Spica (α Vir / α Virginis / Alfa Virginis), detta anche Spiga, è una stella situata nella costellazione della Vergine. Con magnitudine +1,04, è la stella più luminosa della costellazione, nonché quindicesima più brillante del cielo notturno. La sua vicinanza all'equatore celeste la rende visibile da tutte le regioni popolate della Terra. Distante circa 250 anni luce dal Sole, è in realtà un sistema binario spettroscopico formato da due luminose stelle azzurre di classe spettrale B, di cui la primaria ha già abbandonato la sequenza principale. Data la vicinanza fra le due componenti, le forze mareali distorcono la forma dei dischi stellari, che, in virtù di ciò, non sono sferici, ma ellissoidali. Il suo nome deriva dalla parola latina spica virginis , il cui significato è : "spiga di grano della Vergine", in riferimento alla pianta che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello zodiaco.
Osservazione
Si presenta come una stella di colore azzurro molto intenso facilmente individuabile nel cielo seguendo l'arco formato dalla coda dell'Orsa Maggiore fino ad Arturo (), e proseguendo per un tratto in linea retta fino a Spica. La distanza angolare fra le stelle della coda dell'Orsa e Arturo è di 31°, mentre tra Arturo e Spica è di 34°.. Con Arturo e Denebola (), Spica forma il cosiddetto Triangolo di Primavera, poiché la sua massima visibilità nell'emisfero boreale, cade nei mesi primaverili: Arturo ne marca l'angolo nord, Spica quello meridionale e Denebola quello occidentale. Si tratta di un triangolo quasi equilatero in quanto la distanza di Spica da Denebola è circa 35°, così come quella di Arturo da Denebola.. Se oltre a queste tre stelle, si considera anche Cor Caroli ( ), esse compongono un quadrilatero, formato dall'unione di due triangoli, uno dei quali è il Triangolo di Primavera e l'altro, più piccolo, è quello formato da Arturo, Denebola e Cor Caroli. Questo asterismo è chiamato Diamante della Vergine, sebbene delle quattro stelle che lo formano solo Spica appartenga a questa costellazione.
Con declinazione -11°, Spica è una stella dell'emisfero australe. Tuttavia è sufficientemente vicina all'equatore celeste da essere visibile da tutte le zone popolate della Terra. In particolare, nell'emisfero boreale non sarà visibile solo più a nord del 79º parallelo, cioè solo dalle estreme regioni settentrionali del Canada e della Groenlandia. D'altra parte questa sua posizione fa sì che appaia circumpolare solo dalle regioni antarticheUna declinazione di 11°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 79°; il che equivale a dire che a sud del 79°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 79°N l'oggetto non sorge mai.
Spica si trova localizzata vicino all'eclittica, per cui talvolta può essere occultata dalla Luna e, anche se molto raramente, dai pianeti. L'ultima occultazione planetaria, da parte di Venere, avvenne il 10 novembre del 1783, mentre la prossima, da parte dello stesso pianeta, avverrà il 2 settembre 2197. Spica è, assieme a Regolo, l'unica stella di prima magnitudine occultata da pianeti nelle ultime migliaia di anni e condividerà con Regolo questa caratteristica anche per le prossime migliaia di anni.. Il Sole passa poco più di 2° a nord di Spica il 16 ottobre di ogni anno, mentre la levata eliaca dell'astro avviene circa due settimane più tardi. Ne consegue che i mesi migliori per l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè in corrispondenza della primavera boreale.
Si pensa che Spica sia stata la stella che permise ad Ipparco, attorno al 130 a.C., di scoprire la precessione degli equinozi. Il tempio di Tebe (in Egitto) fu costruito allineandolo con Spica attorno al 3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma rilevabile cambiamento di orientazione del tempio.. Anche Niccolò Copernico fece molte osservazioni su Spica per le sue ricerche sulla precessione.
Ambiente galattico
La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Spica, che è risultata essere 13,06 ± 0,70 mas. Pertanto la distanza di Spica dalla Terra è pari a 1/0,01306 pc, ossia 76,56 pc, equivalenti a 250 ± 13 anni luce. Ciò colloca Spica al di fuori della Bolla Locale e all'interno della Bolla Loop I, una cavità (superbolla) del mezzo interstellare situata nel Braccio di Orione, il nostro braccio di spirale della Via Lattea; dalla nostra posizione si osserva in direzione del centro galattico, fra lo Scorpione e il Lupo.
Le coordinate galattiche di Spica sono 316,11° e +50,84°. Una longitudine galattica di 316° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Spica, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 316°. Ciò significa che Spica è leggermente più vicina al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 50° significa che Spica si trova notevolmente più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.
Caratteristiche fisiche Parametri orbitali Spica è stata una fra le prime binarie spettroscopiche ad essere scoperte. Nel 1890, subito dopo la scoperta della natura di binaria di Mizar e Algol, Hermann Carl Vogel dedusse dall'ampiezza della riga Hγ dell'idrogeno nello spettro della stella e dallo spostamento delle linee di assorbimento che la stella era composta da due componenti..
Benché datato, Herbison Evans et al. (1971). rappresenta ancora lo studio pubblicato più completo del sistema di Spica. Gli autori hanno utilizzato sia molte delle osservazioni spettroscopiche di cui la stella è stata oggetto dal 1890 in poi, che le osservazioni interferometriche effettuate fra il 1966 e il 1970 presso il Narrabri Stellar Intensity Interferometer, situato a Narrabri, nel Nuovo Galles del Sud, osservazioni che hanno permesso di risolvere le due componenti della stella. L'incrocio di questi dati ha reso possibile la deduzione dei parametri orbitali di Spica. Gli studiosi calcolano un periodo orbitale di 4,0145 giorni e un'eccentricità dell'orbita di 0,146. L'inclinazione orbitale è stimata nell'ordine di 65,9° ± 1,8°: il sistema è quindi visto dalla nostra visuale abbastanza di taglio, ma non a sufficienza perché le componenti si eclissino l'una con l'altra. Infine, la longitudine del nodo ascendente è 131,6° ± 2,1°.
L'ampiezza dell'angolo del semiasse maggiore dell'orbita della principale è risultato essere 1,54 ± 0,05 mas. Purtroppo gli autori non disponevano all'epoca della misura della parallasse effettuata da Hipparcos. Essi quindi assumono una distanza di 84 ± 4 pc (circa 273 anni luce circa) e questo altera un po' gli altri parametri. In particolare, il semiasse viene calcolato essere lungo 19,3 ± 0,6 milioni di km, mentre, assumendo una distanza di 250 anni luce, esso risulterebbe essere lungo 17,65 milioni di km.
Una delle particolarità dell'orbita di Spica è che essa va incontro a una precessione anomalistica, cioè la linea degli apsidi ruota rispetto alla nostra visuale. In particolare Herbison Evans et al. (1971) stimano che essa compia una rotazione completa ogni 124 anni. Tale fenomeno è dovuto alla mutua distorsione mareale delle due componenti.
Negli anni successivi al 1971 non sono stati pubblicati studi sul sistema di Spica così completi. Tuttavia Harrington et al. (2009). danno notizia di uno studio interferometrico del sistema non ancora pubblicato compiuto da J. P. Aufdenberg mediante il CHARA Array situato presso l'osservatorio di Monte Wilson e mediante il Sydney University Stellar Interferometer (SUSI) a NarrabriLo studioso ha dato conto delle sue ricerche in una conferenza tenuta nel 2007; cfr. . Lo studioso corregge in parte i risultati di Herbison Evans et al. (1971) stimando una più moderata eccentricità orbitale di 0,067 ± 0,014 e una inclinazione orbitale di 54° ± 6°. Infine il periodo della precessione anomalistica è calcolato essere 135 ± 15 anni.
Il ridotto periodo orbitale e il valore del semiasse maggiore dell'orbita della principale indicano che le due componenti sono molto vicine fra loro. In particolare, esse distano mediamente 0,12 UA, pari a circa 18 milioni di km. Data questa distanza e dato che le componenti sono due stelle massicce è prevedibile che esse presentino delle interazioni reciproche significative.
Le componenti del sistema Spica A
La stella principale della coppia, Spica A, è stata variamente classificata. È stata infatti assegnata sia alla classe spettrale B1 che a alla B2, sia alle classi di luminosità V, IV e IV-III. Vi è comunque un consenso generale circa il fatto che Spica A sia una stella appartenente alle primissime sottoclassi della classe B e sul fatto che abbia abbandonato da poco la sequenza principale. Il sito SIMBAD riporta la classificazione B1 IV-III, mentre Harrington et al. (2009) la classificano come B0,5 IV-III..
Herbison Evans et al. (1971) ricavano dai parametri orbitali una massa di 10,9 ± 0,9 M☉. Questo valore è stato corretto da J. P. Aufdenberg in 10,25 ± 0,68 M☉. Per quanto riguarda il raggio, i valori riportati da Herbison Evans et al. (1971) e Aufdenberg sono rispettivamente 8,1 ± 0,5 e 7,40 ± 0,57 R☉, mentre Sterken (1986) aveva proposto 7,6 ± 0,2 R☉.. Herbison Evans et al. (1971) stimano una temperatura superficiale di 22.400 ± 1000 K, mentre Odell (1974) riporta 24.000 K., Lyubimkov et al. (1995) 24.700 ± 500 K. e Harrington et al. (2009) 25.000 K., mentre Tkachenko nel 2016 riporta valori di 25.300 e 20.900 per le due componenti. Per quanto riguarda la luminosità, Herbison Evans et al. (1971) calcolano una magnitudine assoluta di -3,5 ± 0,1 e una luminosità di 14.800 ± 300 L☉, mentre Tkachenko (2013) riporta un valore 25.300 L☉. Spica A è l'unica stella con temperatura superficiale superiore ai 10.000 K di cui tutti e tre i parametri della massa, della temperatura e della luminosità sono conosciuti direttamente dall'osservazione e non inferiti tramite metodi indiretti..
La velocità di rotazione di Spica A non è ben conosciuta e le valutazioni differiscono di molto fra loro. In ogni caso esse sono comprese nell'intervallo fra 140 e 200 km/s. Mediante le misure spettroscopiche è di solito possibile calcolare il valore di , cioè della velocità di rotazione all'equatore per il seno dell'inclinazione dell'asse di rotazione. Tuttavia, nel caso di Spica, è plausibile pensare che l'inclinazione dell'asse di rotazione sia uguale all'inclinazione orbitale. Stimata quindi tale inclinazione, è possibile calcolare il valore della velocità di rotazione all'equatore. Pertanto la diversità dei valori dipende sia dalla diversità fra i risultati delle misurazioni spettroscopiche, sia dalle diverse valutazioni dell'inclinazione orbitale. Herbison Evans et al. (1971) calcolano un valore di 176 ± 5 km/s, Walker et al. (1982) 197 km/s., Smith (1985) 165 km/s., Abt et al. (2002) 140 km/s; infine Harrington et al. (2009) riportano il valore misurato da J. Aufdenberg di 199 ± 5 km/s. Walker et al. (1982) ipotizzano che il periodo di rotazione di Spica A possa essere uguale al periodo orbitale, cioè che l'orbita di Spica A possa essere sincrona. Tuttavia, in tal caso la velocità di rotazione dovrebbe essere pari a circa 100 km/s. Per spiegare la differenza fra le velocità misurate e quella presunta, Walker et al. (1982) ricorrono all'ipotesi che le pulsazioni a cui Spica A va soggetta contribuiscano ad allargare le linee spettrali della stella e a sovrastimare la velocità di rotazione.