Звезда 1 Центавра движутся довольно быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна −22 км/с[14], что в 2,2 раза больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. Звезда приблизится к Солнцу на расстояние 57 св. лет через 166 000 лет[2], когда она увеличит свою яркость на 0,21m до величины 4,02m (то есть звезда будет светить примерно как Йота Персея или Азеллюс Примус светят сейчас).
Если мы будем смотреть из окрестностей 1 Центавра B на 1 Центавра A, то мы увидим огромную жёлто-белую звезду, которая светит с яркостью −33,76m, то есть с яркостью 257 светимости Солнц (в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 9,68°[b], то есть в 19,35 раз больше нашего Солнца.
Масса звезды весьма типична для её спектрального класса и составляет 1,35 [4].
В связи с небольшим расстояние до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и такая попытка была сделана в 1967 году[19] Данные об этом измерении приведены в таблице:
Сейчас, после исследования мисси Gaia, мы знаем, что радиус звезды равен 1,82 [7], что несколько великовато для звезды её спектрального класса.
Светимость звезды, равная 5,857 [9], типична для звезды спектрального класса F2. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,42 а. е., то есть во внутренную часть главного Пояса астероидов, а более конкретно на орбиту астероидаГеба, чья большая полуось орбиты примерно равна этой величине. Причём с такого расстояния 1 Центавра выглядела бы на 20 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,40°[b] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
Звезда имеет поверхностную гравитацию типичную для карлика 4,25 ± 0,14 СГС[8] или 177,8 м/с2, то есть в 1,51 раза меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что может объяснятся большим радиусом звезды. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но 1 Центавра имеет значение металличности−0,09[9], то есть почти на 19 % меньше, чем на Солнце. 1 Центавра вращается со скоростью почти в 43 раз больше солнечной и равной 86 км/с[4], что даёт период вращения звезды — 1,1 дня.
Возраст звезды 1 Центавра равен 1,193 млрд. лет[8] и также известно, что звёзды с массой 1,35 живут на главной последовательности порядка 4,32 млрд. лет, то таким обозом 1 Центавра ещё не скоро (примерно через 3,0 млрд. лет) станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, она станет белым карликом. Предполагая, что эволюция жизни на углеродной основе, носит универсальный характер и полагая, что в космосе действуют те же законы, что и на Земле, можно сказать, что на планете аналогичной Земле рядом с 1 Центавра эволюция находится на стадии архея, а более конкретно на стадии палеоархея: в это время появляются бактерии и содержание кислорода в атмосфере постепенно повышалось в результате деятельности древних живых организмов.
1 Центавра демонстрирует лёгкую переменность[21]: во время наблюдений яркость звезды колеблется на 0.02m, изменяясь в пределах от 5.21m до 5.23m, без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды несколько периодов), тип переменной — переменная звезда типа Дельты Щита.
Ближайшее окружение звезды
Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[22] от звезды 1 Центавра (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):
↑Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
↑ 12Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле :, где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды
↑В XX веке 1 Центавра классифицировалась как звезда спектрального класса F3IV[13][16], то есть как субгигантспектрального класса F3. В работе Jaschek et al. (1964) были перечислены классы F0V, F2III, F4III и F4IV, таким образом, указывая, что звезда находится в эволюционном состоянии от обычной звезды главной последовательности F-типа до гигантской звезды [17]. Совсем недавно Houk (1982) определил её класс как F3 V[18]
↑ 1234567Spencer Jones, Harold (1928), "Radial velocity determinations : including a spectroscopic determination of the constant of aberration, the orbits of 13 spectroscopic binary stars, and the radial velocities of 434 stars", Annals of the Cape Observatory (англ.), 10: 246, Bibcode:1928AnCap..10....8S. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
↑Hauck, B. (1979), "Correlation of spectroscopic and photometric data", International Astronomical Union (англ.), Colloquium on Spectral Classification of the Future, Vatican City, July 11–15, 1978. Ricerche Astronomiche (IAU Colloquium 47), 9: 161—178, Bibcode:1979RA......9..161H. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
↑Houk, Nancy (1979), "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars", Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD stars. Volume_3. Declinations -40_ƒ0 to -26_ƒ0, 3, Ann Arbor, Michigan: Dept. of Astronomy, University of Michigan (англ.), Bibcode:1982mcts.book.....H. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)