Spica

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Spica
α Virginis
Spica (Kłos) w konstelacji Panny
Spica (Kłos) w konstelacji Panny
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Panna
Rektascensja 13h 25m 11,579s[1]
Deklinacja −11° 09′ 40,75″[1]
Paralaksa (π) 0,01306 ± 0,00070[1]
Odległość 250 ± 14 ly
76,6 ± 4,3 pc
Wielkość obserwowana 0,97[1]m
Ruch własny (RA) −42,35 ± 0,62[1] mas/rok
Ruch własny (DEC) −30,67 ± 0,37[1] mas/rok
Prędkość radialna 1,0 ± 0,9[1] km/s
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy spektroskopowo podwójna
Typ widmowy B0,5 III-IV / B2,5-B3 V[2]
Masa 10,25 ± 0,68 / 6,97 ± 0,46[2] M
Promień 7,40 ± 0,57 / 3,64 ± 0,28[2] R
Metaliczność [Fe/H] −0,01[3]
Wielkość absolutna –3,43[3]m
Jasność 12 100 / 1500[4] L
Prędkość obrotu 161 ± 2 / 87 ± 6[2] km/s
Temperatura 24 000 K / 19 500[2] K
Charakterystyka orbitalna
Odległość od Centrum Galaktyki 7205 pc[3]
Mimośród 0,0409[3]
Alternatywne oznaczenia
Oznaczenie Flamsteeda: 67 Vir
2MASS: J13251158-1109404
Bonner Durchmusterung: BD−10°3672
Fundamentalny katalog gwiazd: FK5 498
Boss General Catalogue: GC 18144
Katalog Henry’ego Drapera: HD 116658
Katalog Hipparcosa: HIP 65474
Katalog Jasnych Gwiazd: HR 5056
SAO Star Catalog: SAO 157923
Kłos, Kłos Panny, Azimech

Spica (Kłos, alfa Virginis, α Vir) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Panny. Odległa od Słońca o około 250 lat świetlnych.

Nazwa[edytuj]

Tradycyjna nazwa gwiazdy, Spica, wywodzi się od łac. spīca virginis, co oznacza „kłos Panny” (zazwyczaj kłos pszenicy) i odnosi się do wyobrażenia postaci Panny z kłosem w dłoni[4][5]. Grecy używali dla jej określenia nazwy stgr. Στάχυς Stachys, o tym samym znaczeniu[5]. Polska nazwa Kłos (lub Kłos Panny), podobnie jak wiele innych, jest tłumaczeniem nazwy łacińskiej[6]. Rdzenną arabską nazwą tej gwiazdy było ‏السماك الأعزل‎ al-simāk al-a‘zal, „bezbronna”, „nieuzbrojona”, co odnosi się do faktu, że na niebie w jej pobliżu nie są widoczne inne jasne gwiazdy. Od tego określenia wywodzi się m.in. nazwa Azimech[5][6]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2016 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Spica dla określenia tej gwiazdy[7].

W chińskiej astronomii znana jako Jiao Xiu Yi (角宿一)[8].

Charakterystyka obserwacyjna[edytuj]

Jest to jedna z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie, o wielkości obserwowanej 0,97m[1]. Jej wielkość absolutna to −3,43m[3]. Obserwacje Spiki i Regulusa przyczyniły się do odkrycia zjawiska precesji. Starożytny grecki astronom Hipparchos z Nikei, porównując swoje obserwacje z dokonanymi 150 lat wcześniej przez Timocharisa z Aleksandrii, zauważył przesunięcie gwiazd na sferze niebieskiej[5].

Spica leży w pobliżu płaszczyzny ekliptyki i jest regularnie zasłaniana przez Księżyc[4].

Podwójność tej gwiazdy stwierdził w 1891 roku Hermann Karl Vogel[9]. Gwiazda ma też dwóch optycznych towarzyszy, oznaczonych B i C, o wielkości obserwowanej 12 i 10,5m[10].

Spica wchodzi w skład asteryzmu zwanego Diamentem Panny[5][11].

Charakterystyka fizyczna[edytuj]

Spica to gwiazda spektroskopowo podwójna, której składniki obiegają wspólny środek masy w ciągu zaledwie 4 dni[2], w średniej odległości 0,12 au[4].

Główny składnik to błękitna gwiazda należąca do typu widmowego B[1][4]. Jest ona różnorodnie klasyfikowana: jako gwiazda ciągu głównego[1][4], bądź obiekt z pogranicza podolbrzymów i olbrzymów[2]. Jej masa jest około 10,25 raza większa od masy Słońca, a promień około 7,4 raza większy niż promień Słońca[2]. Temperatura jej bieguna jest szacowana na 24 000 K[2].

Drugi składnik jest błękitną gwiazdą ciągu głównego (karłem) o typie widmowym B2,5-B3 V[2]. Ma masę około 7 razy większą niż Słońce, a jej promień jest 3,6 razy większy od słonecznego[2]. Jej temperatura to około 19 500 K[2].

Astronomowie zaobserwowali ruch perycentrum w układzie Spiki, co oznacza, że gwiazdy nie mogą być sferycznie symetryczne. Za deformację gwiazd odpowiadają dwa efekty: bardzo szybka rotacja wokół osi, powodująca wybrzuszenie wokół równika, oraz działanie sił pływowych – stwierdzono, że Spica A jest wydłużona w osi łączącej ją ze składnikiem B. Precesja apsyd występuje w okresie 139 ± 6 lat[9]. Odkształcenie gwiazd odpowiada też za zmiany jasności układu o 0,03m; w układzie tym nie dochodzi do zaćmień jednego składnika przez drugi. Znacznie szybsze wahania jasności o 0,015m, występujące co około 4 godziny, wiążą się z pulsacjami jaśniejszego składnika, który jest gwiazdą zmienną typu beta Cephei[4][12].

Spica jest silnym źródłem promieniowania rentgenowskiego, które przynajmniej w części powstaje w wyniku zderzenia wiatrów emitowanych przez obie gwiazdy[4].

Zobacz też[edytuj]

Przypisy[edytuj]

  1. a b c d e f g h i j Spica w bazie SIMBAD (ang.)
  2. a b c d e f g h i j k l M. Palate, G. Koenigsberger, G. Rauw, D. Harrington, E. Moreno. Spectral modelling of the α Virginis (Spica) binary system. „Astronomy & Astrophysics”. 556 (A49), sierpień 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201321909. arXiv:1307.1970 (ang.). 
  3. a b c d e Anderson E., Francis C: HIP 65474 (ang.). W: Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2017-07-19].
  4. a b c d e f g h Jim Kaler: SPICA (Alpha Virginis) (ang.). W: STARS [on-line]. 2009-07-03. [dostęp 2017-07-19].
  5. a b c d e Richard Hinckley Allen: Star Names Their Lore and Meaning. Nowy Jork: Dover Publications Inc., 1963, s. 466–469. ISBN 0486210790. (ang.)
  6. a b Spica. W: Encyklopedia PWN [on-line]. Wydawnictwo Naukowe PWN. [dostęp 2017-07-19].
  7. Naming Stars. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2017-02-01. [dostęp 2017-07-19].
  8. 地理学词典. 上海: 上海辞书出版社, 1983, s. 378.
  9. a b Timothy M. Robinette, Jason Aufdenberg. Refining the Spectroscopic Orbit of the Massive Binary Star Spica. „McNair Scholars Research Journal”. 6. 2 (1), 2015. 
  10. Mason et al.: WDS J13252-1110A. W: The Washington Double Star Catalog [on-line]. VizieR, 2014.
  11. Joe Rao: Four-Star Sight: The Celestial Diamond (ang.). Space.com, 2006-05-19. [dostęp 2014-05-15].
  12. Jason P. Aufdenberg, et al.. The Interferometric Orbit and Fundamental Parameters for Spica from the CHARA and SUSI Arrays. „Binary Stars as Critical Tools & Tests in Contemporary Astrophysics, Proceedings of IAU Symposium”. 240, s. 271-280, 2006. DOI: 10.1017/S1743921307004164. Bibcode2009AAS...21341019A (ang.).