Dwa najjaśniejsze składniki tworzące układ Alfa Centauri, dla obserwatora patrzącego okiem nieuzbrojonym wyglądają jak jedna, bardzo jasna gwiazda[5]. Historycznie przypisywano jej różne nazwy, stosowane obok oznaczenia Bayera. Nazwa Rigil Kentaurus jest zlatynizowaną formą arabskiego określenia رجل القنطورسRijl Qanṭūris, co oznacza „stopa centaura”, przy czym słowo „centaur” Arabowie zapożyczyli od starożytnych Greków (stgr.Κένταυροςkentauros)[6]. Bywa ona skracana do formy Rigil Kent[7]. Inna nazwa Toliman wywodzi się od arabskiego الظلمانal-Ẓulmān, „strusie”[7]. W XIX wieku znana była też nazwa Bungula, zapewne wywodząca się od litery beta (niepoprawnie przypisanej tej gwieździe) i łacińskiego ungula, co oznacza „kopyto” i odnosi się do położenia w gwiazdozbiorze[6].
Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2016 roku formalnie zatwierdziła użycie nazw Rigil Kentaurus dla określenia Alfa Centauri A oraz Proxima Centauri dla składnika Alfa Centauri C[8]. W 2018 roku nazwę Toliman przypisano gwieździe Alfa Centauri B[9].
Ogólna charakterystyka
Ze względu na bliskość Alfy Centauri, jest ona trzecią pod względem jasności gwiazdą na nocnym niebie (jasność obserwowana układu: −0,27m); jaśniejsze są tylko Syriusz i Kanopus. Znajduje się ona w gwiazdozbiorze Centaura, położonym na południowej półkuli nieba.
Układ Alfa Centauri tworzą trzy gwiazdy: dwie jasne gwiazdy ciągu głównego, Alfa Centauri A i Alfa Centauri B, tworzące ciasny układ podwójny oraz okrążający je po dalekiej orbicie czerwony karzeł o nazwie Proxima Centauri[10], czasem oznaczany Alfa Centauri C, który może być powiązany grawitacyjnie z dwoma pozostałymi[11].
Elipsa orbity składników A i B ma mimośród 0,52, minimalna odległość między gwiazdami to 11,2 au (porównywalna ze średnią odległością Saturna od Słońca), średnia 23,7 au (większa niż odległość Urana od Słońca), a maksymalna 35,6 au (średnia odległość Plutona od Słońca). Okres obiegu składników jest równy 79,9 roku[12][13]. Podczas największej separacji dwie gwiazdy można rozróżnić w niewielkim amatorskim teleskopie, a nawet przez dobrą lornetkę.
Alfa Centauri A, większa z dwóch gwiazd, jest bardzo podobna do Słońca. Ma taki sam typ widmowy G2 V, ale nieco większą masę (1,09 masy Słońca) i przez to jest o połowę jaśniejsza. Alfa Centauri B ma masę 0,90 M☉[14], typ widmowy K0-1 V i jasność o połowę mniejszą niż Słońce. W 2007 masy składników szacowano na 1,14 M☉ oraz 0,92 M☉, co daje łączną masę układu ok. 2 M☉[15].
Do układu Alfa Centauri zaliczana jest też oddalona od większych składników Proxima Centauri (krąży w odległości ok. 13 000 au, czyli ok. 0,205 roku świetlnego)[16]. Znajduje się ona aktualnie najbliżej Słońca spośród trzech składników (i tym samym spośród wszystkich gwiazd), czemu zawdzięcza swą nazwę; jest odległa o 4,22 roku świetlnego.
Układ planetarny
Podobieństwo składników A i B do Słońca i ich nieco wyższa metaliczność sugerowały od dawna możliwość istnienia planet w tym systemie. Obliczenia teoretyczne wskazywały, że wokół składnika B planety mogą posiadać stabilne orbity w obrębie ekosfery, pomiędzy 0,5 a 0,9 au (bardziej prawdopodobne jest ich istnienie w wewnętrznej części)[17]. Wokół składnika A także dalsze orbity mogą być stabilne, jednak również ekosfera jest położona dalej (ok. 1,2–2,3 au). Brak planet-olbrzymów w układzie może być czynnikiem sprzyjającym rozwojowi planet typu ziemskiego[18].
W 2012 ogłoszono odkrycie planety orbitującej wokół składnika B. Planeta o nazwie Alfa Centauri Bb miała mieć masę około 1,16 masy Ziemi, co wskazywałoby, że jest planetą typu ziemskiego. Miała ona krążyć zaledwie sześć milionów kilometrów od swojej gwiazdy, czyli zbyt blisko, aby na jej powierzchni mogła istnieć ciekła woda i warunki sprzyjające powstaniu życia[19]. Późniejsze analizy wskazują jednak, że sygnał zinterpretowany jako efekt grawitacyjny planety wynikał z błędu obliczeniowego[20].
W 2016 roku ogłoszono odkrycie planety krążącej wokół Proximy Centauri, nazwanej Proxima Centauri b. Jest to obiekt o masie minimalnej 1,3 M🜨, najprawdopodobniej typu ziemskiego. Planeta krąży siedem milionów kilometrów od gwiazdy, ale Proxima jest znacznie słabsza niż Alfa Centauri B i taka odległość plasuje ją w ekosferze gwiazdy[21].
Lokalizacja Alfy Centauri w gwiazdozbiorze Centaura.
Dwa główne składniki układu leżą zbyt blisko siebie, by można je było rozróżnić gołym okiem, gdyż ich odległość kątowa waha się od 2 do 22 sekund kątowych[5], jednak przez większość okresu ich obiegu można je rozróżnić przy pomocy lornetki bądź małego (5 cm) teleskopu[23].
Na półkuli południowej, Alfa Centauri jest zewnętrzną gwiazdą tzw. wskaźników południa[23], których nazwa wynika z faktu, iż linia, poprowadzona na niebie od Alfy Centauri przebiegająca przez gwiazdę Beta Centauri (Hadar)[24], znajdującej się o około 4,5° na zachód[23], wskazuje dokładnie gwiazdę Gacrux w gwiazdozbiorze Krzyża Południa[23]. Dzięki tym gwiazdom można łatwo rozróżnić „prawdziwy” Krzyż Południa od asteryzmu w Gwiazdozbiorze Żagla, zwanego „Fałszywym Krzyżem”[25].
Na obszarach położonych na południe od równoleżnika 29° S Alfa Centauri jest gwiazdą okołobiegunową i nigdy nie zachodzi za horyzontem[a]. Obie gwiazdy wraz z Krzyżem Południa, znajdują się za daleko na południu aby mogły być widoczne na północy. Podczas lata na półkuli północnej, poniżej szerokości 29° N (m.in. na Półwyspie Synaj w Egipcie, na wyspie Lanzarote oraz w Galveston w Stanach Zjednoczonych) Alfa Centauri znajduje się blisko południowego horyzontu[24]. Do kulminacji gwiazdy dochodzi każdego roku o północy 24 kwietnia lub o godz. 21:00 w dniu 8 czerwca[24][27].
Oglądana z Ziemi, Proxima Centauri znajduje się w odległości 2,2° od składników A oraz B[28]. Jest to w przybliżeniu czterokrotność średnicy kątowej Księżyca w pełni (i prawie połowa odległości między Alfa Centauri AB oraz Beta Centauri). Proxima zwykle jest ciemnoczerwoną gwiazdą o jasności obserwowanej rzędu 13,1m na obszarze o małym zagęszczeniu gwiazd; do jej obserwacji potrzebne są średniej wielkości teleskopy. Nazwana jako V645 Cen w katalogu G.C.V.S. (Wersja 4.2), Gwiazda rozbłyskowa typu UV Ceti może gwałtownie rozjaśnić się o ok. 0,6 magnitudo w świetle widzialnym, natomiast po kilku minutach ponownie słabnie[29]. Niektórzy astronomowie – zarówno amatorzy, jak i profesjonaliści – regularnie próbują namierzyć rozbłyski za pomocą teleskopów optycznych bądź radioteleskopów[30].
Odległość
Historyczne szacowania odległości układu Alfa Centauri AB
↑Obliczono dla konkretnej szerokości geograficznej, przy znanej deklinacji gwiazdy (δ) i przy użyciu wzoru (90°+ δ). Deklinacja Alfy Centauri wynosi −60°50′, zatem szerokość poniżej której gwiazda będzie okołobiegunową znajduje się na południe od współrzędnych −29°10′S (lub 29°S). Analogicznie, miejsce gdzie Alfa Centauri nigdy nie wschodzi, znajduje się na północ od szerokości (90°+ δ) N, czyli +29°N.
↑Paralaksa na bazie obliczeń z pozycji van Altena et al. (1995) oraz Söderhjelm (1999).
↑Aitken, R.G., „The Binary Stars”, Dover, 1961, s. 236.
↑Kim, Y-C. J. Standard Stellar Models; alpha Cen A and B. „Journal of the Korean Astronomical Society”. 32, s. 119, 1999. Bibcode: 1999JKAS...32..119K.
↑V. Rajpaul, S. Aigrain, S. Roberts. Ghost in the time series: no planet for Alpha Cen B. „Oxford Journals”. 456 (1), 2015-10-19. DOI: 10.1093/mnrasl/slv164. arXiv:1510.05598.
↑ abcdE.J.E.J.HartungE.J.E.J., DavidD.FrewDavidD., DavidD.MalinDavidD., Astronomical Objects for Southern Telescopes, Cambridge University Press, 1994. Brak numerów stron w książce
↑G. FritzG.F.BenedictG. FritzG.F. i inni, Proxima Centauri: Time-resolved Astrometry of a Flare Site using HST Fine Guidance Sensor 3, ASP Conf. Ser. 154, The Tenth Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, 1998, s. 1212, Bibcode: 1998ASPC..154.1212B.
↑Page, A.A. Mount Tamborine Observatory. „International Amateur-Professional Photoelectric Photometry Communication”. 10, s. 26, 1982. Bibcode: 1982IAPPP..10...26P.
↑T.T.HendersonT.T., The Parallax of α Centauri, deduced from Mr. Maclear’s Observations at the Cape of Good Hope, in the Years 1839 and 1840, t. 12, Memoirs of the Royal Astronomical Society, 1842, s. 370–371, Bibcode: 1842MmRAS..12..329H.
↑T.T.MaclearT.T., Determination of the Parallax of α1 and α2 Centauri, from Observations made at the Royal Observatory, Cape of Good Hope, in the Years 1842-3-4 and 1848, t. 20, Memoirs of the Royal Astronomical Society, 1851, s. 98, Bibcode: 1851MmRAS..20...70M.
↑C.G.C.G.MoestaC.G.C.G., Bestimmung der Parallaxe von α und β Centauri (Determining the parallax of α and β Centauri), wyd. 8, t. 71, Astronomische Nachrichten, 1868, s. 117–118, DOI: 10.1002/asna.18680710802, Bibcode: 1868AN.....71..113M(niem.).
↑DavidD.GillDavidD., W.L.W.L.ElkinW.L.W.L., Heliometer-Determinations of Stellar Parallax in the Southern Hemisphere, t. 48, Memoirs of the Royal Astronomical Society, 1885, s. 188, Bibcode: 1885MmRAS..48....1G.
↑W. Gliese, H. Jahreiß: Gl 559. [w:] Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars [on-line]. Astronomische Rechen-Institut, 1991. [dostęp 2014-05-09].
↑W.F. Van Altena, J.T. Lee, E.D. Hoffleit: GCTP 3309. Wyd. czwarte. Yale University Observatory, 1995, seria: The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes. [dostęp 2014-05-09]. Brak numerów stron w książce
↑Perryman et.al: HIP 71683. [w:] The Hipparcos and Tycho Catalogues [on-line]. 1997. [dostęp 2014-05-09].
↑Perryman et.al: HIP 71683. [w:] The Hipparcos and Tycho Catalogues [on-line]. 1997. [dostęp 2014-05-09].
↑Perryman et.al: HIP 71681. [w:] The Hipparcos and Tycho Catalogues [on-line]. 1997. [dostęp 2014-05-09].
↑Perryman et.al: HIP 71681. [w:] The Hipparcos and Tycho Catalogues [on-line]. 1997. [dostęp 2014-05-09].
↑Staffan Söderhjelm: HIP 71683. [w:] Visual binary orbits and masses post Hipparcos [on-line]. 1999. [dostęp 2014-05-09].
↑Floor van Leeuwen: HIP 71683. [w:] Validation of the new Hipparcos reduction [on-line]. 2007.
↑Floor van Leeuwen: HIP 71681. [w:] Validation of the new Hipparcos reduction [on-line]. 2007.
Bibliografia
Tablice fizyczno-astronomiczne. Wyd. IV. Warszawa: Adamantan, 2005. ISBN 83-7350-065-0. Brak numerów stron w książce
.jpg)
