Spica

Spica (α Virginis, zkráceně α Vir) je nejjasnější hvězda souhvězdí Panny a jedna z nejjasnějších hvězd noční oblohy. Ve skutečnosti jde o těsnou dvojčárovou spektroskopickou dvojhvězdu tvořenou dvěma horkými hvězdami spektrální třídy B. Obě složky obíhají kolem společného těžiště s periodou přibližně 4,0145 dne.

Paralaxa systému naměřená družicí Hipparcos činí 13,06 ± 0,70 mas, což odpovídá vzdálenosti přibližně 77 parseků neboli asi 250 světelných let od Slunce. Zdánlivá hvězdná velikost systému ve filtru V je přibližně +0,97 mag.

Charakteristika Spica je těsná dvojčárová spektroskopická dvojhvězda (SB2). Ve spektru systému lze proto rozlišit spektrální čáry obou složek a z jejich periodických posunů určit jejich pohyb kolem společného těžiště.

Hvězdy obíhají po mírně výstředné dráze s periodou 4,0145±0,0001 dne. Excentricita dráhy činí 0,133±0,017, její sklon 63,1°±2,5° a velká poloosa relativní dráhy 28,20±0,92 R☉, tedy přibližně 0,131 AU.

Vzhledem k malé vzájemné vzdálenosti jsou obě hvězdy slapově deformovány. Tato deformace způsobuje změny pozorované jasnosti během oběhu. K orbitální proměnnosti se přidávají vlastní pulsace primární složky.

Spektrální klasifikace jednotlivých složek není ve všech studiích totožná. Studie Palateho a kol. používá klasifikaci B1.5 IV–V pro primární složku a B3 V pro sekundární složku. Databáze SIMBAD naproti tomu uvádí pro nerozlišený systém spektrální klasifikaci B1 V.

Primární složka Primární složka je horká a hmotná modrobílá hvězda spektrálního typu B1.5 IV–V. Podle kombinované fotometrické a spektroskopické analýzy Tkachenka a kol. má hmotnost 11,43±1,15 M☉ a poloměr 7,47±0,54 R☉. Její efektivní teplota činí 25 300±500 K.

Logaritmus svítivosti primární složky je , kde označuje svítivost hvězdy a svítivost Slunce. Hodnota odpovídá přibližně 20 500násobku sluneční svítivosti.

Projekční rotační rychlost se zapisuje jako , kde je rovníková rotační rychlost a sklon rotační osy vůči směru pozorování. U primární složky činí  km/s. Při předpokladu, že rotační a orbitální osa mají stejný sklon, vychází rovníková rotační rychlost 185,4±9,2 km/s.

Primární složka vykazuje pulsace typu Beta Cephei. Analýza fotometrických a spektroskopických dat odhalila několik vlastních pulsačních módů; jeden z nich má frekvenci svázanou s násobkem orbitální frekvence a může souviset se slapovou interakcí obou hvězd.

Profily spektrálních čar primární složky vykazují výrazné časové změny. Modelování ukazuje, že k nim mohou kromě pulsací přispívat také slapově vyvolané povrchové proudy, které mohou ovlivnit i radiální rychlosti odvozené ze spektrálních čar.

Sekundární složka Sekundární složka je méně hmotná hvězda hlavní posloupnosti spektrálního typu přibližně B3 V. Její hmotnost činí 7,21±0,75 M☉ a poloměr 3,74±0,53 R☉. Efektivní teplota dosahuje 20 900±800 K.

Logaritmus svítivosti sekundární složky je , což odpovídá přibližně 2 300násobku svítivosti Slunce.

Její projekční rotační rychlost činí  km/s. Při předpokladu stejného sklonu rotační a orbitální osy odpovídá této hodnotě rovníková rotační rychlost 65,9 ± 3,2 km/s.

Oběžná dráha Hmotnostní poměr systému je , kde označuje hmotnost primární složky a hmotnost sekundární složky.

Amplitudy radiálních rychlostí dosahují přibližně 123,7 km/s u primární a 196,1 km/s u sekundární složky. Systémová radiální rychlost, obvykle označovaná řeckým písmenem , činí  km/s.

Argument periastra 255,6°±12,2° se vztahuje k epoše orbitálního řešení použitého Tkachenkem a kol. Nejde tedy o časově neměnnou hodnotu: hlavní osa výstředné dráhy Spiky podléhá apsidálnímu pohybu a v jiných epochách byly naměřeny odlišné hodnoty argumentu periastra.

Sklon oběžné dráhy přibližně 63° znamená, že Spica není výraznou zákrytovou dvojhvězdou. Fotometrická proměnnost je místo toho z velké části způsobena deformovaným tvarem obou složek a jejich měnící se projekční plochou během oběhu.

Astrometrie Souřadnice Spiky v systému ICRS pro epochu J2000,0 jsou 13h25m11,57937s rektascenze a −11°09′40,7501″ deklinace. Vlastní pohyb činí −42,35±0,62 mas/rok v rektascenzi a −30,67±0,37 mas/rok v deklinaci.

Revidovaná redukce dat družice Hipparcos udává paralaxu 13,06±0,70 mas. Tuto hodnotu uvádí také databáze SIMBAD.

Gaia Pro vzdálenost Spiky je v tomto článku použita revidovaná paralaxa družice Hipparcos. U velmi jasných spektroskopických dvojhvězd je při používání údajů Gaia DR3 nutná opatrnost. Křížové porovnání katalogu spektroskopických dvojhvězd SB9 s Gaia DR3 publikované Merlem a kol. v roce 2026 zjistilo, že z přibližně 4000 systémů SB9 nemá 27 protějšek v Gaia DR3 z důvodu omezení jasnosti; 21 z nich je pro detekci v Gaia DR3 příliš jasných a šest příliš slabých.

Proto zde není z údajů Gaia DR3 odvozována alternativní vzdálenost Spiky a jako astrometrický údaj pro vzdálenost systému je zachována revidovaná paralaxa Hipparcos.

Proměnnost Pozorovaná proměnnost Spiky má více příčin. Slapová deformace hvězd způsobuje periodickou změnu jejich projekční plochy během oběhu, zatímco primární složka současně vykazuje vlastní hvězdné pulsace.

Primární složka byla klasifikována jako proměnná typu Beta Cephei. Některé dříve pozorované fotometrické změny později zeslábly, zatímco změny profilů spektrálních čar zůstaly pozorovatelné. Analýza fotometrických dat družice MOST v kombinaci se spektroskopickými pozorováními však prokázala několik vlastních pulsačních módů primární hvězdy.

Poloha a pozorování Spica leží v souhvězdí Panny a se zdánlivou hvězdnou velikostí přibližně +0,97 mag je snadno viditelná pouhým okem.

Na obloze ji lze vyhledat pomocí známé orientační pomůcky využívající oblouk oje Velkého vozu. Prodloužením oblouku se nejprve dospěje k jasnému Arcturu a pokračováním přibližně stejným směrem ke Spice.

Spica leží blízko ekliptiky, a proto může být zakrývána Měsícem a ve vzácných případech také planetami.

Vývoj Evoluční modely použité Tkachenkem a kol. ukazují, že polohy obou složek v diagramu efektivní teploty a povrchové gravitace odpovídají společnému stáří přibližně 12,5±1 milionu let.

Sekundární složka je podle těchto modelů dosud relativně málo vyvinutou hvězdou hlavní posloupnosti. Primární složka je evolučně pokročilejší a nachází se blízko konce fáze spalování vodíku v jádře.

Přesný další vývoj systému nelze určit pouze z jeho současných hmotností, protože obě hvězdy tvoří velmi těsnou dvojhvězdu a jejich budoucí vývoj může být ovlivněn vzájemnou interakcí a případným přenosem hmoty. Proto není vhodné bez konkrétního evolučního modelu systému uvádět jednoduchou posloupnost, podle níž by se obě současné složky automaticky změnily v bílé trpaslíky.

Název Název Spica pochází z latinského výrazu spica virginis, tedy „klas Panny“. V tradičním zobrazení souhvězdí představuje hvězda obilný klas, který Panna drží v ruce.

Bayerovo označení systému je α Virginis, zkráceně α Vir, a Flamsteedovo označení 67 Virginis. Mezi historická jména patří také Azimech a Alaraph.

Reference

Externí odkazy

Spica v databázi SIMBAD

Kategorie:Proměnné hvězdy Kategorie:Dvojhvězdy Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Panny Kategorie:Podobři třídy B Kategorie:Objekty v katalogu Henryho Drapera Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS Kategorie:Objekty v katalogu Hipparcos Kategorie:Objekty v Bayerově katalogu Kategorie:Objekty ve Flamsteedově katalogu