Спика - ярчайший объект в созвездии Девы и одна из двадцати наиболее ярких звезд ночного неба. Она имеет байеровское обозначение α Virginis, которая латинизирована как Alpha Virginis и сокращенно записывается как Alpha Vir или α Vir. Анализ паралакса показывает, что она находится на расстоянии 250±10 световых лет от Солнца.
Центр нашей галактики находится на расстоянии около 25 000 световых лет от нас. Расстояние до Spica составляет всего 1% от расстояния до галактического центра.
Или можно представит себе межгалактический поезд. Скорость пассажирского поезда в среднем диапазоне - 200 км/ч. Так что, если поезд двигался бы со скоростью 200 км/ч, ему потребовалось бы около 134.8 миллионов лет, чтобы доехать до места, находящегося на расстоянии 250 световых лет.
Это спектроскопическая двойная звезда и вращающаяся эллипсоидальная переменная; система, в которой две звезды настолько близко друг к другу, что они имеют форму яйца, а не сферы. Они выглядят как одна звезда и отличить одну от другой позволяет только анализ спектра. Главная звезда Спика А - синий гигант и переменная звезда типа Бета Цефея.
Спика, вместе с Арктуром и Денеболой - или Регулом, в зависимости от источника - формируют астеризм Весенний Треугольник, и, расширяясь, также являются частью Большого Алмаза вместе со звездой Кор Кароли.
Физические свойства Спика - близкая двойная звезда, компоненты которой обращаются друг вокруг друга примерно за четыре дня. Они находятся настолько близко, что не могут быть разрешены как две звезды через телескоп. Изменения в орбитальном движении этой пары приводят к Доплеровскому сдвигу в поглощающих линиях их спектров, делая их двойной спектроскопической бинарной звездой с двумя спектральными линиями. Изначально орбитальные параметры для этой системы были выведены на основе спектроскопических измерений.
Спика - вращающаяся эллипсоидальная переменная звезда, то есть близкая двойная звездная система, в которой звезды взаимно искажены своим взаимодействием под действием гравитации. Этот эффект вызывает изменение видимой величины звездной системы на 0,03 в течение интервала, соответствующего орбитальному периоду. Это небольшое изменение яркости практически незаметно визуально. Обе звезды вращаются быстрее своего общего орбитального периода. Отсутствие синхронизации и высокая эллиптичность их орбиты могут указывать на то, что это молодая звездная система. С течением времени взаимное приливное взаимодействие этой пары может привести к ротационной синхронизации и круговой орбите.
Спика - поляризационно-вариабельная звезда, что было впервые обнаружено в 2016 году. Большая часть поляризационного сигнала является результатом отражения света от одной звезды от другой (и наоборот). Две звезды в Спике были первыми, у которых была измерена их отражательность (или геометрическая альбедо). Геометрические альбедо Spica A и B составляют соответственно 3,61 процента и 1,36 процента, что является невысокими значениями по сравнению с планетами.
МК спектральная классификация Спики обычно считается ранней B-типа главной последовательности. Индивидуальные спектральные типы для двух компонентов сложно точно определить, особенно для вторичной звезды из-за эффекта Струва-Сааде. Яркий звездный каталог определил спектральный класс B1 III-IV для первичной звезды и B2V для вторичной, но более поздние исследования дали различные значения.
Первичная звезда имеет спектральную классификацию B1 III-IV. Класс светимости соответствует спектру звезды, которая находится между субгигантом и гигантом, и она больше не является звездой главной последовательности. Эволюционная стадия была рассчитана как близкая или слегка прошедшая конец главной последовательности. Это массивная звезда с более чем в 10 раз больше массы, чем у Солнца, и семь раз больше радиуса. Болометрическая светимость первичной звезды примерно в 20 500 раз больше, чем у Солнца, и в девять раз больше светимости её спутника. Первичная звезда является одной из ближайших к Солнцу звезд, у которой достаточно массы для завершения своей жизни в виде взрыва сверхновой типа II. Однако, так как Спика недавно покинула главную последовательность, это событие вряд ли произойдет еще несколько миллионов лет.
Первичная звезда классифицируется как переменная звезда типа Бета Цефея, изменяющая свою яркость в течение 0,1738 дня. Спектр показывает изменение радиальной скорости с тем же периодом, что указывает на то, что поверхность звезды регулярно пульсирует, то удаляясь, то сближаясь. Эта звезда быстро вращается, с скоростью вращения 199 км/с на экваторе.
Вторичный компонент этой системы - одна из немногих звезд, спектр которой подвержен эффекту Струва-Сааде. Это аномальное изменение интенсивности спектральных линий в течение орбиты, когда линии становятся слабее, когда звезда отдаляется от наблюдателя. Это может быть вызвано сильным звездным ветром от первичной звезды, рассеивающим свет от вторичной, когда та отдаляется.
Эта звезда меньше первичной, имеет примерно 7 раз больше массы, чем Солнце, и 3,6 раза больше радиуса. Её спектральная классификация - B2 V, что делает её звездой главной последовательности. Звезды класса V - это "обычные" звезды, которые находятся в основной фазе своей эволюции. Они синтезируют гелий из водорода в своих ядрах и обеспечивают стабильное сияние.
Таким образом, звезда с классификацией B2 V - это горячая и яркая голубая звезда, находящаяся в основной фазе своей эволюции.