability of Spica, in Astronomy and Astrophysics, vol. 169, n. 1-2, 1986, pp. 166-170. URL consultato il 25 aprile 2012.

• citerefstruve-1958O. Struve et al., The Spectroscopic Binary Alpha Virginis (Spica), in Astrophysical Journal, vol. 128, 1958, pp. 310-335, DOI:10.1086/146544. URL consultato il 1º maggio 2012.

• citerefwalker-1982G. A. Walker et al., The line profile variations of Spica, in Astronomical Society of the Pacific Publications, vol. 94, 1982, pp. 143-148, DOI:10.1086/130953. URL consultato il 28 aprile 2012.

• mwbvsStelle principali della costellazione della Vergine

• mwbv0Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile

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