센타우루스자리 알파

센타우루스자리 알파 또는 알파 센타우리(α Centauri, Alpha Cen, α Cen)는 태양계에서 센타우루스자리 방향으로 4.37 광년(1.34 파섹) 거리에 있는 항성계이다. 이 계는 태양계에서 가장 가까운 항성계이자 행성계이다. 알파 계는 삼중성계로 태양과 매우 비슷한 센타우루스자리 알파 A(공식명칭: 리길 켄타우루스), 오렌지색 왜성으로 태양보다 좀 더 가볍고 차가운 센타우루스자리 알파 B(공식명칭: 톨리만), 센타우루스자리 알파 C(공식명칭: 프록시마 센타우리)의 세 별로 구성되어 있다.

센타우루스자리 알파 A와 B는 태양형 항성이며(분광형 G, K) 두 별이 뭉쳐 쌍성 센타우루스자리 알파 AB를 만든다. 육안(肉眼)으로 볼 때 AB의 실시등급(實視等級)은 −0.27로 빛나는 별 하나처럼 보인다. AB는 센타우루스자리에서 가장 밝게 보이며 밤하늘 전체에서는 시리우스와 카노푸스 다음으로 세 번째로 밝다.

주성 센타우루스자리 알파 A의 질량은 태양의 1.1 배, 광도는 태양의 1.519 배인 반면 반성 센타우루스자리 알파 B는 주성보다 작고 어두워서 질량은 태양의 0.907 배, 광도는 태양의 0.445 배이다. 두 항성은 공통의 질량 중심을 79.91년을 1주기로 공전하고 있다. 두 별의 공전 궤도는 이심률이 크기 때문에 A와 B 사이 거리는 떨어질 때는 태양에서 명왕성까지의 거리와 비슷한 35.6 AU(천문단위)까지 물러났다가 가까워질 때는 태양에서 토성까지의 거리와 비슷한 11.2 AU까지 접근한다.

센타우루스자리 알파 C 혹은 프록시마 센타우리는 작고 어두운 적색왜성(분광형 M)이다. 맨눈에 보이지는 않으나 프록시마 센타우리는 태양과 가장 가까운 항성이며 그 거리는 4.24 광년(1.30 파섹)으로 센타우루스자리 AB보다 근소하게 가깝다. 현 시점 기준으로 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB의 간격은 약 13,000 천문단위(0.21 광년)으로 해왕성 궤도 반지름의 약 430 배 거리이다. 프록시마 센타우리 b는 프록시마 센타우리의 생명체 거주가능 영역 안을 돌고 있는 지구 정도 크기의 외계 행성으로 2016년 발견되었다.

명칭 
센타우루스자리 알파(α Centauri)는 1603년 요한 바이어가 이 계에 부여한 명칭이다. 예전부터 불려오던 전통적 명칭으로는 리길 켄타우루스 Rigil Kentaurus 가 있으며 이는 아랍어 명칭  (아-리즐 알-콴투리스, '켄타우로스의 다리')을 라틴어로 옮긴 것이다. 이 명칭은 흔히 리길 켄트 Rigil Kent 또는 리길 Rigil 로 짧게 부른다. 다만 후자 명칭은 오리온자리 베타(리겔)의 명칭으로 더 유명하다.

유럽의 기록들에는 다른 이름 톨리만 Toliman 이 등장하는데 이는 아랍어  (아 잘리만, 보다 오래 전 기록에서는 아-탈리만)과 비슷한 이름으로 그 뜻은 '수컷 타조 두 마리'이다. 카즈위니 Kazwini 도 사용되었는데 이 이름은 남반구 하늘의 궁수자리 람다와 뮤를 부르는 데에 사용되기도 했다.

이 별을 부르는 다른 이름으로 분굴라 Bungula 가 있는데 그 기원은 불확실하다. 다만 Allen은 이 명칭이 β와 라틴어 운굴라 ungula ('말굽')에서 온 것이라고 추정했다.

센타우루스자리 알파 C는 1915년 로버트 T. A. 이네스가 발견했으며 이네스는 자신이 발견한 별이 프록시마 센타우루스 Proxima Centaurus (라틴어로 센타우루스자리의 별들 중 지구에서 가장 가까운 존재라는 뜻임.)로 불려야 한다고 주장했다. 이후 프록시마 센타우리 Proxima Centauri 명칭으로 보다 널리 불리게 되었다.

2016년 국제천문연맹(IAU) 산하 항성명칭 워킹그룹(WGSN)이 세운 기준에 따르면 다중성계의 경우 계 전체가 아니라 계를 구성하는 항성 하나하나에 고유명칭을 부여하기로 되어 있다. 따라서 리길 켄타우루스 Rigil Kentaurus 명칭은 센타우루스자리 알파의 구성원 A에, 프록시마 센타우리 Proxima Centauri는 구성원 C에 각각 별개로 부여되었다. 2018년 8월 10일 IAU는 톨리만 Toliman 이름을 센타우루스자리 알파 B에 부여했다.

항성계 
센타우루스자리 알파는 삼중성계이며 이들 중 밝은 두 별 센타우루스자리 알파 A와 B는 쌍성계를 이루고 있다. AB 기호 또는 보다 오래된 A×B 기호는 다중성계 내에서 반성(들)에 대해 주된 연성계가 질량 중심 역할을 함을 뜻한다. AB-C는 중심부 쌍성에 프록시마 센타우리가 '질량의 중심부'와 '외딴 곳에 있는 반성'의 형태로 연결되어 있음을 뜻한다. 프록시마(C)로부터 센타우루스자리 알파 A와 B는 거리 차이가 거의 없기 때문에 AB 쌍성계를 종종 중력적으로 단일한 천체처럼 취급하기도 한다.

공전의 특성 

센타우루스자리 알파의 구성원 A와 B의 공전 주기는 79.91년이다. 이 둘의 공전 궤도는 완만하게 타원형을 그리고 있어 이심률 e는 0.5179이다. 이로부터 A와 B가 가장 가까이 접근하는 시점 혹은 근성점은  혹은 태양과 토성 사이 간격과 비슷한 거리이며, 반대로 두 구성원이 가장 멀리 떨어지는 시점 혹은 원성점은  혹은 태양과 명왕성 사이 간격 정도의 거리가 됨을 알 수 있다. 두 별이 가장 최근에 근성점을 통과한 시점은 1955년 8월이었고 다음 근성점 통과시기는 2035년 5월일 것이다. 반대로 가장 최근의 원성점 통과일은 1995년 5월이었으며 다음 원성점 통과시기는 2075년일 것이다.

A와 B의 겉보기 궤도는 지구에서 봤을 때 둘 사이의 간격과 방위각(PA)이 이들이 궤도 운동을 하면서 지속적으로 변화하는 것을 뜻한다. 2019년 관측된 두 별의 항성 방위는 방위각 337.1°에 4.92 초각만큼 떨어져 있었으며 2020년에는 방위각 345.3°에 간격은 5.49 초각으로 증가할 것이다. 가장 최근에 두 구성원이 근접한 시기는 2016년 2월로 방위각 300°에 간격은 4.0 초각이었다. 두 별이 최대로 떨어지는 거리는 약 22 초각이며 가장 가까이 접근할 때의 간격은 1.7 초각이다. 둘 사이가 가장 멀어지는 사건은 가장 최근에는 1976년 2월에 발생했으며 다음 최근접 사건은 2056년 1월에 일어날 것이다.

센타우루스자리 알파 C는 센타우루스자리 알파 AB로부터 약 13000 천문단위 떨어져 있다. 이 거리는 약 0.21 광년 또는 1.9 × 1012 킬로미터로 센타우루스자리 알파 AB와 태양 사이 거리의 약 5%에 해당되는 값이다. 2017년 전에는 C의 느린 속도와 궤도를 측정한 값들이 부정확도가 심하여 C가 AB에 중력으로 묶여 있는지 혹은 아무 관계가 없는지 정확히 알 수 없었다.

2017년 측정한 시선속도 값들을 통해 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB가 중력적으로 묶여 있음이 드러났다. 프록시마 센타우리의 공전 주기는 대략  년이며 궤도 이심률은 0.50 ± 0.08로 수성 궤도보다 훨씬 크다. 프록시마 센타우리는 근성점에서 AB에 까지 접근하며 원성점에서는 까지 물러난다.

물리적 특성 

성진학적 연구, 채층 활동, 항성 자전(자이로 연대기) 모두 센타우루스자리 알파 계가 태양과 나이가 비슷하거나 약간 더 늙었다는 가설과 부합한다. 항성 매개변수들을 엄격한 관측적 제약조건들을 포함시켜 성진학적으로 분석한 결과, 알파 계의 나이는 48억 5천만 ± 5억 년, 50억 ± 5억 년, 52억 ± 19억 년, 64억 년, 65억 2천만 ± 3억 년 등으로 나왔다. 채층 활동(칼슘 H와 K 방출)에 기초하여 항성들의 나이를 측정한 결과 44억 ± 21억 년이 도출되었으나 자이로 연대기법을 사용한 연구에서는 50억 ± 3억 년이 나왔다. 항성진화 이론은 질량과 분광적 특질로부터 A와 B 모두 나이가 50 ~ 60억 년으로 태양보다 근소하게 많음을 보여준다.

궤도요소들로부터 센타우루스자리 알파 AB의 총질량은 대략 태양질량의 2배로 나온다. A와 B의 질량은 각각 1.09 , 0.90 으로 측정되었으나 최근 연구에 따르면 종전 값보다 질량이 조금씩 늘어나 각각 1.14 , 0.92 으로 둘을 합친 값은 2.06 이다. 센타우루스자리 알파 A와 B의 절대등급은 각각 +4.38, +5.71이다.

센타우루스자리 알파 A 
센타우루스자리 알파 A 또는 리길 켄타우루스 Rigil Kentaurus는 쌍성계의 주성이다. 이 별은 태양과 비슷하게 황색 빛을 띠는 주계열성으로 분광형은 G2 V이다. A는 태양보다 더 밝으며 질량은 태양보다 10% 정도 더 크고 반지름은 22% 더 크다. 밤하늘에서 항성들을 하나하나 개체로 따져서 밝기의 순위를 매겨 보면 A는 겉보기 등급 −0.01로 네 번째로 밝으며 −0.04 밝기의 아크투루스보다 약간 어둡다.

센타우루스자리 알파 A의 자기활동 형태는 태양과 비슷하여 흑점들 때문에 코로나 활동에 변동이 발생하고 항성의 자전 때문에 활동의 강도가 변화한다. 그러나 2005년 이후 A의 활동 수준은 크게 줄어들었는데 이는 역사적인 태양의 마운더 극소기와 비슷한 상황일 수 있다. 다만 이 줄어든 활동량은 매우 긴 활동 주기일 수도 있으며, A는 천천히 극소기에서 회복하고 있다.

센타우루스자리 알파 B 
센타우루스자리 알파 B 또는 톨리만 Toliman 은 쌍성계의 반성이다. B는 분광형 K1 V의 주계열성으로 센타우루스자리 알파 A보다 오렌지색이 강한 빛을 뿜는다. B의 질량은 태양의 90% 정도이며 반지름은 14% 작다. 비록 B는 A보다 광도가 작지만 엑스선 대에서 더 많은 에너지를 방출하고 있다. 광도곡선은 단기적 규모에서 변화하고 있으며 플레어 현상이 적어도 한 번 관측된 바 있다. B는 A보다 자기적 측면에서 보다 활동적이며 그 주기는 태양의 11년보다 짧은 8.2 ± 0.2년이고 태양의 코로나 광도가 보이는 최소~최댓값 폭의 절반 정도 변화량을 보여준다. 센타우루스자리 알파 B의 겉보기 등급은 +1.35로 미모사보다 약간 어둡다.

센타우루스자리 알파 C (프록시마 센타우리) 

센타우루스자리 알파 C 또는 보다 잘 알려진 명칭인 프록시마 센타우리는 분광형 M6 Ve의 주계열상 적색왜성이다. C의 절대등급은 +15.60으로 태양 밝기의 2만 분의 1 이하이다. 질량은 태양의 12.21% 수준이다.

관측 

맨눈에 센타우루스자리 알파 AB는 남반구의 센타우루스자리에서 제일 밝은 하나의 발광체(發光體)처럼 보인다. AB의 겉보기 각거리는 80년에 걸쳐 2 ~ 22 초각 사이에서 변하지만(맨눈이 구별할 수 있는 최대 해상도는 60 초각이다.) 궤도상 대부분의 위치에서 두 별 모두 쌍안경이나 작은 망원경으로 쉽게 분리하여 관측할 수 있다. 겉보기 등급은 −0.27로(A와 B를 합친 밝기) 센타우루스자리 알파보다 밝게 보이는 밤하늘 천체는 시리우스와 카노푸스밖에 없다. AB는 남쪽 지시자들 The Southern Pointers 또는 지시자들The Pointers 중 바깥쪽 항성으로, AB와 AB로부터 4.5도 서쪽에 있는 센타우루스자리 베타(하다르/아게나)를 이은 선을 연장하면 남십자성이 나온다. 이 지시자를 통해 진짜 남십자성을 진짜보다 어두운 가짜 십자가와 쉽게 구별할 수 있다.

대략 남위 29도보다 남쪽 위도에서 센타우루스자리 알파는 주극성으로 보이며 지평선 아래로 지지 않는다. 반대로 북위 29도보다 북쪽 위도에서 알파별은 지평선 위로 떠오르지 않는다. 북위 29도보다 조금 위도가 낮은 지대에 거주하는 관측자는 센타우루스자리 알파가 지평선에 가까이 걸쳐 있는 것을 볼 수 있으나, 알파가 최정점 고도에 왔을 때의 잠깐 동안만 관측할 수 있다. 센타우루스자리 알파는 매년 4월 24일 자정 및 6월 8일 오후 9시에 남중한다.

지구에서 봤을 때 센타우루스자리 프록시마는 센타우루스자리 AB로부터 2.2도 남서쪽에 있다. 이 간격은 달 각지름의 4배 정도이다. 프록시마는 별들이 드문드문 있는 하늘을 배경으로 +11.1의 겉보기 등급으로 빛나며, 붉은 색이 뚜렷한 항성으로 적당한 크기의 망원경이 있어야 관측할 수 있다. 프록시마는 변광성 일반 목록 4.2판 General Catalogue of Variable Stars Version 4.2에 '센타우루스자리 V645'로 등재되어 있다. 고래자리 UV형 섬광성으로 분류되는데 이런 부류의 항성은 가시광선 파장에서 갑작스럽게 0.6 등급만큼 밝아진 뒤 수 분에 걸쳐 어두워진다. 일부 아마추어 및 프로 천문학자들은 주기적으로 광학 혹은 전파 망원경을 사용하여 이 별이 보여주는 폭발들을 살피고 있다. 2015년 8월 13일 기록상 사상 최대의 플레어가 발생하여 B 밴드(청색광 영역)에서 광도가 평상시보다 8.3 배나 증가했다.

센타우루스자리 알파는 G-구름 안에 있으며 알파에서 가장 가까운 이웃 천체는 갈색 왜성 둘로 이루어진 쌍성계 루만 16으로 3.6 광년(1.1 파섹) 떨어져 있다.

관측 역사 

센타우루스자리 알파는 2세기 프톨레미의 항성 목록에 등재되었다. 프톨레미는 알파에 황도 좌표를 부여했으나 문헌들마다 황도 적위가  또는 으로 차이가 난다.(현재 알파의 황도 적위는 로, 고유운동 때문에 프톨레미 시절에 비해 1도가량 줄어들었다.) 프톨레미의 시대에 센타우루스자리 알파는 로 이집트 알렉산드리아에서 볼 수 있었다. 그러나 세차 운동 때문에 알파의 적위는 현재 로 해당 위치에서는 더 이상 볼 수 없다. 영국 탐험가 로버트 휴즈는 그의 1592년 노작 Tractatus de Globis에서 다음 기록을 통해 카노푸스, 아케르나르와 함께 센타우루스자리 알파에 대한 유럽 관측자들의 관심을 불러일으켰다.

1689년 12월 Jean Richaud는 푸두체리의 주둔지에서 지나가는 혜성을 관측하던 중 센타우루스자리 알파가 쌍성계라는 사실을 최초로 발견했다. 센타우루스자리 알파는 아크룩스 다음으로 쌍성임이 밝혀진 두 번째 항성계이다.

마누엘 존 존슨은 세인트헬레나에서 센타우루스자리 알파 AB를 관측하던 중 이 계의 고유운동 값이 큰 것을 발견하고 이 사실을 희망봉 소재 왕립천문대의 토마스 헨더슨에게 알려 주었다. 헨더슨은 1832년부터 1833년 5월까지 까다로운 위치 관측을 여러번 수행하여 센타우루스자리 알파 AB의 시차를 측정했다. 그러나 헨더슨은 결과물을 발표하지 않았는데 그 이유는 값이 참이라고 믿기에는 너무 컸기 때문이다. 그러나 1838년 정확하게 측정한 백조자리 61의 연주시차를 프리드리히 빌헬름 베셀이 공개하자, 결국 헨더슨은 1839년 자신의 연구 결과를 발표했다. 이런 이유로 센타우루스자리 알파는 종종 항성까지의 거리가 측정된 두 번째 천체로 간주되는데 이는 헨더슨의 연구결과가 당시에는 충분히 인지되지 않았기 때문이다.(현재 알려진 지구로부터 센타우루스자리 알파까지의 거리는 4.396 광년 또는 41.59 × 1012 킬로미터이다.)

이후 1834년 존 허셜은 측미법적 관측을 최초로 사용하여 이 별을 관측했다. 20세기 초 이후 사진 건판들을 사용한 측정이 수행되었다.

1926년 윌리엄 스티븐 핀센은 AB 계 궤도요소들의 근삿값을 계산했는데 그의 계산값들은 현재 이 계에 대해 인정받은 값들에 근접해 있다. 안시 관측자들은 현존하는 쌍성 추산위치표로부터 항성들의 상대적인 미래 위치를 충분히 정확하게 예측할 수 있다. D. Pourbaix (2002) 같은 다른 천문학자들은 새로 공개된 궤도 요소들을 정기적으로 수정해 왔다.

1915년 로버트 T. A. 이네스는 고유운동 조사중 서로 다른 시각에 촬영한 사진 건판들을 대조하여 센타우루스자리 프록시마를 발견했다. 이 사진들은 프록시마의 고유운동량과 시차가 센타우루스자리 알파 AB와 크기와 방향 면에서 유사하여, 프록시마가 센타우루스자리 알파 항성계의 일부분이며 AB보다 지구로부터 근소하게 가까움을 추정하게 해 줬다. 프록시마가 지구로부터 떨어져 있는 거리는 약 4.24 광년 (1.30 파섹)으로 태양에서 가장 가까운 항성이다.

운동학 

센타우루스자리 알파의 모든 구성원들은 배경 하늘에 대해 뚜렷한 고유운동을 보여준다. 이 때문에 알파는 수 세기에 걸쳐 하늘에서 천천히 위치를 바꿔 왔다. 고대 천문학자들은 고유운동이라는 개념을 몰랐으며 철학자 아리스토텔레스가 자신의 노작에서 밝힌 바와 같이 대부분은 항성들이 천구에 영속적으로 고정되어 있는 존재라고 생각했다. 1718년 에드먼드 핼리는 몇몇 별들이 고대의 위치로부터 크게 움직인 것을 찾아냈다.

1830년대 토머스 헨더슨은 다수의 자오환 관측을 분석하여 센타우루스자리 알파까지의 실제 거리를 계산해 냈으며 이 계 역시 고유운동량이 큼을 알아냈다. 헨더슨은 니콜라 루이 드 라카유가 남긴 1751~1752년 측성 자료를 검토해서 별의 위치가 바뀐 것을 확인하여 항성의 고유운동을 발견했다.

센타우루스자리 알파 AB의 질량중심이 보여주는 고유운동은 연간 서쪽으로 3620 밀리초각, 북쪽으로 694 밀리초각으로 종합적으로 북서쪽 11° 방향으로 연간 3686 밀리초각만큼 움직이고 있다. AB의 질량중심은 100년에 6.1 분각 또는 1000년에 1.02°만큼 움직이는 중이다. 서쪽 방향으로의 속도는 초당 23 킬로미터, 북쪽으로는 초당 4.4 킬로미터이다. 분광기를 이용하여 구한 평균 시선속도는 태양계 방향으로 초당 22.4 킬로미터이다.

센타우루스자리 알파 AB는 지구에서 봤을 때 은하면에 거의 정확하게 위치해 있기 때문에 AB의 뒤로 수많은 항성들이 보인다. 2028년 5월 초 센타우루스자리 알파 A는 지구에서 봤을 때 멀리 떨어진 적색 항성 앞을 지나갈 것이며 45% 확률로 아인슈타인 고리를 관측할 수 있을 것이다. 다가오는 수십 년 동안 알파 계는 합 현상들을 보일텐데, 이를 통해 정확한 AB의 고유운동 값을 알아낼 수 있을 것이고, 어쩌면 AB에 존재하는 외계 행성들에 대한 정보를 입수할 수도 있다.

미래의 변화 예측 

고유운동과 시선속도에 기초했을 때 센타우루스자리 알파 계는 지속적으로 하늘에서의 위치를 뚜렷하게 바꿀 것이며 우리 눈으로 볼 때 천천히 밝아질 것이다. 예를 들어 서기 6200년 경 센타우루스자리 알파는 센타우루스자리 베타 앞을 지나가면서 극히 드문 1등성 항성간의 합을 일으켜 남반구 하늘에서 밝게 빛나는 안시 이중성을 형성할 것이다. 이후 알파는 남십자자리 혹은 남십자성의 바로 북쪽을 지나간 뒤 계속 북서쪽으로 움직여 현재의 천구적도로 접근할 것이며, 은하면으로부터 멀어질 것이다. 서기 26700년 경(이후 다른 연구에서는 서기 27000년으로 계산하기도 했다.) 현재의 바다뱀자리 위치에서 센타우루스자리 알파는 지구에 0.90 파섹 또는 2.9 광년까지 다가와 최근접할 것이다. 근성점에서 센타우루스자리 알파 계는 겉보기 등급 −0.86으로 현재 카노푸스와 비슷한 밝기로 보일 것이다. 다만 알파는 가장 밝아지더라도 시리우스를 넘을 수는 없을 것이다. 시리우스는 지금도 가장 밝은 밤하늘 항성이지만 앞으로 6만 년에 걸쳐 지속적으로 밝아질 것이며 태양을 제외하면 앞으로 21만 년 동안 가장 밝게 보이는 항성의 지위를 유지할 것이다.

행성계

확인된 행성 

센타우루스자리 알파 계에서 검증된 행성은 센타우루스자리 프록시마 b 단 하나이다. b는 지구보다 근소하게 크며 생명체 거주가능 영역 안에서 프록시마 센타우리를 돌고 있다. 2016년 유럽 남방 천문대가 프록시마 센타우리 b의 존재를 발표하였다. 시선속도법을 이용하여 발견되었는데 이 방법은 주인별의 분광선들에 주기적인 도플러 변이가 일어나는 것으로부터 항성 주위를 도는 행성 존재를 추정하는 것이다.

논란중이거나 가설상의 행성

센타우루스자리 알파 Bb 

2012년 센타우루스자리 알파 B를 도는 행성 센타우루스자리 알파 Bb가 발표되었다. 그러나 2015년 새로운 분석 결과 Bb가 존재할 가능성은 거의 없고 2012년 발견은 데이터 분석 중 발생한 인위적인 결과물이라고 결론내렸다.

검증되지 않은 발견 
센타우루스자리 알파 Bb가 실존하지 않음을 밝히는 동안 2013년 행성으로 추정되는 천체 하나가 항성 앞을 지나가는 현상이 관측되었다. 이 통과 사건은 지구 반지름의 92%가 되는 행성체 하나가 존재할 가능성이 있음을 보여주는 것이었다. 이 행성은 센타우루스자리 알파 B를 20.4 일 혹은 그 미만을 1주기로(이보다 긴 공전 주기를 가질 확률은 5%밖에 되지 않음) 공전할 가능성이 매우 높다. 유력한 공전주기 중간값은 충돌 파라미터를 0~0.3 근처로 적용했을 때 12.4 일이다. 공전궤도의 이심률은 0.24 또는 그 이하일 가능성이 높다. 센타우루스자리 알파 Bb(존재하지 않을 확률이 높음)와 마찬가지로 이 행성 역시 어머니 항성과 아주 가까워서 생명체가 살기에는 너무 뜨거울 것이고, 표면에는 '녹아 있는 용암의 호수들'이 있을 가능성이 높다.

가설상의 행성 
아직 발견되지 않은 행성들이 센타우루스자리 알파 A나 B를 각각 돌고 있거나, 아니면 AB를 어머니 별로 삼아 큰 궤도를 돌고 있을 가능성은 존재한다. 두 별 모두 태양과 꽤 비슷하기 때문에(예를 들어 나이와 금속함량 등) 천문학자들은 센타우루스자리 알파 계에 특히 관심을 갖고 행성을 찾기 위해 정밀한 관측을 수행해 왔다. 행성 사냥꾼 팀이 여럿 결성되었는데 이들은 다양한 시선속도 또는 항성통과 방법들을 사용하여 이 밝은 항성 둘을 연구해 왔다. 지금까지의 관측 결과들 모두 갈색왜성 또는 가스행성이 존재한다는 증거를 찾는 데에 실패했다.

2009년 컴퓨터 시뮬레이션에서 어떤 행성이 센타우루스자리 알파 B의 생물권(항성으로부터 0.5 ~ 0.9 천문단위 범위) 안쪽 경계 근처에서 태어났을 수 있다는 결과가 나왔다. 센타우루스자리 알파 계의 두 별이 원래 지금보다 멀리 떨어져서 생성된 뒤(항성이 밀집된 성단에서 태어났을 경우 가능함) 이후 가까워졌다는 식의 특별한 가정을 세우면 항성에서 멀리 떨어진 곳에서 강착이 일어나기 쉬운 환경이 생겨날 수 있다고 추론하는 것이 가능하다. 센타우루스자리 알파 A를 도는 천체는 보다 강한 중력 때문에 B보다 좀 더 먼 곳을 공전할 수 있을 것이다. 덤으로 센타우루스자리 알파 계 인근에 갈색왜성이나 가스행성이 없기 때문에 암석행성들이 존재할 가능성은 보다 높아진다. 이론적 연구에 따르면 시선속도 분석으로 B의 생물권 안을 도는 지구질량 1.8 배 천체까지 찾아낼 수 있다 한다.

고정밀 시선속도 행성탐사 분광기(High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)로 측정 가능한 센타우루스자리 알파 B 시선속도의 정밀도는 생물권 안을 공전하는 지구질량 4 배 수준 천체(공전주기는 200일)까지 찾아내는 수준이었으나 발견된 행성은 없었다.

현재 추정치들은 알파 계 주변에서 지구 비슷한 행성을 찾아낼 확률을 대략 75%로 잡는다. 시선속도법을 이용하여 생물권 내 행성을 찾아낼 수 있는 한계치인 최소질량은 2017년 기준으로 센타우루스자리 알파 A의 경우 지구질량의 약 50 배, B는 약 8 배, 프록시마 센타우리는 약 0.5 배이다.

행성 생성을 컴퓨터로 시뮬레이션한 과거 모형들은 센타우루스자리 알파 A와 B를 하나의 어머니 별로 삼아 도는 암석 행성이 존재할 수 있다고 예측했으나 최근의 다수 조사들에 따르면 동반성이 중력적으로 당기는 힘 때문에 행성들이 강착 과정을 통해 태어나기가 어렵다고 한다. 이런 부정적 예상들에도 불구하고 알파 계는 분광형, 항성형, 나이, 공전 궤도의 안정성 등 태양과 비슷한 여러 조건들 때문에 가상의 행성에 외계생명체들이 존재할 가능성이 아주 높은 항성계로 지목되어 왔다.

태양계에서 목성과 토성은 아마도 혜성들의 궤도를 흔들어 이들이 태양계 안쪽으로 들어오게 했고 내행성들에 물과 다양한 기타 얼음 물질들이 공급되는 데에 중요한 역할을 했을 것이다. 센타우루스자리 알파 계가 생성될 때 프록시마가 행성 원반에 영향을 끼쳐서 AB 근처에 휘발성 물질들이 풍부해지도록 만들었을 수도 있다. 반면 예를 들어 센타우루스자리 알파 B가 A 주변에 가스행성들이 생기게 만들었거나(혹은 그 반대도 가능) A와 B가 상대방에 대해 태양계에서 목성과 토성이 혜성들의 궤도를 동요시킨 것과 비슷한 작용을 했다는 가설도 있다. 상기의 얼음 천체들은 다른 행성계의 오르트 구름들에도 존재할 수 있다. 이 얼음 천체들이 가스 행성들이나 근처를 지나가는 항성들에 의해 중력적으로 영향을 받으면 이들 다수는 항성을 향해 움직이게 된다. 이런 발상은 먼 미래 센타우루스자리 알파나 다른 항성들이 태양계에 가까이 다가왔을 때에도 그대로 적용될 수 있으며, 이 경우 태양계의 오르트 구름은 교란되어 활동적인 혜성들의 수효가 늘어날 것이다.

센타우루스자리 알파 A를 도는 행성은 항성으로부터 대략 1 ~ 2 천문단위 범위를 돌 경우 액체 물이 행성 표면에 존재할 환경이 형성되는 생물권 안에 들어갈 수 있다. A보다 약간 어두우며 차가운 센타우루스자리 알파 B의 생물권은 A보다 항성에 좀 더 가까운 0.7 ~ 1.2 천문단위 범위에서 형성된다.

이런 '생명체가 살 수 있는 행성'을 찾는 것을 목표로 하는 NASA의 우주 간섭계 미션(SIM)에서 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB는 '1 티어' 목표였다. 이 관측장비를 통해 2 천문단위 이내를 도는 지구 질량 3 배 이하의 '1 티어' 목표물들을 찾을 수 있었다. 그러나 이 SIM 미션은 2010년 재정 문제 때문에 취소되었다.

별주위 원반 
2007년부터 2012년까지의 관측을 통해 센타우루스자리 알파 AB의 주변에서 중/원적외선의 약한 초과 방출(24 마이크로미터)이 발견되었는데 이는 성긴 별주위원반 또는 조밀한 성간 먼지의 증거로 해석할 수 있다. 이 초과 방출원의 총질량은 달질량의 배에서  사이로 태양계의 황도대 먼지 구름 질량의 10 ~ 100 배 정도 된다. 만약 이런 원반이 계 구성원 각각의 주변에 존재한다면 A의 원반은 2.8 AU 범위 안에서, B 주변 원반은 2.5 AU 범위 안에서 안정적으로 유지될 것이다. 이 가정에 따르면 A의 원반은 전체가 완전히 동결선 안쪽으로 들어오며 B의 원반은 원반 가장 바깥쪽 부분이 동결선 밖으로 나갈 것이다.

센타우루스자리 항성계의 하늘 

센타우루스자리 알파 AB에서 보는 하늘은 지구와 크게 다르지 않지만, 센타우루스자리에서 가장 밝은 별은 보이지 않을 것이다. 태양은 겉보기등급 +0.47의 노란색 항성으로 보일 것이며 이 밝기는 지구에서 본 베텔게우스와 거의 비슷하다. 태양의 위치는 적경 , 적위 (2000년 기준)로 지구에서 본 센타우루스자리 알파 위치의 대척점에 해당될 것이다. 이 위치는 카시오페이아자리의 동쪽으로 그 밝기는 별자리 내 다른 별들을 가볍게 압도한다. 태양은 겉보기등급 3.4의 별 카시오페이아자리 엡실론의 동쪽, 심장 성운의 앞쪽에 위치해 있을 것이며 카시오페이아자리 별들의 "W" 모양은 "/W" 모양으로 바뀌어 보일 것이다.

시리우스는 베텔게우스 동쪽으로 자리를 옮겨 지구에서 볼 때보다는 살짝 어두운 -1.2등급의 밝기로 빛날 것이며 밤하늘에서 가장 밝은 별일 것이다. 지구에서 상대적으로 가까운 별들인 프로키온, 알타이르 등은 위치가 크게 변할 것이다. 그보다 좀 더 먼 별들인 포말하우트나 직녀성의 경우 위치가 약간 변할 것이다. 센타우루스자리 프록시마는 0.2광년밖에 떨어져 있지 않음에도, 낮은 광도 때문에 4.5 등성의 어두운 별로 보일 것이다.

가상의 행성에서 바라본 동반성(同伴星)은 '어두운 태양'으로 보일 것이다. 예를 들면, A의 주위를 1.25 AU 떨어져서 도는 가상행성은 A로부터 태양과 비슷한 빛을 받는데, 여기서 관찰한 B는 -21 ~ -18.2 등급의 밝기를 보일 것이다. 이는 주성의 밝기에 비해 190 ~ 2700 배 어둡지만, 보름달보다 170 ~ 2300 배 밝다. 반대로 B의 주위를 0.71 AU 떨어져서 도는 가상행성은 B로부터 역시 태양과 비슷한 빛을 받는데, 여기서 관찰한 A는 -22.1 ~ -19.4등급의 밝기를 보일 것이다. 이는 주성의 밝기에 비하여 70 ~ 840 배 어둡지만, 보름달에 비하여 520 ~ 6300 배 밝다. 두 경우 모두 반대쪽 동반성은 가상행성의 하늘을 횡단하는 것처럼 보일 것이다.

만약 가상행성의 궤도경사각이 A와 B의 공전 궤도와 크게 차이가 나지 않는다고 가정하면, 동반성이 가상행성의 어머니 항성과 합의 위치에 올 경우 두 항성은 행성의 하늘에서 서로 반대 위치에 자리잡게 된다. 이 경우 가상행성이 만약 지구와 비슷한 대기를 지니고 있다고 가정한다면, 이 행성의 거주민이 바라보는 밤하늘은 1년 중 절반에 걸쳐 반성 때문에 암흑이 아니라 어두운 청색으로 보일 것이다. 이는 지구에서 일식이 일어날 때의 밝기와 비슷한 수준이다. 이 경우 가상행성의 거주자는 인공조명 없이도 책을 읽을 수 있다. A와 B는 가장 가까이 접근해도 11 AU의 거리를 보이므로, 동반성으로부터 받는 빛과 열은 가상행성에서 살아가는 식물의 광합성이나 행성의 기후에 부정적인 효과를 가져올 정도는 아니다.

다른 이름들 
근대의 문학 작품들에서 리길 켄트 Rigil Kent (또는 리겔 켄트 Rigel Kent 및 변종 명칭들)와 톨리만 Toliman은 센타우루스자리 알파를 구어체로 부를 때 사용된 이름들이다.(이후 2018년 8월 10일 국제천문연맹은 센타우루스자리 알파 B에 이 '톨리만'을 공식 명칭으로 부여하였다.)

리길 켄트 Rigil Kent는 리길 켄타우루스 Rigil Kentaurus를 줄여서 부른 명칭이다. 종종 리길 Rigil 이나 리겔 Rigel 로 더 줄여서 부를 때도 있으나 후자는 오리온자리 베타별의 고유 명칭 리겔(Rigel)과 비슷하다.

톨리만 Toliman 명칭은 야코뷔스 홀리위스의 《알-파르가니 개요서 1669년판》에서 유래한 것이다. 톨리만 Tolimân 은 홀리위스가 아랍어 이름 (알-줄만, '타조들')을 라틴어식으로 바꾼 것이며 이 이름의 별자리에서 센타우루스자리 알파는 중심별의 위치에 있다.

19세기에 엘리자 H. 버릿은 지금은 잘 쓰지 않는 명칭 분굴라 Bungula를 사용했는데 아마도 "β"와 라틴어 운굴라 ungula ('말발굽')에서 따온 이름 같다.

센타우루스자리 알파와 베타는 함께 '남쪽 지시자들' 또는 '지시자들'로 불리는데 이는 두 별을 이은 선이 남십자자리를 가리키기 때문이다.

중화권에서 남문(南門, '남쪽 문')은 센타우루스자리 알파와 엡실론 둘로 이루어져 있다. 이들 중 센타우루스자리 알파 하나만을 부르는 명칭은 남문2(南門二, '남문에서 두 번째 별')이다.

오스트레일리아 북서부 빅토리아주에 거주하는 부롱족은 센타우루스자리 알파와 베타를 '베름베름글'로 부르는데 이 단어는 에뮤 '칭갈'(석탄자루 성운)을 찔러 죽이는, 용감하고 파괴적인 형제의 이름이다. 왓조발루크족이 이 별을 부르는 이름은 '브람-브람-불트'이다.

미래 탐사 

센타우루스자리 알파는 유인 혹은 무인 성간 탐사를 시도할 첫 번째 목표물이 될 것 같다. 현재의 우주선 기술력으로 태양과 센타우루스자리 알파 사이를 횡단하는 데에는 수백만 년은 걸릴 것이다. 다만 스타샷 프로그램이 도입을 고려하고 있는 핵 펄스 추진 또는 레이저 라이트 세일 기술을 이용하면 횡단 시간을 수십 년까지 줄일 수 있을 것이다. 이런 미션의 목표 중 하나는 항성계 내 존재 가능한 행성들에 플라이바이하거나 가능하다면 사진까지 촬영하는 것이다. 2016년 8월 유럽 남방 천문대(ESO)는 센타우루스자리 프록시마 b가 존재한다고 발표했는데 이런 행성은 상기 스타샷 프로그램의 목표가 될 것이다.

2017년 1월 스타샷과 ESO는 센타우루스자리 알파 계에서 생명체가 살 수 있는 행성을 찾는 작업에 협력하기로 했다. 협약에는 스타샷이 칠레 소재 ESO의 VLT 망원경에 설치된 VISIR(VLT 분광복사계 및 중적외선 분광계)의 업그레이드에 자금을 지원하는 내용이 포함되어 있다. 이 업그레이드를 통해 알파 계 내 행성을 찾을 확률은 크게 올라갈 것이다.

거리 추정치

각주

내용주

참조주

외부 링크 

  SIMBAD observational data
  Sixth Catalogue of Orbits of Visual Binary Stars U.S.N.O. 
  The Imperial Star – Alpha Centauri
  Alpha Centauri – A Voyage to Alpha Centauri
  Immediate History of Alpha Centauri
  eSky : Alpha Centauri

탐사 및 가설상의 행성 
  
  Alpha Centauri System
  O Sistema Alpha Centauri (Portuguese) 
  Alpha Centauri – Associação de Astronomia (Portuguese)
  

 
센타우루스자리
G형 주계열성
K형 주계열성
다중성
쌍성
M형 주계열성
1689년 발견한 천체
바이어 천체
128620
5459
0559
071681
삼중성계
다중성 행성계