Алфа Кентавър

Алфа Кентавър
Звезда
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
Разстояние4,36 ly
СъзвездиеКентавър
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 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

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 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.[2] 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.[3]

Орбитални свойства

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, 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.[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 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.[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

Астросеизмологичните проучвания, хромосферната активност и звездното въртене 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] Според хромосферната активност възрастта се определя на 4,4 ± 2,1 млрд. години, а според звездното въртене - 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

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

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)

 Основна статия: 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☉.[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

 Основна статия: Проксима Кентавър b

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

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, 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

  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. Архив на оригинала от 2000-04-22 в Wayback Machine.
  4. ↑ а б в г д Hartkopf, W. Sixth Catalog of Orbits of Visual Binaries // U.S. Naval Observatory, 2008. Архивиран от оригинала. Посетен на 2020-02-20.
  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 2013-12-03. 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.[неработеща препратка]
  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 // Архивиран от оригинала на 2020-07-25. 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.

Strategi Solo vs Squad di Free Fire: Cara Menang Mudah!