Алфа Кентавър

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Алфа Кентавър
Звезда
Alpha, Beta and Proxima Centauri (1).jpg
Алфа Кентавър AB е ярката звезда отляво, образуваща тройна звездна система с Проксима Кентавър (оградена в червено). Ярката звездна система отдясно е Бета Кентавър.
Общи данни
Разстояние 4,36 ly
Съзвездие Кентавър
Астрометрия
Радиална скорост (Rv) −21,6 km/s km/s
Алфа Кентавър в Общомедия

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 това е чест предмет на спекулации относно бъдещи космически пътешествия, най-вече в сферата на научната фантастика.

Имена[редактиране | редактиране на кода]

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 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[редактиране | редактиране на кода]

Относителните размери и цветове на звездите в системата Алфа Кентавър, в сравнение със Слънцето.
Very Large Telescope с Алфа Кентавър на небесния фон.[1]
Местоположение на Алфа Кентавър A в съзвездието Кентавър.

Алфа Кентавър е тройна звездна система, в която двете главни звезди, Алфа Кентавър A и Алфа Кентавър B, представляват двоен компонент. Обозначението AB (или по-старото A×B) посочва центъра на масите на основна двоична система спрямо звезди придружители в звездна система с няколко звезди.[2] AB-C се отнася за компонента Проксима Кентавър по отношение на централната двойна звезда. Тъй като разстоянието между Проксима Кентавър и Алфа Кентавър A или B е подобно, двойната система AB понякога се приема за един гравитационен обект.[3]

Орбитални свойства[редактиране | редактиране на кода]

Компонентите A и B на Алфа Кентавър имат орбитален период от 79,91 години.[4] Орбитата им е умерено ексцентрична, e = 0.,5179.[4] 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).[4] 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, видимата орбита на A и B ще рече, че тяхното разделение и позиционен ъгъл са в постоянно изменение 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.[4] Максималното наблюдавано разделение на звездите е 22 арксекунди, докато минималното е 1,7 арксекунди.[5] Последното най-широко разделение настъпва през февруари 1976 г., а следващото ще е през януари 2056 г.[4]

Алфа Кентавър C се намира на около 13 000 астрономически единици от Алфа Кентавър AB.[6][7][8] 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 и са нужни години за да се определи дали той е свързан по някакъв начин с Алфа Кентавър AB.

Измерванията на радиалната скорост, направени през 2017 г., са достатъчно точни за да покажат, че Проксима Кентавър и Алфа Кентавър AB са гравитационно свързани.[6] Орбиталният период на Проксима Кентавър е приблизително 547 000+6600
-4000
години с ексцентрицитет 0,50 ± 0,08. В периастрий, Проксима Кентавър се приближава до AB на 4300+1100
-900
астрономически единици, а в апастрий се намира на 13 000+300
-100
астрономически единици.[6]

Физични свойства[редактиране | редактиране на кода]

Астросеизмологичните проучвания, хромосферната активност и звездното въртене все подкрепят тезата, че системата Алфа Кентавър е със сходна възраст или малко по-стара от Слънцето.[9] 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,[10] 5,0 ± 0,5 млрд. години,[11] 5,2 ± 1,9 млрд. години,[12] 6,4 млрд. години[13] и 6,52 ± 0,3 млрд. години.[14] Хромосферната активност издава възраст от 4,4 ± 2,1 млрд. години, а звездното въртене говори за 5,0 ± 0,3 млрд. години.[9] Теорията на звездната еволюция предполага, че двете звезди са малко по-стари от Слънцето, съдейки по тяхната маса и спектрални особености.[7][15]

Съдейки по орбиталните елементи, общата маса на Алфа Кентавър AB е около 2 M.[5] Средните индивидуални звездни маси са съответно 1,09 M и 0,90 M,[15] макар последните изследвания да посочват малко по-големи маси – 1,14 M и 0,92 M,[16] 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[редактиране | редактиране на кода]

Алфа Кентавър A е основният елемент на двойната система. Представляват слънцеподобна звезда от главна последователност с жълтеникав цвят,[17] чийто спектрален клас е G2 V.[18] Тя е малко по-голяма и по-светима от Слънцето. Също така, има 10% по-голяма маса от Слънцето[10] и 22% по-голям радиус.[6] 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.[19]

Алфа Кентавър B[редактиране | редактиране на кода]

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.[17] 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.[20] Кривата на светлината ѝ се изменя в кратък период от време.[20] 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.[19] Алфа Кентавър B има привидна звездна величина от +1,35, което я прави малко по-бледа от Мимоза.[21]

Алфа Кентавър C (Проксима Кентавър)[редактиране | редактиране на кода]

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.[22] Проксима Кентавър е открита през 1915 г. от Робърт Торбърн Ейтън Инес.[23]

Относителни позиции на Слънцето, Алфа Кентавър AB и Проксима Кентавър.

Планетарна система[редактиране | редактиране на кода]

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.[24]

Наблюдение[редактиране | редактиране на кода]

За невъоръженото око, Алфа Кентавър AB изглежда като една звезда, най-ярката в южното съзвездие Кентавър.[25] Видимото им ъглово разделение се изменя за период от 80 години между 2 и 22 арксекунди,[26] но през по-голямата част от орбитата си двете звезди лесно могат да се отличат с помощта бинокъл или малък телескоп.[27] С комбинирана видима величина от -0,27, Алфа Кентавър AB е по-бледа само от Сириус и Канопус.[25]

Южно от 29° южна географска ширина, Алфа Кентавър е незалязваща звезда. Северно от 29° северна географска ширина пък, 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.[28] Звездата кулминира всяка година в полунощ на 24 април и в 21 часа на 8 юни.[28][29]

Наблюдавана от Земята, Проксима Кентавър се намира на 2,2° югозападно от Алфа Кентавър AB, което е около четири пъти ъгловия диаметър на Луната.[7] 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.[30]

Най-близката система до Алфа Кентавър е двойната система от кафяви джуджета Луман 16, намираща се на 3,6 светлинни години.[31]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. VLT to Search for Planets in Alpha Centauri System – ESO Signs Agreement with Breakthrough Initiatives. // European Southern Observatory, 9 януари 2017. Посетен на 10 януари 2017.
  2. Heintz, W. D.. Double Stars. D. Reidel, 1978. ISBN 978-90-277-0885-4. с. 19.
  3. Worley, C. E.. Washington Visual Double Star Catalog, 1996.0 (WDS). United States Naval Observatory, 1996.
  4. а б в г д Hartkopf, W.. Sixth Catalog of Orbits of Visual Binaries. // U.S. Naval Observatory, 2008.
  5. а б Aitken, R. G.. The Binary Stars. Dover, 1961. с. 235 – 237.
  6. а б в г Kervella, P. и др. The radii and limb darkenings of α Centauri A and B. Interferometric measurements with VLTI/PIONIER. // Astronomy & Astrophysics 597. януари 2017. DOI:10.1051/0004-6361/201629505.
  7. а б в Matthews, R. A. J.. Is Proxima really in orbit about α Cen A/B?. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 261. 1993. DOI:10.1093/mnras/261.1.l5. с. L5–L7.
  8. Kamper, K. W. и др. Alpha and Proxima Centauri. // Astronomical Journal 83. 1978. DOI:10.1086/112378. с. 1653.
  9. а б Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics. // Astrophysical Journal 687 (2). 2008. DOI:10.1086/591785. с. 1264 – 1293.
  10. а б Asteroseismology and calibration of alpha Cen binary system. // Astronomy & Astrophysics 392. 2002. DOI:10.1051/0004-6361:20021074. с. L9.
  11. A Bayesian approach to the modelling of alpha Cen A. // MNRAS 427 (3). 2012. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21818.x. с. 1847 – 1866.
  12. Constraining fundamental stellar parameters using seismology. Application to α Centauri AB. // Astronomy & Astrophysics 441 (2). 2005. DOI:10.1051/0004-6361:20052988. с. 615 – 629.
  13. A New Seismic Analysis of Alpha Centauri. // Astronomy & Astrophysics 402. 2003. DOI:10.1051/0004-6361:20030244. с. 293 – 297.
  14. Analysis of α Centauri AB including seismic constraints. // Astronomy & Astrophysics 417. 2004. DOI:10.1051/0004-6361:20034203. с. 235 – 246.
  15. а б Kim, Y-C.. Standard Stellar Models; alpha Cen A and B. // Journal of the Korean Astronomical Society 32 (2). 1999. с. 119.
  16. The One Hundred Nearest Star Systems. // Research Consortium On Nearby Stars. Georgia State University, 7 септември 2007. Архивиран от оригинала на 12 ноември 2007. Посетен на 2 декември 2014.
  17. а б The Colour of Stars. // Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, 21 декември 2004. Архивиран от оригинала на 22 февруари 2012. Посетен на 16 януари 2012.
  18. Torres, C. A. O. и др. Search for associations containing young stars (SACY). // Astronomy and Astrophysics 460 (3). 2006. DOI:10.1051/0004-6361:20065602. с. 695 – 708.
  19. а б Ayres, Thomas R.. The Ups and Downs of α Centauri. // The Astronomical Journal 147 (3). март 2014. DOI:10.1088/0004-6256/147/3/59. 59. с. 12.
  20. а б Robrade, J. и др. X-rays from α Centauri – The darkening of the solar twin. // Astronomy and Astrophysics 442 (1). 2005. DOI:10.1051/0004-6361:20053314. с. 315 – 321.
  21. Naming Stars. // IAU.org. Посетен на 16 декември 2017.
  22. Kervella, P. и др. Proxima's orbit around α Centauri. // Astronomy & Astrophysics 598. 2017. DOI:10.1051/0004-6361/201629930. с. L7.
  23. Innes, R. T. A.. A Faint Star of Large Proper Motion. // Circular of the Union Observatory Johannesburg 30. октомври 1915. с. 235 – 236.
  24. Anglada-Escudé, Guillem и др. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri. // Nature 536 (7617). 2016. DOI:10.1038/nature19106. с. 437 – 440.
  25. а б Astronomy Encyclopedia. Philip's, 2002. ISBN 978-0-540-07863-9.
  26. Van Zyl, Johannes Ebenhaezer. Unveiling the Universe: An Introduction to Astronomy. Springer, 1996. ISBN 978-3-540-76023-8.
  27. Astronomical Objects for Southern Telescopes. // Cambridge University Press, 1994.
  28. а б Norton, A. P.. Norton's 2000.0 :Star Atlas and Reference Handbook. Longman Scientific and Technical, 1986. с. 39 – 40.
  29. James, Andrew. 'The '"Constellations : Part 2 Culmination Times"'. // Southern Astronomical Delights. Посетен на 6 август 2008.
  30. Light Curve Generator (LCG) – aavso.org. // Посетен на 7 юни 2017.
  31. Boffin, Henri M. J. и др. Possible astrometric discovery of a substellar companion to the closest binary brown dwarf system WISE J104915.57 – 531906.1. // Astronomy and Astrophysics 561. 4 декември 2013. DOI:10.1051/0004-6361/201322975. с. L4.