Алфа Кентавър
Алфа Кентавър или Алфа Центавър (α Cen / α Centauri) е най-ярката и най-близката до Слънцето кратна звезда в южното съзвездие Кентавър, и е четвърта по яркост на небосвода с видима звездна величина −0,01. Тя е с твърде голяма южна деклинация, за да се вижда от географските ширини на България.

Системата се състои от 3 звезди. Алфа Кентавър A е жълта звезда от спектрален клас G2, като Слънцето (т.е. има подобни на Слънцето цвят и температура). Алфа Кентавър B е оранжева звезда от спектрален клас K1. Алфа Кентавър C (Проксима) е червено джудже със спектрален клас M5. Двата ярки компонента, Алфа Кентавър A и B са компоненти на двойна звезда. Те обикалят една около друга за 80 години, като отстоят на 23 АЕ една от друга. Алфа Кентавър С (Проксима) е най-близката до звезда, на 4,3±0,1 св.г.. Поради тази близост бъдещите космически полети до звездата са чест предмет на както на спекулации в сферата на научната фантастика, така и на научен анализ.

Имена 
Алфа Кентавър A носи името Ригел Кентавър, получено от арабското Ал Риджл ал Кантурус, означаващо „кракът на кентавъра“, но по-често се използва байеровото ѝ обозначение (на името на немския средновековен астроном Йохан Байер) Алфа Кентавър. Алфа Кентавър B носи името Толиман от иврит. Понякога системата се нарича и Бунгула, вероятно от латинската дума унгула, означаваща „копито“. Тя и Бета Кентавър (която се проектира близо до α Cen на небосвода, но всъщност отстои на много светлинни години от нея), са „стрелките“ към Южния кръст.

Алфа Кентавър A е позната също като HD 128620, HR 5459, CP-60°5483, GCTP 3309.00A и LHS 50, а Алфа Кентавър B е позната и като HD 128621, HR 5460, GCTP 3309.00B и LHS 51.

Звездна система 

Алфа Кентавър е тройна звездна система, в която двете по-големи и по-близко разположени една до друга звезди, Алфа Кентавър A и Алфа Кентавър B, които са много по-силно гравитационно свързани, могат да се разглеждат като двойна звезда, около чийто барицентър Проксима обикаля. Обозначението AB (или по-старото A×B) посочва центъра на масите на основна двойна система спрямо звезди придружители в звездна система с няколко звезди. AB-C се отнася за компонента Проксима Кентавър по отношение на централната двойна звезда. Тъй като разстоянията между Проксима Кентавър и Алфа Кентавър A или B са близки, то двойната система AB понякога се приема за един гравитационен обект.

Орбитални свойства 
Компонентите A и B на Алфа Кентавър имат орбитален период от 79,91 години. Орбитата им е умерено ексцентрична, e = 0.,5179. Приближават се най-близко (периастрий) на 11,2 астрономически единици (приблизително разстоянието между Слънцето и Сатурн), а най-много се отдалечават (апастрий) на 35,6 астрономически единици (приблизително разстоянието между Слънцето и Плутон). Най-скорошният им периастрий е от август 1955 г., а следващият ще настъпи през май 2035 г. Най-скорошният им апастрий е от май 1995 г., като следващият ще настъпи през 2075 г.

При наблюдения от земята, тяхното разделение и позиционен ъгъл постоянно се променя в хода на орбитата им. Наблюдаваните им звездни позиции през 2019 г. се намират на 4,92 арксекунди една от друга, а позиционният им ъгъл е 337,1°, като те нарастват към 5,49 арксекунди и 345,3° през 2020 г. Максималното наблюдавано разделение на звездите е 22 арксекунди, докато минималното е 1,7 арксекунди. Последното най-широко разделение настъпва през февруари 1976 г., а следващото ще е през януари 2056 г.

Алфа Кентавър C се намира на около 13 000 астрономически единици от Алфа Кентавър AB. Това се равнява на около 0,21 светлинни години или 1,9 трилиона километра – около 5% от разстоянието между Алфа Кентавър AB и Слънцето. До 2017 г. измерванията на малката му скорост и траекторията му са твърде неточни за да се определи дали той е свързан по някакъв начин с Алфа Кентавър AB. Измерванията на радиалната скорост, направени през 2017 г., се смятат вече за достатъчно точни за да покажат, че Проксима Кентавър и Алфа Кентавър AB са гравитационно свързани. Орбиталният период на Проксима Кентавър е приблизително  години с ексцентрицитет 0,50 ± 0,08. В периастрий, Проксима Кентавър се приближава до AB на 4300 астрономически единици, а в апастрий се намира на  астрономически единици.

Физични свойства 
Астросеизмологичните проучвания, хромосферната активност и звездното въртене подкрепят тезата, че системата Алфа Кентавър е със сходна възраст или малко по-стара от Слънцето. Астросеизмологичните анализи, които включват строги наблюдателни ограничения на звездни параметри за звездите от Алфа Кентавър, дават оценки за възрастта от 4,85 ± 0,5 млрд. години, 5,0 ± 0,5 млрд. години, 5,2 ± 1,9 млрд. години, 6,4 млрд. години и 6,52 ± 0,3 млрд. години. Според хромосферната активност възрастта се определя на 4,4 ± 2,1 млрд. години, а според звездното въртене - 5,0 ± 0,3 млрд. години. Теорията на звездната еволюция предполага, че двете звезди са малко по-стари от Слънцето, съдейки по тяхната маса и спектрални особености.

Съдейки по орбиталните елементи, общата маса на Алфа Кентавър AB е около 2 M☉. Средните индивидуални звездни маси са съответно 1,09 M☉ и 0,90 M☉, макар последните изследвания да посочват малко по-големи маси – 1,14 M☉ и 0,92 M☉, което се равнява на 2,06 M☉ общо. Алфа Кентавър A и B имат абсолютни величини съответно +4,38 и +5,71.

Алфа Кентавър A 
Алфа Кентавър A е основният елемент на двойната система. Представляват слънцеподобна звезда от главна последователност с жълтеникав цвят, чийто спектрален клас е G2 V. Тя е малко по-голяма и по-светима от Слънцето. Също така има 10% по-голяма маса от Слънцето и 22% по-голям радиус. В нощното небе, тя е четвъртата най-ярка звезда с видима звездна величина -0,01, бидейки малко по-бледа от Арктур с -0,04.

Магнитната активност на Алфа Кентавър A е сравнима с тази на Слънцето, проявявайки коронална изменчивост вследствие звездни петна. Все пак, след 2005 г. нивото на активност спада в дълбок минимум, който може да е подобен на историческия слънчев Маундеров минимум. От друга страна, тя може да има много дълъг цикъл на активност и да се възстановява бавно от етапа на минимум.

Алфа Кентавър B 
Алфа Кентавър B е втората звезда в двойната система. Тя е звезда от главна последователност и спектрален клас K1 V, което я прави по-оранжева на цвят спрямо Алфа Кентавър A. Масата ѝ съставлява около 90% от тази на Слънцето и има 14% по-малък диаметър. Макар да е по-малко светима от A, Алфа Кентавър B излъчва повече рентгенови лъчи. Кривата на светлината ѝ се изменя в кратък период от време. В магнитно отношение, тя е по-активна от Алфа Кентавър A, имайки цикъл от 8,2 ± 0,2 години в сравнение с 11 години за Слънцето и около половината изменение от минимум до максимум в коронална светимост на Слънцето. Алфа Кентавър B има привидна звездна величина от +1,35, което я прави малко по-бледа от Мимоза.

Алфа Кентавър C (Проксима Кентавър) 

Алфа Кентавър C, позната най-вече като Проксима Кентавър, е малко червено джудже от главна последователност и спектрален клас M6 Ve. Има абсолютна звездна величина от +15,60, което я прави над 20 хиляди пъти по-бледа от Слънцето. Масата ѝ е изчислена на 0,1221 M☉. Проксима Кентавър е открита през 1915 г. от Робърт Торбърн Ейтън Инес.

Планетарна система 

В системата на Алфа Кентавър е потвърдено присъствието на една планета – Проксима Кентавър b. Тя е малко по-голяма от Земята и се върти около Проксима Кентавър, попадайки в нейната обитаема зона. Съществуването на планетата е обявено през 2016 г. от Европейската южна обсерватория. Тя е открита чрез метода на радиалната скорост, при който периодичното Доплерово отместване на спектралните линии на звездата подсказва за орбитиращо около нея тяло.

Наблюдение 
За невъоръженото око, Алфа Кентавър AB изглежда като една звезда, най-ярката в южното съзвездие Кентавър. Видимото им ъглово разделение се изменя за период от 80 години между 2 и 22 арксекунди, но през по-голямата част от орбитата си двете звезди лесно могат да се отличат с помощта бинокъл или малък телескоп. С комбинирана видима величина от -0,27, Алфа Кентавър AB е по-бледа само от Сириус и Канопус.

Южно от 29° южна географска ширина, Алфа Кентавър е незалязваща звезда. Северно от 29° северна географска ширина, Алфа Кентавър никога не изгрява. Когато се наблюдава от тази ширина (преминаваща близо до Ермосильо и Чиуауа в Мексико, Галвстън и Окала в САЩ и Лансароте на Канарските острови (Испания)), Алфа Кентавър се намира близо до южния хоризонт и то само за кратко, по време на кулминацията си. Звездата кулминира всяка година в полунощ на 24 април и в 21 часа на 8 юни.

Наблюдавана от Земята, Проксима Кентавър се намира на 2,2° югозападно от Алфа Кентавър AB, което е около четири пъти ъгловия диаметър на Луната. Проксима Кентавър изглежда като тъмночервена звезда в рядко населено звездно поле и изисква умерено голям телескоп, за да бъде видяна. Тя може неочаквано и много бързо да повишава яркостта си с до 0,6 величини в продължение на няколко минути. На 13 август 2015 г. е отчетено най-голямото проблясване на звездата, като тя става 8,3 пъти по-ярка от обикновеното.

Най-близката система до Алфа Кентавър е двойната система от кафяви джуджета Луман 16, намираща се на 3,6 светлинни години.

Източници 

Звезди