Stelle della Vergine
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Il nome Spica viene dal Latino, e significa spiga, con chiaro riferimento alla spiga di Grano che la Vergine regge nella mano sinistra nelle antiche rappresentazioni.

Spica è la 16^a stella in ordine di luminosità in cielo, e si può considerare un perfetto esempio di stella di 1^a magnitudine, dato che in media (è soggetta ad una lieve variabilità) si allontana dallo standard perfetto di soli 2 centesimi di magnitudine.

Il nome arabo Al Simak al A’zal significava l’inerme, ed appare in una gran varietà di traslitterazioni nelle fonti medioevali, ad esempio un’edizione dell’Almagesto del 1515 in cui viene chiamata Aschimec Inermis, o nelle Tavole Alfonsine, dov’è chiamata Inermis Asimec. Bayer la chiama Alaazel, e diversi altri autori, quali Riccioli e Schickard, pur deformando vistosamente il nome, lo derivano certamente dall’origine araba.

Spica è una brillante rappresentante della classe delle cosiddette stelle all’elio, circa 2.000 volte più splendente del Sole. E’ stata scoperta come doppia spettroscopica da Vogel nel 1890; il periodo è di 4,01 giorni. Circa l’80% della luce viene dalla primaria, che ha una massa circa 11 volte superiore a quella del Sole e un diametro 8 volte circa maggiore. La stella secondaria (ma il sistema potrebbe essere multiplo) sembra avere metà del diametro della primaria, tipo spettrale intorno a B e massa 6,8 volte quella del Sole. Oltre alla variabilità indotta dalle eclissi (il piano orbitale è inclinato di 24° circa sulla linea di vista) c’è un’evidente variabilità della primaria, classificabile nel tipo b Canis Majoris, con un periodo di circa 0,174 giorni.

Malgrado la designazione di b attribuitale da Bayer, non si tratta di una stella particolarmente brillante. 

g Virginis è una delle binarie visuali più belle (vedi il grafico dell’orbita); le due componenti sono entrambe dello stesso tipo e splendore, e la magnitudine apparente di entrambe le stelle è 3,65. La stella fu riconosciuta come doppia nel 1718 da Bradley e Pound, e fu osservata da Cassini nel 1720. John Herschel ne calcolò l’orbita nel 1833 e predisse che al momento del massimo avvicinamento le due stelle sarebbero risultate non separabili anche con i telescopi più grandi.

Ciò si avverò nel 1836, quando la separazione tra le due componenti scese a 0,3” al periastro, e la stella appariva come singola anche nel telescopio di Herschel al Capo di Buona Speranza. La massima distanza tra le due stelle, 6,2”, fu toccata nel 1920, e la minima si raggiungerà nuovamente nel 2007.

Si tratta di una gigante rossa; ha una compagna (V: 10,7) piuttosto distante, scoperta da S. W. Burnham nel 1879. La separazione era allora di 152,0” in PA 142°. Nel 1925 è stata misurata in 164,5”, PA 136°.

Fra questa stella e Denebola (b Leonis) si trova il cuore del grande ammasso di galassie della Vergine. In particolare M60, M87 ed M86 si trovano proprio vicino alla congiungente di queste due stelle.

Sistema multiplo, nel quale la scoperta di nuovi membri, iniziata da W. Herschel nel 1782, è continuata fino ai nostri giorni (McAlister, 1976). Herschel determinò la separazione e l’angolo tra la primaria e quella che oggi è considerato il membro “C” (69,6”; PA: 298°); nel 1830 F. G. W. Struve determinò i parametri del gruppo “A-B”: separazione 7,1” in PA 343°. Nel 1976 McAlister trovò un’altro membro vicinissimo alla primaria (0,5” in PA 324°, oggi 333°). La primaria (spettro A1Ivs + Am) è inoltre una doppia spettroscopica a lungo periodo.

Si trova circa 8,5° a nord di g Virginis e 1° ad ovest di 31 Virginis.  L’ampiezza delle variazioni va da magnitudine 7 circa fin oltre 11. E’ una stella del tipo Mira, ma il ciclo medio di soli 145,5 giorni è insolitamente breve per una stella di questo tipo: è meno della metà del ciclo della stessa Mira Ceti. Quando la stella è al suo massimo, il tipo spettrale è M3 o M4; al minimo, lo spettro varia fino a M8, e il colore rosso si fa più intenso man mano che lo splendore diminuisce, come avviene generalmente per tutte le variabili giganti rosse. La stella può essere osservata con piccoli telescopi attraverso l’intera gamma delle sue variazioni, dato che non scende mai al disotto della soglia di visibilità di un riflettore da 150 mm.

E’ una cefeide dalle proprietà piuttosto insolite, oggi riconosciuta come prototipo delle cefeidi di Popolazione II. La posizione in cielo è circa 57° al di sopra del piano galattico, laddove la maggior parte delle cefeidi si trova all’interno o comunque vicino alla Via Lattea; la curva di luce è insolitamente larga, con una curiosa gobba squadrata che segue il massimo di luce; questa insolita curva di luce non può farsi in alcun modo corrispondere a quella standard delle cefeidi, e anche lo spettro è anormale, mostrando delle brillanti righe di emissione dell’idrogeno durante l’ascesa al massimo.

Come tutte le cefeidi, comunque, W Virginis è una gigante pulsante, i cui strati esterni appaiono alternativamente espandersi e contrarsi; il periodo era di 17,2711 giorni nel 1907, ma è lievemente cambiato nel corso degli anni, ed era di 17,2736 giorni nel 1948. Sul CD allegato ad libro è disponibile una curva di luce di W Virginis (per un periodo di 30 giorni). Le variazioni della curva di luce sono accompagnate da corrispondenti variazioni nel tipo spettrale e nel diametro: lo spettro varia da G0Ib al minimo fino a F0Ib al massimo della luminosità. Visualmente l’ampiezza delle variazioni è di circa 1,2 magnitudini.

W Virginis, in quanto stella di Popolazione II, è un membro dell’alone della Galassia, e quindi è una stella molto più vecchia dei membri tipici delle braccia spirali. Entrambi i tipi di popolazione stellare annoverano cefeidi, ma quelle di Popolazione II  sono più rare ed intrinsecamente meno luminose di quelle di Popolazione I di circa 1,5 magnitudini.

Una bella variabile a lungo periodo del tipo Mira, di tipo spettrale molto avanzato. Abbastanza facile da localizzare, circa 1° a sud-sudest della 74 Vir, anch’essa rossa (spettro: M3; V: 4,7).