|
== Физически характеристики ==
Спика е много близка двойна система, чиито компоненти се въртят един около друг с период от 4 дни. Те са толкова близко един до друг, че не могат да бъдат разграничени като отделни звезди с [[телескоп]]. Промените в орбиталното движение на двойката води до [[Доплеров ефект|Доплерово отместване]] на абсорбционните им линии в съответните им спектри.<ref name=apj704_1>{{cite journal | author=Harrington, David| author2=Koenigsberger, Gloria |author2-link=Gloria Suzanne Koenigsberger Horowitz | author3=Moreno, Edmundo| author4=Kuhn, Jeffrey | title=Line-profile Variability from Tidal Flows in Alpha Virginis (Spica) | journal=The Astrophysical Journal | volume=704 | issue=1 | pages=813 – 830 |date=октомври 2009 | doi=10.1088/0004-637X/704/1/813 | bibcode=2009ApJ...704..813H |arxiv = 0908.3336 }}</ref> Ъгловият диаметър на главния компонент е изчислен на (0,90 ± 0,04) × 10<sup>−3</sup> арксекунди, докато полуголяматаголямата осполуос на орбитата е малко по-голяма – (1,54 ± 0,05) × 10<sup>−3</sup> арксекунди.<ref name=mnras151>{{cite journal | title=A study of alpha Virginis with an intensity interferometer | author=Herbison-Evans, D. | author2=Hanbury Brown, R. | author3=Davis, J. | author4=Allen, L. R. | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=151 | issue=2 | pages=161 – 176 | date=1971 | bibcode=1971MNRAS.151..161H | doi=10.1093/mnras/151.2.161}}</ref>
Тъй като гравитацията на звездите леко изменя яркостта им, тяхната видима величина варира с около 0,03 за период, съвпадащ с орбиталния период. Това колебание във величината е почти незабележимо.<ref name=apj295>{{cite journal | title=The ellipsoidal variable stars | last=Morris | first=S. L. | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | volume=295 | pages=143 – 152 |date=август 1985 | doi=10.1086/163359 | bibcode=1985ApJ...295..143M }}</ref> И двете звезди се въртят по-бързо от общия им орбитален период. Тази липса на синхронизация и високата [[сплеснатост]] на орбитата им подсказва, че това е система от млади звезди. С течение на времето, взаимното им приливно взаимодействие ще доведе до ротационна синхронизация и по-кръглаблизка до окръжност орбита.<ref name=aass125_1>{{cite journal | last=Beech | first=M. | title=The ellipsoidal variables. III – Circularization and synchronization | journal=Astrophysics and Space Science | volume=125 | issue=1 | pages=69 – 75 |date=август 1986 | doi=10.1007/BF00643972 | bibcode=1986Ap&SS.125...69B }}</ref>
Главната звезда е от спектрален клас B1 III–IV.<ref name=aaa483_3>{{cite journal | author=Schnerr, R. S. |display-authors=etal | title=Magnetic field measurements and wind-line variability of OB-type stars | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=483 | issue=3 | pages=857 – 867 |date=юни 2008 | doi=10.1051/0004-6361:20077740 | bibcode=2008A&A...483..857S |arxiv = 1008.4260 }}</ref> Светимостта ѝ сочи, че тя се намира по средата между етапите на [[субгигант]] и [[Гигант (звезда)|гигант]] и че вече е излязла от [[Главна последователност|главната последователност]]. Звездата има над 10 пъти по-голяма маса от [[Слънчева маса|слънчевата]] и седем пъти по-голям радиус от [[Слънчев радиус|слънчевия]]. Болометричната ѝ светимост е около {{nowrap|20 500}} пъти по-голяма от [[Слънчева светимост|слънчевата]] и девет пъти по-голяма от тази на придружаващата я звезда.<ref name=Tkachenko2016>{{cite journal | title=Stellar modelling of Spica, a high-mass spectroscopic binary with a β Cep variable primary component| display-authors=1 | last1=Tkachenko | first1=A.| last2=Matthews | first2=J. M. | last3=Aerts | first3=C.| last4=Pavlovski | first4=K. | last5=Pápics | first5=P. I.| last6=Zwintz | first6=K. | last7=Cameron | first7=C.| last8=Walker | first8=G. A. H. | last9=Kuschnig | first9=R.| last10=Degroote | first10=P. | last11=Debosscher | first11=J.| last12=Moravveji | first12=E. | last13=Kolbas | first13=V.| last14=Guenther | first14=D. B. | last15=Moffat | first15=A. F. J.| last16=Rowe | first16=J. F. | last17=Rucinski | first17=S. M.| last18=Sasselov | first18=D. | last19=Weiss | first19=W. W.| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=458 | issue=2 | pages=1964 – 1976 | date=май 2016| doi=10.1093/mnras/stw255 | bibcode=2016MNRAS.458.1964T | arxiv=1601.08069}}</ref> Това е една от най-близките до нас звезди, които имат достатъчно маса, за да приключат живота си в [[Свръхнова#Тип_II|свръхнова тип II]].<ref name=kaler>{{cite web | first=Jim | last=Kaler | title=Spica | work=Stars | url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/spica.html | accessdate=15 април 2010}}</ref><ref name=Firestone2014>{{cite journal | title=Observation of 23 Supernovae That Exploded <300 pc from Earth during the past 300 kyr| last1=Firestone | first1=R. B.| journal=The Astrophysical Journal| volume=789 | issue=1 | id=29 | pages=11 | date=юли 2014| doi=10.1088/0004-637X/789/1/29 | bibcode=2014ApJ...789...29F | url=https://zenodo.org/record/895414/files/article.pdf}}</ref>
Вторичният компонент е по-малък – със 7 пъти по-голяма маса от слънчевата и 3,6 пъти по-голям радиус от слънчевия. Това е звезда от главна последователност и спектрален клас B2 V.<ref name=aaa483_3/>
== Източници ==
|
