67_Virginis

Espiga A/B

Localización de Espiga en el cielo.

Constelación | Virgo
Ascensión recta α  | 13h 25min 11,58s
Declinación δ  | -11° 09’ 40,8’’
Distancia | 260 ± 20 años luz
Magnitud visual | +1,04 (conjunta)
Magnitud absoluta | -3,55 (conjunta)
Luminosidad | 13.400 / 1.700 soles
Temperatura | 22.400 / 18.500 K
Masa | 11 / 7 soles
Radio | 7,4 / 3,64 soles
Tipo espectral | B1III-IV / B4V
Velocidad radial | +1,0 km/s
Otros nombres | HD 116658 / HR 5056
HIP 65474 / SAO 157923

Espiga o Spica (Alfa Virginis / α Vir / 67 Vir)[1]​ es la estrella más brillante de la constelación de Virgo y la decimoquinta más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +1,04, se encuentra a 260 años luz del sistema solar. Se piensa que Hiparco de Nicea descubrió la precesión de los equinoccios a partir de los datos obtenidos de Espiga.

## Nombre[editar]

Espiga o Spica son nombres que provienen del latín spica virginis, la espiga de grano (habitualmente trigo) de La Virgen. Para los romanos esta estrella simbolizaba a Ceres, diosa de la agricultura. Spicum, Spigha, Stachys —del griego stakhus, «espiga de trigo»— y Arista —en latín «espiga de grano»— eran otros nombres romanos de la estrella. Otras denominaciones como Sunbala o Sumbela proceden de la palabra árabe sunbula, sinónimo de espiga.[2]​

Un nombre alternativo de la estrella es Azimech, del árabe as-simak al-a'zal, «la indefensa», que alude a su separación respecto de las estrellas cercanas. Un tercer nombre, Alaraph, se ha utilizado para designar a esta estrella así como a las vecinas Vindemiatrix (ε Virginis) y Zavijava (β Virginis).

En Babilonia, representando la constelación entera, personificaba la «esposa de Bēl» y, como Sa-Sha-Shirū, «la faja de la Virgen», señalaba el vigésimo asterismo eclíptico del mismo nombre. También era Emuku Tin-tir-Ki, un título común para la propia Babilonia. En el antiguo Egipto era conocida como «la portadora del laúd», siendo notable su importancia, pues otro nombre egipcio que recibía era Repā, «el Señor». Algunos autores sostienen que uno de los templos de Tebas, construido en honor a Menat alrededor del año 3200 a. C., está orientado hacia esta estrella.[2]​

En la astronomía china era llamada Kió, «el cuerno» o «el pincho», y en tiempos antiguos fue Keok o Guik, la estrella especial de la primavera. Junto a Heze (ζ Virginis) forma la constelación china de Jiăo (角). Para los hindúes Espiga corresponde a la nakshatra o mansión astrológica de Citrā.[3]​

## Características físicas[editar]

Espiga forma un sistema binario cuyas componentes, de tipo espectral B, están muy próximas entre sí. La separación entre ambas es de apenas 0,12 unidades astronómicas (ua) y su período orbital es de 4,0145 días. Es una intensa fuente de rayos X que parecen generarse en la colisión de los fuertes vientos estelares emitidos por ambas estrellas.

La estrella principal, Espiga A, tiene tipo espectral B1 —clasificada como gigante o subgigante— y una temperatura superficial de 22 400 K. Con una luminosidad intrínseca de 13 400 veces la del Sol, su radio es 7,4 veces más grande que el radio solar —casi el 30 % de la separación entre las dos estrellas— y rota muy deprisa con una velocidad de rotación en su ecuador de 199 km/s.[4]​ Posee una metalicidad algo inferior a la solar ([M/H] = -0,12 ± 0,08).[5]​ Tiene una masa 11 veces mayor que la masa solar, siendo una de las estrellas más cercanas a nosotros con masa suficiente para acabar su vida como una supernova de tipo II.[6]​

Por su proximidad a la estrella principal, los parámetros de Espiga B son mal conocidos; parece que es una estrella de secuencia principal de tipo B4V con una temperatura superficial de 18 500 K. Espiga B es unas 1700 veces más luminosa que el Sol, su radio es casi 4 veces más grande que el de este y su masa es algo inferior a 7 masas solares.[6]​ Es una de las pocas estrellas en donde se observa el «efecto de Struve-Sahade», variación anómala de la intensidad de las líneas espectrales en el transcurso de una órbita, volviéndose las líneas más débiles al alejarse la estrella del observador.[7]​ Puede originarse por el fuerte viento estelar de la primaria al dispersar la luz de la secundaria cuando esta se aleja.[8]​

Espiga A+B es una estrella variable cuya variación de brillo entre magnitud +0,92 y 1,04 es apreciable a simple vista. Una variación de 0,03 magnitudes se debe a que Espiga es una variable elipsoidal rotante, la más brillante de esta clase. En estas variables las dos estrellas están tan cerca que, debido a las fuerzas de marea, sus formas no son esféricas sino elipsoidales. Esto hace que fluctúe su brillo en función del área visible por el observador en un instante dado. A su vez, Espiga A es una variable de tipo Beta Cephei, como Murzim (β Canis Majoris), cuyas variaciones de brillo son causadas por pulsaciones no radiales en la superficie a lo largo de un período de 0,17 días.[6]​

Al encontrarse cerca de la eclíptica, Espiga puede ser ocultada por la Luna y a veces por planetas. La próxima ocultación por un planeta tendrá lugar el 2 de septiembre de 2197, cuando Venus pase por delante de Espiga.

## Véase también[editar]

* Lista de estrellas más brillantes
* Estrella (náutica)

## Referencias[editar]

1. ↑ V* alf Vir -- Variable Star of beta Cep type (SIMBAD)
2. ↑ a b Allen, Richard Hinckley (1889). «Virgo». En Courier Dover Publications, ed. Star Names — Their Lore and Meaning (en inglés). pp. 563. ISBN 0-486-21079-0. Consultado el 19 de septiembre de 2010.
3. ↑ Spica (The Fixed Stars)
4. ↑ Harrington, David; Koenigsberger, Gloria; Moreno, Edmundo; Kuhn, Jeffrey (2009). «Line-profile Variability from Tidal Flows in Alpha Virginis (Spica)». The Astrophysical Journal 704 (1): 813-830. Bibcode:2009ApJ...704..813H. doi:10.1088/0004-637X/704/1/813.
5. ↑ Niemczura, E.; Daszyńska-Daszkiewicz, J. (2005). «Metallicities of the β Cephei stars from low-resolution ultraviolet spectra». Astronomy and Astrophysics 433 (2). pp. 659-669.
6. ↑ a b c Spica (Stars, Jim Kaler)
7. ↑ Riddle, R. L.; Bagnuolo, W. G.; Gies, D. R. (2001). «Spectroscopy of the temporal variations of α Vir». Bulletin of the American Astronomical Society 33: 1312. Bibcode:2001AAS...199.0613R.
8. ↑ Gies, Douglas R.; Bagnuolo, William G., Jr.; Penny, Laura R. (1997). «Photospheric Heating in Colliding-Wind Binaries». Astrophysical Journal 479: 408. Bibcode:1997ApJ...479..408G. doi:10.1086/303848.

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