南门二，也叫半人马座阿尔法星，通常也称为α Centauri 或 α Cen，是一个距离地球4.344光年的半人马座三合星系统。 该系统是距离地球最近的恒星系统（不算太阳），也是半人马座的 最亮星 。 其中，南门二A星是最大的 恒星 ，质量比太阳稍大，英文名为Rigil Kentaurus； 南门二B星是第二大的，质量比太阳稍小，英文名为Toliman； 而南门二C星，也就是系统外围的比邻星，是质量最小的恒星，英文名为Proxima Centauri，距离太阳只有4.24光年，是距离太阳最近的恒星。南门二A、B系统也是第一个被测量 视差 的恒星（系统）。
但受限于人眼的视觉分辨率，以肉眼观测只能看到是一颗恒星，如果使用小型望远镜便可很容易发现这是两颗恒星构成的 双星 （南门二A星和B星）。 事实上南门二不但是 半人马座 的 最亮星 ，更是全天第三亮星，仅次于 天狼星 和 老人星 。 但对于外围的 比邻星 则由于太过暗淡（ 视星等 11.13）无法用肉眼直接看到，需要使用中型望远镜才能看到。
具体 物理性质 上，主星A星光谱为G2V， 质量是 太阳 的1.0788倍，半径是太阳的1.2175倍，是一颗比太阳稍大的 恒星 ； 伴星B星光谱为K1V， 质量是太阳的0.9092倍，半径是太阳的0.8591倍， 是一颗比太阳稍小的恒星。至于外围C星比邻星，其光谱为M5.5V， 质量则只有太阳的0.1221倍，半径也只有太阳的0.1542倍，是一颗非常小且暗的低质量 红矮星 。 内部构成层次上，AB 双星 系统在一个离心率为0.5179，周期为79.91年的轨道上相互绕转，最近时相距11.2AU（AU：天文单位，即日地平均距离），最远时相距35.6AU。 对于外围的 比邻星 ，则以511000年为周期，与AB双星系统的 质心 进行相互绕转。
南门二三合星系统一直都是寻找 太阳系外行星 以及探测外星生命存在的重点目标。目前已经在比邻星周围发现了三颗系外行星，其中两颗已经到得到证实，都是类似于 地球 这样的行星，并且2016年发现的 比邻星b 还位于比邻星的 宜居带 中， 另外一颗c星则有待进一步证实。 至于AB 双星 ，虽然至今还没有明确的 行星 存在证据，但都分别有一颗处于争议状态的行星候选体。
命名来源
按区域文化命名
古代中国
在中国古代二十八星宿体系中，南门二属于东方青龙七宿之第一宿角宿下的南门星官（Southern Gate），意为库楼的南门，也被认为是南天门。 在《史记·天官书》中记载其位置在亢宿的南面，由两颗南北方向的亮星组成了南门 星官 。
近代欧洲
半人马座阿尔法星（Alpha Centauri）这个名称是由 德国 天文学家 约翰·拜耳 （Johann Bayer）于1603年命名的，这种命名方法也被称为拜耳命名法。是一种以一个希腊字母做前导，后面伴随着拉丁文所有格 星座 名称的 恒星 命名法。
古阿拉伯
Rigil Kentaurus这个名称是由 阿拉伯语 “رجل القنطورس”（Rijl al Kentaurus）演变而来，意为“ 半人马 的脚”。 南门二的另外一个西方传统名称是Toliman，这个名称可能是从希伯来语或阿拉伯文的“الظلمان”（Al-Thalimain，意为鸵鸟）演变来的。
澳洲原住民
在 澳大利亚 维多利亚州 西北部的 原住民 来说，南门二和 马腹一 （β Cen）有一个共同的名字Bermbermgle。
按发现者命名
南门二AB 双星 由于太过明亮，自远古以来就被世界各地人们所观测到，所以无法定义谁是 发现者 。但对于非常暗淡的 比邻星 ，直到1915年才被天文学家罗伯特·因尼斯（Robert T. A. Innes）发现， 他建议将该星命名为Proxima Centaurus， 意为“ 半人马座 中最近的 恒星 ”，也就是比邻星。
按IAU命名
2016年，经IAU（ 国际天文学联合会 ）的恒星名称工作组决定将南门二系统内的每颗 成员星 赋予单独的专有名词。 Rigil Kentaurus用于单指南门二A星，Proxima Centauri用于单指南门二C星。 到了2018年8月10日，IAU又将Toliman命名于南门二B星 。
恒星观测
南门二系统总的 视星等 约为-0.27等，南门二A星（即三颗恒星中最亮的一颗）视星等为-0.01等，总 绝对星等 为4.4等，只比 天狼星 和 老人星 暗些，是全天第三亮星，也是 半人马座 的 最亮星 ，还因作为南十字座最外围的指引而闻名。
常规观测
肉眼观测上，受限于人类的肉眼观测 分辨率 （60''）限制，南门二AB 双星 看上像是一颗 恒星 。 但若使用普通的 双目望远镜 或小型天文望远镜则很容易分辨出其实是一对双星。
至于 比邻星 ，它位于南门二AB双星的西南约2.18°的距离， 大致是满月视直径的四倍。 由于比邻星是一颗 视星等 为11.13等的昏暗 红矮星 ，所以需要使用中型望远镜才能观察到。
南门二AB 双星系统 是以80年的轨道周期进行相互绕转的，因此从地球上看起来其分离角距从2''到22''不等。 在接下来的2037年和2038年，这时候上用望远镜看上去AB两颗星最为接近。
专业观测
由于比邻星是一颗 变星 类型为UV Cet的耀斑星，所以当爆发大规模耀斑活动时，它在 可见光 波段 的亮度会迅速的提升0.6等，然后几分钟后又暗淡下去。 但这种耀斑只能使用专业的光学或射电望远镜才能观测到。
纬度限制
因为南门二位于接近 赤纬 61°的位置，所以在地球上北纬29°以北的地区而言，南门二始终不会升起。而对于从北纬29°至 赤道 这个区域的观测者而言，只能在接近南方 地平线 的位置才能看到它。 同样的原理， 比邻星 只能在北纬27°以南的区域才能看到。
距离与运动
距离测定
由于比邻星是距离 太阳 最近的 恒星 ，因此其精确距离的测量尤为重要，近几十年，依赖于各种太空 探测器 以及专业机构对比邻星的距离进行了多次测量，截至目前最精确的测量数据源于 欧洲航天局 的 盖亚探测器 与2020年发布的Gaia DR 3数据，测定比邻星的 视差 为768.0665 ± 0.0499 mas，对应距离为4.2465光年。 其他历史上具有代表性的距离测定事件如表1所示。
恒星自行
因为距离效应，所以南门二系统中的每个成员在背景星空中具有很高的自行，通过天文学家基于几个世纪以来的观测数据可以明显的发现其在 天球 上的位置在逐渐改变。
基于已测定的南门二AB双星的自行，其系统 质心 在向西偏北约11°的方向上的总运动值为3836 mas/yr（毫角秒/年），也就是每个世纪6.1'，每千年1.02°。 具体分量上，向西运动为3620 mas/yr，对应速度为23.0 km/s；每秒向北运动为694 mas/yr，对应速度为4.4 km/s。
使用 光谱学 的测量结果显示，AB 双星系统 朝 太阳 方向的平均径向速度为22.4 km/s。 对于 比邻星 ，它在天空中每年约移动3.85''，其朝向太阳运动的径向速度为22.2 km/s。
未来预测
从所处银河位置的整体视角看，南门二位置与太阳系类似，位于银河系的主盘面上， 在距离 银心 约2.71万光年处的位置上围绕银河系中心运行。 同时南门二AB双星与比邻星又以547000年的周期相互运转， 交替成为距离太阳的最近恒星。 比邻星 大约在32000年前成为距离 太阳 最近的 恒星 ，并将在公元26710年后达到与太阳的距离最近值3.07光年，之后距离逐渐变远。
从 天球 位置变化视角看，南门二AB 双星 将在未来数万年内持续改变着在天空内的位置，并持续变亮。 大约公元6200年左右，南门二AB双星的自行使得其 天球 位置看起来与现在的 马腹一 （β Cen， 半人马座 第二亮星）非常靠近，发生罕见的 一等星 合相事件，在南方天空中形成一对明亮的 光学双星 ，尽管二者间的实际距离相当远。 之后，它将经过 南十字座 的北部，然后继续向西北方移动，向上移动到现在的 天赤道 位置并远离银河系平面。 公元27000年左右， 南门二将运动至今天的 长蛇座 ，并达到近日点，距离只有2.94光年。
物理性质
在 恒星演化 阶段上，南门二三合星系统的三颗 成员星 都是属于处在稳定阶段的 主序星 ；从规模分类上，AB两星（G2V+K1V）分别是比 太阳 略大与略小（质量、半径）的类日 恒星 ， C星则是小得多的M型 红矮星 。 恒星年龄 上，通过对恒星旋转， 色球 层活动以及结合 星震学 的研究显示， 三颗恒星年龄基本与太阳相当，具体的AB 双星 年龄为53亿年， C星略低，为48.5亿年。
南门二A星
南门二A星是该三合星系统中质量最大的一颗，同时也是AB双星系统中的主星。通常被称为Alpha Centauri A，简写为α Cen A或ACA，专有名Rigil Kentaurus。
南门二A星的光谱分类是G2 V， 这意味着它是一颗与 太阳 （光谱：G2 V）类似的黄色主序星。质量上比太阳略重，为1.0788 Msun； 直径为太阳的1.2175倍，大约为1694800 km； 光度也是比太阳高出51%，为1.51 Lsun（太阳光度）。 表面温度达到5790K，比太阳略高。
南门二A星上的磁场活动水平大致与太阳相同，观测显示出由于恒星自转而引起的日冕变化。 同时该星每28.3天自转一周，比太阳（25天）略慢。
南门二B星
南门二B星是该三合星系统中质量略小于A星的一颗，同时也是AB 双星 系统中的 伴星 。通常被称为Alpha Centauri B，简写为α Cen B或ACB，专有名Toliman。
南门二B星的光谱分类是K1V，这意味着它是一颗与 太阳 接近的橙色主序星。 质量上比太阳略低，为0.9092 Msun； 直径为太阳的0.86倍，大约为1197100 km； 光度也是比太阳低50%，为0.5 Lsun。 表面温度达到5260K，比太阳低一些。
虽然南门二B星的整体光度只有A星的1/3，但在X射线波段会爆发出比A星高很多的能量；其光变曲线在一个短周期内变化，并且被观测到一次耀斑。 并且B星上的 磁场 活动比A星更活跃，变化周期约为8.2±0.2年。 该星的自转周期为36.7天。
南门二C星
南门二C星是该三合星系统中质量最小的一颗，同时该三合星系统中最外围的一颗。通常被称为Alpha Centauri C，简写为α Cen C或ACC，专有名Proxima Centauri，即 半人马座 比邻星，一般简写为Proxima/比邻星。
比邻星的光谱分类是M5.5V，是一颗相对于AB星非常昏暗的主序阶段 红矮星 。 该类型在赫罗图上位于 主序星 位置， M5. 5意味着 比邻星 落于低质量M型 矮星 末端， 颜色上偏红黄色。 它的直径只有 太阳 的15.42%，大约214646 km，只比 木星 的平均直径高出55.15%。 质量非常小，只有太阳的12.21%。 虽然看起来比木星大不了多少，但其质量却高达木星的128倍。 表面温度为2980K，比太阳低很多。
比邻星在 变星 分类上属于UV Cet ，是一种耀斑星。 磁场 活跃，因此常会出现亮度随机剧烈上升的现象。光度上，比邻星在 可见光 波段 的光度只有 太阳 的0.0056%， 也就是太阳的1/17857，太过暗淡以至于无法用肉眼观测到。但全电磁波段的总光度却可达到 太阳 的0.16%。
在 主序星 阶段， 恒星 的质量越低通常其平均密度也就越高， 比邻星 也是如此，其密度高达47.1 ，是太阳密度的33倍。 如此高的密度也造成了其表面的 重力异常 巨大，测得其重力为5.2 cgs，也就是1584.9 ，相当于 地球 表面重力的162倍。 自转上，比邻星的自转周期很长，大概每3个月（89.8天）自转一周。
色球层活动
比邻星有一个非常活跃的色球层， 其表面有88%的区域都处于活跃状态，该比例远高于处于 太阳 峰值期的表面活动。即使是在宁静状态下（没有或很少的耀斑活动），其星冕温度都能达到350万K，相比之下太阳只有200万K。 比邻星耀斑活动周期为442天，远小于太阳的11年周期。 但 比邻星 的星风水平较弱，由此造成的质量损失率不超过太阳的20%。
内部反应
不同于太阳，由于比邻星的质量很低，所以其内部聚变时产生的氦不会堆积在核心，因为低质量 红矮星 的内部物质是完全对流的， 所以导致能量是通过 等离子体 的物理运动带出至 恒星 表面的，而非像太阳那样的通过辐射带出，从而会在整个星体内部流动循环。因此 比邻星 近乎可以充分的利用所有氢来进行 核聚变 ，相比之下 太阳 只能利用10%的氢进行核聚变。
轨道分析
AB双星系统
南门二AB星双星系统是一对以79.91年为周期相互绕行的双星系统。 二者围绕共同质心公转。其轨道离心率为0.5179， 因此两颗恒星最接近时相距11.2AU（16.8亿公里），大致是土星与太阳的距离；最远时相距35.6AU（53.3亿公里），大致是冥王星与太阳的距离。
AB-C三合星系统
南门二AB-C三合星系统是南门二AB 双星系统 的 质心 和外围比邻星以511000年为周期进行相互绕转的 恒星系统 。
长期以来，一直不太确定比邻星是否真的与AB双星存在引力束缚关系，因为对其的测量太少。 直到2017年，通过对该系统精确得径向速度分析表明，比邻星确实受到AB双星系统的引力束缚。具体结论为：比邻星以一个周期为511000年，离心率为0.5的轨道与AB双星系统相互绕行，二者最近时距离为4100AU，最远时12300AU。
研究显示， 比邻星 可能以一个约50万年或者更久的圆形轨道，或是 双曲线 轨道围绕AB双星运行。
行星系统
因为南门二是距离 太阳 系 最近的 恒星 系统 ，且AB两颗恒星都是与太阳类似（质量、半径、光谱、星龄、金属 丰度 等）的恒星，所以长期以来都是天文学家作为寻找 系外行星 的重点研究目标。即便如此，仍然没有任何发现能够充分证明AB两星周围存在 行星 或 褐矮星 等 天体 。
早期 计算机模拟 显示，A星和B星周围存在 类地行星 ， 并且一颗1.8倍地球质量的行星已经在B星 宜居带 的内侧边缘形成了。
从行星宜居带的层面，比太阳稍大的南门二主星（A星）的宜居带范围大致在1.2-2.1AU， 比太阳稍小的南门二 伴星 （B星）的宜居带范围大致在0.7-1.2AU， 在这个区域内的岩态行星会有着与 地球 类似的地表温度以及具备 液态水 存在的条件。
A星行星系
α 半人马座 A b也被称为Candidate 1（1号候选体），简称C1，是一颗尚未得到证实的环绕南门二A星的 太阳系外行星 。该星是 欧洲 南方天文台通过 甚大望远镜 望远镜采用直接成像法，通过对100个小时的观测数据分析后发现的。
这颗 行星 的轨道半径约为1.1AU，大致位于主星A的 宜居带 内，轨道周期接近一年，但质量却高出 地球 很多倍，大约在20倍-50倍地球质量之间。 这意味着如果该行星真的存在，它将是一颗温暖的气巨星。目前对该候选体的探测只是初步的，也可能是设备鬼影或 黄道面 尘埃等原因造成的，还需要更多的观测以确定其真实身份。
B星行星系
α Cen B b最早的称发现α Cen B b的存在是欧洲南方天文台（ESO）于2012年10月16日宣称在南门二B星的周围发现了一颗地球质量大小的行星。 该 行星 距离距离母很近，只有0.04AU， 公转 一周只需要3.236天，如此近的距离导致其表面温度至少有1500K。 但后续基于一项新的分析结论显示该行星并不存在。
但后来在2013年，又在B星上发现一次类似于行星凌日的事件，可能是一颗独立的行星。根据该凌星事件的分析数据，该 天体 可能是一颗离心率为0.24，以20.4天的周期围绕B星运行的 类地行星 。
C星/比邻星行星系
目前在比邻星周围已发现有三颗行星，其中两颗已证实存在（ 比邻星b & 比邻星d）， 一颗（比邻星c）尚有争议。 由于比邻星是距离 太阳系 最近的 恒星 ，因此环绕其运行的 行星 b、c、d，是目前距离 地球 最近 太阳系外行星 。
2016年8月24日，一个系外行星研究团队提出一颗位于比邻星 宜居带 的行星可以解释这些异常现象，并宣布了 比邻星b 的发现。 根据2022年最新的研究数据显示， 比邻星 b的 质量下限 为1.07 ± 0.06ME，是一颗比 地球 稍大的 类地行星 。 但该 行星 的半径却难以确定，预估的范围大致在0.9 - 1.4倍地球半径之间.
电磁辐射 上，虽然其母星 比邻星 是一颗远比 太阳 暗淡的 红矮星 ，但因 比邻星b 距离母星足够近，使得其表面所能接收的辐射能量达到 地球 的70%左右， 其中主要能量位于红外波段，其表面温度可达到234K（-39℃）。 并且由于距离近的缘故，从比邻星b地表看向天空的比邻星之时，会显得比邻星非常大，角直径可达96'，是太阳的三倍左右。
比邻星b距离其母星非常近，大致以730万公里（0.04856个天文单位/AU）的 半长轴 轨道环绕比邻星运行， 不到日地距离的1/20， 因此公转一周只有11.2天。 且这个轨道距离正好位于 比邻星 的 宜居带 范围内，因此该行星地表可能存在液态水。
比邻星c是该行星系中第二发现，但尚未得到充分证实的一颗行星。 2019年4月， 意大利 天体物理学家Mario Damasso与他的同事首次报道了这颗行星。 比邻星c于2020年被正式发现并确认，是一颗质量为7倍地球质量的超级地球或者是一颗小型的类海王星 天体 。 它以约1.49天文单位的轨道半径围绕比邻星运行，是3颗行星中最远的一颗，运行一周大约需要1928天，也就是5.28个地球年。 直径是地球直径的1.674倍，约为21330Km。 但由于行星轨道过远，所以行星的地表平均温度会很低，预计只有39K（-234.2°C）左右。
比邻星d是该行星系中第二颗得到证实的行星。它的发现是源于2020年通过基于对 比邻星b 的径向速度数据分析比邻星b的质量时，发现了一个以5.15天为周期的径向速度突变。 后续进一步分析表明，该信号源的身份可能是一个质量0.29倍地球质量左右的行星，最终这颗行星在2022年得到证实存在。 该行星质量为地球质量的0.26倍，大约是 火星 的两倍；直径为地球直径的0.81倍，对应10321Km，介于火星与 金星 之间。 比邻星 d因为比比邻星b更加靠近母星，轨道半径只有433万Km（0.02885个天文单位）,因此只需要5.167天即可公转一周。
2017年，一组使用智利阿塔卡玛射电望远镜阵列（ALMA）的天文学家宣称在 比邻星 周围发现3条环绕其运行的尘埃带以及一个发射源。 第一条是也最先发现的，是一条冷尘埃带（Cold Belt），位于距 恒星 1-4AU的范围内，包含了大量尘埃和50km左右的 天体 ，总质量约为 地球 的1%，温度约为40K。第二条是最内侧，是一条相对温暖的热尘埃带（Warm Dust），距离恒星只有0.4AU。第三条被称为极冷外环带（Outer Belt）位于最外侧，距离恒星30AU，温度只有10K， 轨道倾角 大约45°。此外，还额外发现了一个距离恒星1.2角秒的紧凑发射源。
空间环境
附近星域环境
从银河系整体视角看，南门二位于银河的主盘面上， 与太阳一样，距离 银心 约2.65万光年。进一步的位置，处在银河系猎户次漩臂中的 本地泡 （Local Bubble）中的G云（G Cloud）区域。 G云是一片包括南门二， 牛郎星 等亮星在内的 星际云 。 而 太阳 处在与之相邻的另一片叫本地星际云（LIC）的区域。
临近恒星分布
从南门二的星空看去，太阳也同样会是其附近恒星中（Luhman 16双 褐矮星 系统除外）距离最近的恒星， 天狼星 同样会是夜空中最亮的恒星，不同的是很多恒星都会改变相对位置以及 星座 所属，具体的距离南门二系统10光年内的主要恒星分布如下表所示：
天空视野
南门二AB星视野
对于南门二AB星的白天天空，不论是位于A星还是B星的行星，AB 双星 就如同两个一明一暗的 太阳 。具体而言，如果在距离A星1.25天文单位的位置上有一颗 类地行星 （轨道周期1.34年），那么A星的亮度看起来是与太阳相当的，而B星的亮度会暗5.7至8.6等，但其 视星等 仍然高达-21.0至-18.2等，是满月亮度的170至2300倍。相反的，如果在距离B星0.71天文单位的位置上有一颗类地 行星 （轨道周期0.63年），那么B星的亮度看起来是与太阳相当的，而B星的亮度会暗4.6至7.3等，但其视星等仍然高达-22.1至-19.4等，是满月亮度的520至6300倍。
对于南门二AB星的夜晚星空， 太阳 将会是一颗位于 仙后座 的0.5等白色亮星， 相当于从 地球 上看 参宿四 的亮度。并且太阳会是仙后座的 最亮星 ，位于仙后座亮星阁道二（ε Cas）的东侧，处在 心脏星云 （IC 1805）的正前方。
此时， 冬季大三角 将从等边会变得非常细长，南河三会处在 双子座 中心的位置看起来比 北河三 更加耀眼。而 天狼星 会变暗（-1.2）一些，但仍然是夜空中最亮的 恒星 ，位置上会处在 猎户座 的位置并且与参宿四相距不到1°的距离。至于夏季星空， 织女一 和 牛郎星 都会相对于 天津 四向西北方向移动，使得 夏季大三角 看起来更加等边。
而看向0.2光年外的比邻星，在目前的分离距离下将只是一颗 视星等 只有4.5等的暗淡恒星，有几百颗比它更亮的恒星。
比邻星视野
对于比邻星附近行星的白天天空，此时天空中的比邻星看起来亮度与 太阳 相当，因为是一颗 红矮星 ，主要 电磁辐射 都集中在红外 波段 ，因此整个天空看起来会呈现出一种偏红调的感觉，同时 比邻星 的视直径也将达到1.5°，约为太阳的3倍。
对于 比邻星 附近 行星 夜晚星空，南门二AB 双星 将会是星空中最亮的恒星，其次便是 天狼星 。若是看向 太阳系 方向，太阳仍会是 仙后座 的 最亮星 ，并且亮度上会比从南门二AB双星看去时更加稍亮些，达到0.4等，相当于从地球上看 南河三 或 水委一 的亮度。
形成起源
关于南门二系统的起源以及AB双星与比邻星之间的 引力 关系，主要有两种可能性：一种是 共同起源 论，另一种是不同起源论。
共同起源：早期内部捕获
这种机制是基于南门二系统的三颗 成员星 起源于同一片 星云 所演化出的 星团 之中。在该原始星团被 星系 潮汐力蒸发之前，作为主体的是1.5-2倍太阳质量的南门二AB 双星 ， 后来这对双星与一颗低质量 恒星 （也就是 比邻星 ）相遇并将其捕获，从而形成了现在的南门二三合星系统。
这种形式方式的相关证据主要源于它们与邻近 恒星 有着共同的空间运动以及大致相同的年龄。
在周围星际空间中，目前已知有6个单星系统，2个 双星系统 以及1个三合星系统都与南门二系统有着共同的运动（相近的运动方向与速度），这些 恒星 包括HD 4391、矩尺座γ2、Gliese 676等。 它们的空间速度均在比邻星本动速度的10km/s内，因此他它们可能起源于一个移动 星群 或 星团 之中。
进一步研究表明，南门二的三颗成员星具有相近的年龄，因此它们很有可能起源于同一片 星云 。
不同起源：后期相遇捕获。
这种机制是基于南门二系统的主体AB双星与外围成员 比邻星 并非起源于同一片原始星云，只是后来二者都离开原始星团成为银河系的场星时发生了相遇事件，基于AB双星的巨大质量（相对于比邻星）从而对 比邻星 产生了 引力 捕获，继而形成了今天的三合星系统。
如果是这种形成方式，那么 比邻星 最初一定有个高离心率的运转轨道，后面慢慢经 星系潮汐 和 星际物质 的作用才逐渐稳定下来。并且这种场景下，比邻星对自身的环绕 行星 以及AB 双星 的 行星系 的轨道干扰影响会更小。这种形成方式的主要证据是 比邻星 与AB双星的 金属量 差异较大，这暗示着它们可能起源于一片不同的 星云 。
未来演化
恒星自身演化
南门二AB星
基于对南门二系统的 动力学 演化分析。南门二A星大约在30亿年之后脱离 主序星 阶段并不断膨胀至巨大的 红巨星 阶段，伴随着这个过程，AB双星各自的 宜居带 行星 也将分别清场。再之后B星也逐渐进入到红巨星阶段，最终 双星系统 在120亿年后伴随着质量流失带来的 引力 崩溃而成为两个独立的 白矮星 。
比邻星
对比邻星而言，其星龄已有48.5亿年之久，在经历数十亿年后随着 红矮星 的自转速度降低，其 磁场 活动和耀斑活动的强度也会不断降低。
像比邻星这样的低质量 红矮星 ，由于它们相对较低的能量产生效率，意味着它可在 主序星 阶段停留4万亿年之久。随着氢 核聚变 的持续进行，氦元素的含量不断攀升，这时候其体积会不断收缩，然后会进入到蓝矮星阶段。在该阶段， 比邻星 的亮度会显著增加，可达到 太阳 的2.5%，这个阶段大约会持续几十亿年时间。
最终当所有的氢燃料耗尽之时，会直接跳过 红巨星 阶段，转化成一颗氦 白矮星 。此后，身为白矮星的比邻星逐渐耗尽所有残留的热量，变成一颗没有生机的 黑矮星 。 由于比邻星这样的 红矮星 其寿命远远高于 宇宙 的现今年龄，所以还没有任何的蓝矮星和黑矮星存在过。
系统引力演化
AB双星系统
对于AB 双星 系统，随着两颗 恒星 在后期演化过程中的质量不断流失，二者之间的双星 引力 关系也将在120亿年内发生解体，变成两颗独立绕银河运转的白矮星。
三合星系统
当前， 比邻星 一方面正以一条离心率为0.07，与 银心 的相距2.7万光年至3.1万光年的轨道半径围绕银河系中心运行。 另一方面， 比邻星 同时以一个约50万年或者更久的圆形轨道，或是 双曲线 轨道围绕AB双星运行，这有可能导致比邻星在几百万年后脱离出这个系统。
即便几百万年后比邻星没有脱离这个系统，后期随着南门二 双星 的持续演化，质量的持续流失导致其 引力 逐渐降低且增加不稳定性，预计 比邻星 35亿年之后便会脱离当前的三合星系统，并从此逐渐远离这对双星。
探测计划
南门二作为最近的 恒星系统 长期以来一直是外星探测项目的热点目标，因此有着各种形式的探测计划。这些计划主要分为两类，一类是诸如暗淡红点项目（Pale 红色 Dot）这一类直接观测的 天文观测 计划， 另一类是以 突破摄星 计划（Breakthrough Starshot）为代表的需要发射 探测器 抵达南门二的实地勘察计划。
探测器抵达项目
突破摄星计划（Breakthrough Starshot），该项目旨在通过一种Starchip的光帆飞行器，以0.2倍 光速 飞往南门二系统，包括探测 比邻星 周围的 行星 等具体任务，并在到达后向 地球 传回讯息。 该计划虽然由物理学家 斯蒂芬·霍金 与投资人 尤里·米尔纳 于2016年4月12日在纽约共同宣布了该项目的正式启动，但真正最有实质意义的探测器发射任务并无任何行动，因此属于搁浅状态。
远射项目（Project Longshot），该项目于1987-1988年提出，旨在通过一个无人驾驶的概念性星际航天器，已以核脉冲推进作为动力，前往南门二B星，进入南门二B星的环绕轨道。
2069南门二任务（2069 Alpha Centauri mission ），该计划于2017年 美国航空航天局 提出，预计在2069年通过发射一个星际探测器搜寻南门二系统的行星上的生命迹象。 动力上采用 激光 推进或太阳帆推进，以0.1倍 光速 ，于2113年飞抵南门二。但目前项目状态仍留在概念阶段。
天体观测项目
类地行星 发现者TPF（Terrestrial Planet Finder），该项目是NASA启动的一个以 太空望远镜 系统搜寻类日 恒星 周围的类地 行星 的深空探测计划。该计划列取了很多向太阳的类日 恒星 ，其中，南门二AB 双星 被列在前两位目标。该计划被推迟数次，最后遭到取消。
暗淡红点项目（Pale 红色 Dot），该项目于2016年1月由全球8个国家的天文学家共同启动，该项目主要用来寻找寻找南门二C星，也就是比邻星周围的 太阳系外行星 。
太空干涉测量任务（Space Interferometry mission ），该计划是 美国航空航天局 与其承包商 诺斯洛普·格鲁曼 公司共同提出的一个 太空望远镜 项目。其主要目标之一探测临近恒星中的 宜居带 行星 。而 比邻星 和南门二AB 双星 都是该计划中的一级目标 恒星 。原本计划于2015年发射，后数次推迟后再2010年被取消。
除了以上项目，已经发射的 哈勃空间望远镜 （HST）以及近些年发射的 詹姆斯·韦伯空间望远镜 （JWST）、 盖亚探测器 （Gaia）等都对南门二系统有过独立性的或包含性的观测任务。
文化影响
南门二作为天文学上的热点研究目标，也启发了众多以此为故事背景的文学影视作品的创作。