Кіріспе
Кентавр шоқжұлдызындағы жұлдыз
the star
Proxima Centauri is a small, low mass star located away from the Sun in the southern constellation of Centaurus. Its Latin name means the 'nearest [star] of Centaurus'. It was discovered in 1915 by Robert Innes and is the nearest known star to the Sun. With a quiescent apparent magnitude of 11.13, it is too faint to be seen with the unaided eye. Proxima Centauri is a member of the Alpha Centauri star system, being identified as component Alpha Centauri C, and is 2.18° to the southwest of the Alpha Centauri AB pair. It is currently from AB, which it orbits with a period of about 550,000 years. Proxima Centauri is a red dwarf star with a mass about 12.5% of the Sun's mass , and average density about 33 times that of the Sun. Because of Proxima Centauri's proximity to Earth, its angular diameter can be measured directly. Its actual diameter is about one seventh (14%) the diameter of the Sun. Although it has a very low average luminosity, Proxima Centauri is a flare star that randomly undergoes dramatic increases in brightness because of magnetic activity. The star's magnetic field is created by convection throughout the stellar body, and the resulting flare activity generates a total X ray emission similar to that produced by the Sun. The internal mixing of its fuel by convection through its core, and Proxima's relatively low energy production rate, mean that it will be a main sequence star for another four trillion years. Proxima Centauri has two known exoplanets and one candidate exoplanet: Proxima Centauri b, Proxima Centauri d and the disputed Proxima Centauri c. Proxima Centauri b orbits the star at a distance of roughly with an orbital period of approximately 11.2 Earth days. Its estimated mass is at least 1.07 times that of Earth. with its hue shifted toward red yellow by an effective temperature of 3000. Its total luminosity over all wavelengths is only 0.16% that of the Sun, although when observed in the wavelengths of visible light the eye is most sensitive to, it is only 0.0056% as luminous as the Sun. More than 85% of its radiated power is at infrared wavelengths. In 2002, optical interferometry with the Very Large Telescope (VLTI) found that the angular diameter of Proxima Centauri is 1.02. Because its distance is known, the actual diameter of Proxima Centauri can be calculated to be about 1/7 that of the Sun, or 1.5 times that of Jupiter. The star's mass, estimated from stellar theory, is , or 129 Jupiter masses The mass has been calculated directly, although with less precision, from observations of microlensing events to be 0.150. Lower mass main sequence stars have higher mean density than higher mass ones, and Proxima Centauri is no exception: it has a mean density of , compared with the Sun's mean density of The measured surface gravity of Proxima Centauri, given as the base 10 logarithm of the acceleration in units of cgs, is 5.20. A 1998 study of photometric variations indicates that Proxima Centauri completes a full rotation once every 83.5 days. A subsequent time series analysis of chromospheric indicators in 2002 suggests a longer rotation period of 116.6 days. Later observations of the star's magnetic field subsequently revealed that the star rotates with a period of 89.8 days, consistent with a measurement of 92.1 days from radial velocity observations. Convection is associated with the generation and persistence of a magnetic field. The magnetic energy from this field is released at the surface through stellar flares that briefly (as short as per ten seconds) increase the overall luminosity of the star. On May 6, 2019, a flare event bordering Solar M and X flare class, briefly became the brightest ever detected, with a far ultraviolet emission of 2.—hot enough to radiate X rays. Proxima Centauri's quiescent X ray luminosity, approximately (4–16) erg/s ((4–16) W), is roughly equal to that of the much larger Sun. The peak X ray luminosity of the largest flares can reach erg/s ( W). About 88% of the surface of Proxima Centauri may be active, a percentage that is much higher than that of the Sun even at the peak of the solar cycle. Even during quiescent periods with few or no flares, this activity increases the corona temperature of Proxima Centauri to 3.5 million K, compared to the 2 million K of the Sun's corona, and its total X ray emission is comparable to the sun's. which is consistent with the star's estimated age of 4.85 years, The activity level appears to vary with a period of roughly 442 days, which is shorter than the solar cycle of 11 years. Proxima Centauri has a relatively weak stellar wind, no more than 20% of the mass loss rate of the solar wind. Because the star is much smaller than the Sun, the mass loss per unit surface area from Proxima Centauri may be eight times that from the solar surface.
Жұлдыз
the star
Proxima Centauri is a small, low mass star located away from the Sun in the southern constellation of Centaurus. Its Latin name means the 'nearest [star] of Centaurus'. It was discovered in 1915 by Robert Innes and is the nearest known star to the Sun. With a quiescent apparent magnitude of 11.13, it is too faint to be seen with the unaided eye. Proxima Centauri is a member of the Alpha Centauri star system, being identified as component Alpha Centauri C, and is 2.18° to the southwest of the Alpha Centauri AB pair. It is currently from AB, which it orbits with a period of about 550,000 years. Proxima Centauri is a red dwarf star with a mass about 12.5% of the Sun's mass , and average density about 33 times that of the Sun. Because of Proxima Centauri's proximity to Earth, its angular diameter can be measured directly. Its actual diameter is about one seventh (14%) the diameter of the Sun. Although it has a very low average luminosity, Proxima Centauri is a flare star that randomly undergoes dramatic increases in brightness because of magnetic activity. The star's magnetic field is created by convection throughout the stellar body, and the resulting flare activity generates a total X ray emission similar to that produced by the Sun. The internal mixing of its fuel by convection through its core, and Proxima's relatively low energy production rate, mean that it will be a main sequence star for another four trillion years. Proxima Centauri has two known exoplanets and one candidate exoplanet: Proxima Centauri b, Proxima Centauri d and the disputed Proxima Centauri c. Proxima Centauri b orbits the star at a distance of roughly with an orbital period of approximately 11.2 Earth days. Its estimated mass is at least 1.07 times that of Earth. with its hue shifted toward red yellow by an effective temperature of 3000. Its total luminosity over all wavelengths is only 0.16% that of the Sun, although when observed in the wavelengths of visible light the eye is most sensitive to, it is only 0.0056% as luminous as the Sun. More than 85% of its radiated power is at infrared wavelengths. In 2002, optical interferometry with the Very Large Telescope (VLTI) found that the angular diameter of Proxima Centauri is 1.02. Because its distance is known, the actual diameter of Proxima Centauri can be calculated to be about 1/7 that of the Sun, or 1.5 times that of Jupiter. The star's mass, estimated from stellar theory, is , or 129 Jupiter masses The mass has been calculated directly, although with less precision, from observations of microlensing events to be 0.150. Lower mass main sequence stars have higher mean density than higher mass ones, and Proxima Centauri is no exception: it has a mean density of , compared with the Sun's mean density of The measured surface gravity of Proxima Centauri, given as the base 10 logarithm of the acceleration in units of cgs, is 5.20. A 1998 study of photometric variations indicates that Proxima Centauri completes a full rotation once every 83.5 days. A subsequent time series analysis of chromospheric indicators in 2002 suggests a longer rotation period of 116.6 days. Later observations of the star's magnetic field subsequently revealed that the star rotates with a period of 89.8 days, consistent with a measurement of 92.1 days from radial velocity observations. Convection is associated with the generation and persistence of a magnetic field. The magnetic energy from this field is released at the surface through stellar flares that briefly (as short as per ten seconds) increase the overall luminosity of the star. On May 6, 2019, a flare event bordering Solar M and X flare class, briefly became the brightest ever detected, with a far ultraviolet emission of 2.—hot enough to radiate X rays. Proxima Centauri's quiescent X ray luminosity, approximately (4–16) erg/s ((4–16) W), is roughly equal to that of the much larger Sun. The peak X ray luminosity of the largest flares can reach erg/s ( W). About 88% of the surface of Proxima Centauri may be active, a percentage that is much higher than that of the Sun even at the peak of the solar cycle. Even during quiescent periods with few or no flares, this activity increases the corona temperature of Proxima Centauri to 3.5 million K, compared to the 2 million K of the Sun's corona, and its total X ray emission is comparable to the sun's. which is consistent with the star's estimated age of 4.85 years, The activity level appears to vary with a period of roughly 442 days, which is shorter than the solar cycle of 11 years. Proxima Centauri has a relatively weak stellar wind, no more than 20% of the mass loss rate of the solar wind. Because the star is much smaller than the Sun, the mass loss per unit surface area from Proxima Centauri may be eight times that from the solar surface.
Проксима Центавр – Күннен алыс орналасқан, кішкентай, аз массалы жұлдыз. Оның латынша аты «Кентаврдың ең жақын жұлдызы» дегенді білдіреді. Оны 1915 жылы Роберт Иннес ашқан және ол Күнге ең жақын белгілі жұлдыз. 11.13-ке тең тыныш көрінетін шамасының арқасында, ол қанағаттандырылмаған көзбен көруге тым әлсіз. Проксима Центавр – Альфа Центавр жұлдыздық жүйесінің мүшесі, Альфа Центавр С компоненті ретінде белгіленеді және Альфа Центавр AB жұбынан 2.18° оңтүстік-батысқа қарай орналасқан. Қазіргі уақытта ол AB-дан қашықтықта орналасқан, оны шамамен 550 000 жылдық кезеңмен айналып өтеді. Проксима Центавр – Күн массасының 12.5%-ын құрайтын массасы бар қызыл ергежейлі жұлдыз, орташа тығыздығы Күннің тығыздығынан 33 есе артық. Проксима Центаврдың Жерге жақын орналасуы оның бұрыштық диаметрін тікелей өлшеуге мүмкіндік береді. Оның нақты диаметрі Күн диаметрінің шамамен жетіден бірін (14%) құрайды. Проксима Центаврдың орташа жарықтығы өте төмен болғанымен, ол магниттік белсенділіктің салдарынан жарықтығы кездейсоқ күрт өсетін жарқыраған жұлдыз. Жұлдыздың магниттік өрісі жұлдыз денесінің бойымен конвекция арқылы пайда болады, ал нәтижесінде пайда болған жарқырау белсенділігі Күннің рентген сәулеленуіне ұқсас жалпы сәуле шығаруды тудырады. Оның өзегі арқылы конвекция арқылы отынның ішкі араласуы және Проксиманың салыстырмалы түрде төмен энергия өндіру деңгейі оның тағы төрт триллион жылға дейін негізгі тізбек жұлдызы болып қалатынын білдіреді. Проксима Центаврдың екі белгілі экзопланетасы және бір экзопланета кандидаты бар: Проксима Центавр b, Проксима Центавр d және даулы Проксима Центавр c. Проксима Центавр b жұлдызды шамамен 11.2 Жер күнінде айналып өтеді. Оның массасы Жердің массасынан кем дегенде 1.07 есе көп. Оның тиімді температурасы 3000 градусқа дейін жетеді, бұл оның түсін қызыл-сарыға қарай өзгертеді. Оның барлық толқын ұзындықтарындағы жалпы жарықтығы Күннің жарықтығынан 0.16% ғана құрайды, бірақ көзге көрінетін жарықтың толқын ұзындығында байқалғанда, ол Күннің жарықтығынан 0.0056% ғана құрайды. Оның сәулеленген қуатының 85%-дан астамы инфрақызыл толқын ұзындығында. 2002 жылы Өте Үлкен Телескоппен (VLTI) жасалған оптикалық интерферометрия Проксима Центаврдың бұрыштық диаметрі 1.02 екенін анықтады. Оның қашықтығы белгілі болғандықтан, Проксима Центаврдың нақты диаметрін Күн диаметрінің шамамен 1/7-і немесе Юпитер диаметрінің 1.5 есесі деп есептеуге болады. Жұлдыз теориясынан алынған жұлдыздың массасы 0.150, яғни 129 Юпитер массасы. Төмен массалы негізгі тізбек жұлдыздары жоғары массалы жұлдыздарға қарағанда жоғары орташа тығыздыққа ие, ал Проксима Центавр ерекшелік емес: оның орташа тығыздығы , Күннің орташа тығыздығымен салыстырғанда. Проксима Центаврдың өлшенген беткі гравитациясы, cgs бірліктеріндегі үдеудің 10-дық логарифмі ретінде берілген, 5.20-ге тең. 1998 жылы фотометриялық өзгерістерді зерттеу Проксима Центаврдың 83.5 күнде толық айналымын аяқтайтынын көрсетті. 2002 жылы хромосфералық көрсеткіштердің уақыт реті бойынша талдау 116.6 күндік ұзақ айналу кезеңін көрсетті. Кейінгі уақытта жұлдыздың магниттік өрісін бақылаудан жұлдыздың 89.8 күндік айналу кезеңімен айналып жатқаны, радиалды жылдамдық бақылаудан алынған 92.1 күндік өлшемге сәйкес келетіндігі анықталды. Конвекция магниттік өрістің пайда болуымен және сақталуымен байланысты. Бұл өрістің магниттік энергиясы жұлдыздың жалпы жарықтығын қысқа уақытқа (он секундқа дейін) арттыратын жұлдыздық жарқырау арқылы жер бетінде шығарылады. 2019 жылдың 6 мамырында Күннің M және X класындағы жарқырау оқиғасы қысқа уақытқа бұрын-соңды байқалған ең жарық болды, 2. ыстық рентген сәулелерін сәулелендіруге жеткілікті ультрафиолет сәуле шығаруы. Проксима Центаврдың тыныш рентген сәулелерінің шамасы шамамен (4–16) эрг/с ((4–16) Вт) шамамен Күннің шамасымен тең. Ең үлкен жарқыраулардың ең жоғарғы рентген сәулелерінің жарықтығы erg/s (W) -ге жетеді. Проксима Центаврдың 88% жер бетінде белсенділік болуы мүмкін, бұл күн циклінің шыңына дейін Күннен әлдеқайда жоғары пайыз. Тіпті жарқыраулар аз немесе мүлдем болмаған тыныш кезеңдерде де бұл белсенділік Проксима Центаврдың корона температурасын Күн коронасының 2 миллион К-мен салыстырғанда 3.5 миллион К-ге дейін арттырады, ал оның жалпы рентген сәулелерін шығаруды күннің температурасымен салыстыруға болады. Бұл жұлдыздың жасы 4.85 жыл деп есептеледі, белсенділік деңгейі шамамен 442 күндік кезеңмен өзгеріп отырады, бұл 11 жылдық Күн циклынан қысқа. Проксима Центаврдың салыстырмалы түрде әлсіз жұлдыздық желінің массасы күн желінің массасының 20%-дан аспайды. Жұлдыз Күннен әлдеқайда кішкентай болғандықтан, Проксима Центаврдан бірлік бетіне жұмсалатын масса Күн бетінен жұмсалатын массадан сегіз есе артық болуы мүмкін.
the star
Proxima Centauri is a small, low mass star located away from the Sun in the southern constellation of Centaurus. Its Latin name means the 'nearest [star] of Centaurus'. It was discovered in 1915 by Robert Innes and is the nearest known star to the Sun. With a quiescent apparent magnitude of 11.13, it is too faint to be seen with the unaided eye. Proxima Centauri is a member of the Alpha Centauri star system, being identified as component Alpha Centauri C, and is 2.18° to the southwest of the Alpha Centauri AB pair. It is currently from AB, which it orbits with a period of about 550,000 years. Proxima Centauri is a red dwarf star with a mass about 12.5% of the Sun's mass , and average density about 33 times that of the Sun. Because of Proxima Centauri's proximity to Earth, its angular diameter can be measured directly. Its actual diameter is about one seventh (14%) the diameter of the Sun. Although it has a very low average luminosity, Proxima Centauri is a flare star that randomly undergoes dramatic increases in brightness because of magnetic activity. The star's magnetic field is created by convection throughout the stellar body, and the resulting flare activity generates a total X ray emission similar to that produced by the Sun. The internal mixing of its fuel by convection through its core, and Proxima's relatively low energy production rate, mean that it will be a main sequence star for another four trillion years. Proxima Centauri has two known exoplanets and one candidate exoplanet: Proxima Centauri b, Proxima Centauri d and the disputed Proxima Centauri c. Proxima Centauri b orbits the star at a distance of roughly with an orbital period of approximately 11.2 Earth days. Its estimated mass is at least 1.07 times that of Earth. with its hue shifted toward red yellow by an effective temperature of 3000. Its total luminosity over all wavelengths is only 0.16% that of the Sun, although when observed in the wavelengths of visible light the eye is most sensitive to, it is only 0.0056% as luminous as the Sun. More than 85% of its radiated power is at infrared wavelengths. In 2002, optical interferometry with the Very Large Telescope (VLTI) found that the angular diameter of Proxima Centauri is 1.02. Because its distance is known, the actual diameter of Proxima Centauri can be calculated to be about 1/7 that of the Sun, or 1.5 times that of Jupiter. The star's mass, estimated from stellar theory, is , or 129 Jupiter masses The mass has been calculated directly, although with less precision, from observations of microlensing events to be 0.150. Lower mass main sequence stars have higher mean density than higher mass ones, and Proxima Centauri is no exception: it has a mean density of , compared with the Sun's mean density of The measured surface gravity of Proxima Centauri, given as the base 10 logarithm of the acceleration in units of cgs, is 5.20. A 1998 study of photometric variations indicates that Proxima Centauri completes a full rotation once every 83.5 days. A subsequent time series analysis of chromospheric indicators in 2002 suggests a longer rotation period of 116.6 days. Later observations of the star's magnetic field subsequently revealed that the star rotates with a period of 89.8 days, consistent with a measurement of 92.1 days from radial velocity observations. Convection is associated with the generation and persistence of a magnetic field. The magnetic energy from this field is released at the surface through stellar flares that briefly (as short as per ten seconds) increase the overall luminosity of the star. On May 6, 2019, a flare event bordering Solar M and X flare class, briefly became the brightest ever detected, with a far ultraviolet emission of 2.—hot enough to radiate X rays. Proxima Centauri's quiescent X ray luminosity, approximately (4–16) erg/s ((4–16) W), is roughly equal to that of the much larger Sun. The peak X ray luminosity of the largest flares can reach erg/s ( W). About 88% of the surface of Proxima Centauri may be active, a percentage that is much higher than that of the Sun even at the peak of the solar cycle. Even during quiescent periods with few or no flares, this activity increases the corona temperature of Proxima Centauri to 3.5 million K, compared to the 2 million K of the Sun's corona, and its total X ray emission is comparable to the sun's. which is consistent with the star's estimated age of 4.85 years, The activity level appears to vary with a period of roughly 442 days, which is shorter than the solar cycle of 11 years. Proxima Centauri has a relatively weak stellar wind, no more than 20% of the mass loss rate of the solar wind. Because the star is much smaller than the Sun, the mass loss per unit surface area from Proxima Centauri may be eight times that from the solar surface.
Өмір кезеңдері
Проксима Центаврдың массасына тең қызыл карлик негізгі тізбекте шамамен төрт триллион жыл бойы қалады. Сутегінің термоядролық бірігуі нәтижесінде гелийдің үлесі арта келе, жұлдыз кішірейіп, қызып, біртіндеп "көк карликке" айналады. Осы кезеңнің соңына қарай ол айтарлықтай жарықтанады, Күннің жарықтығының 2,5%-ына жетеді және бірнеше миллиард жыл бойы айналадағы денелерді жылытады. Сутегі отыны таусылғаннан кейін Проксима Центавр гелийлік ақ карликке айналады (қызыл алып фазасынан өтпей) және қалған жылу энергиясын бірте-бірте жоғалтады. Альфа Центавр жүйесі, олардың кіріккен жұлдыз шоғырында, шоғыр тарап кеткенге дейін, одан ауыррақ екі жұлдыз жүйесімен динамикалық түрде байланысқан, аз массалы жұлдыз арқылы табиғи жолмен қалыптасуы мүмкін. Дегенмен, бұл гипотезаны растау үшін радиалдық жылдамдықтың дәл өлшемдері қажет. Егер Проксима Центавр Альфа Центавр жүйесімен қалыптасқан кезде байланысты болса, жұлдыздардың элементтік құрамы бірдей болуы мүмкін. Проксиманың гравитациялық әсері Альфа Центаврдың протопланеталық дискілерін қозғаған болуы мүмкін. Бұл су сияқты ұшқыш заттардың құрғақ ішкі аймақтарға жеткізілуін күшейтеді, осылайша жүйедегі кез келген жер планеталарын осы материалмен байытады. Альфа Центавр жұбының мүшелері дамып, массасын жоғалта беретін болса, Проксима Центавр қазіргі уақыттан бастап шамамен 3,5 миллиард жыл ішінде жүйеден ажырауы күтілуде. Одан кейін жұлдыз бірте-бірте екі жұлдыздан алыстай түседі.
Қозғалыс және орын
768.0665 параллакс негізінде, 2020 жылы Gaia Data Release 3-те жарияланған, Проксима Центавр Күннен шамамен алысқа орналасқан. 1997 жылы Hipparcos Catalogue бойынша 772.33; 2007 жылы Hipparcos New Reduction бойынша 771.64; ал 1999 жылы Хаббл ғарыш телескобының нақты бағыттау сенсорларын қолданып 768.77 – бұл толық Айдың бұрыштық диаметрінің төрт еселенгенімен тең. Проксима Центаврдың өзіндік қозғалысы салыстырмалы түрде жоғары – ол аспанда жылына 3.85 доға секундқа жылжиды. Оның Күнге қарайғы радиалды жылдамдығы 22.2 км/с құрайды. Қазіргі кезде белгілі жұлдыздардың арасында Проксима Центавр шамамен 32 000 жылдан бері Күнге ең жақын жұлдыз болып табылады және келесі 25 000 жыл бойы да солай болады. Одан кейін Альфа Центавр А және Альфа Центавр В Күнге ең жақын жұлдыз ретінде шамамен 79.91 жыл сайын алмасады. 2001 жылы J. García Sánchez және авторлар тобы Проксима Центаврдың Күнге ең жақын келуінің шамамен 26 700 жылдан кейін болатынын болжады. 2010 жылы В. В. Бобилевтің зерттеуі шамамен 27 400 жыл ішінде ең жақын арақашықтықты көрсетеді, ал 2014 жылы C. A. L. Bailer Jones-тың зерттеуі шамамен 26 710 жылда перигелийге жақындауды болжады. Проксима Центавр галактикалық орталықтан 0.07 орбиталық эксцентрицитімен ауытқитын арақашықтықта Галактика арқылы айналып өтеді.
Альфа Центавр
Проксима Центавр 1915 жылы ашылғаннан бері Альфа Центавр екі жұлдызынан тұратын жүйенің серігі деп саналды. Осы себепті ол кейде Альфа Центавр С деп те аталады. Гиппаркос спутнигінен алынған және жердегі бақылаулармен толықтырылған деректер, үш жұлдыздың гравитациялық байланыста екендігі туралы болжамды растады. Кервелла және авторлар тобы (2017) жоғары дәлдікті радиалды жылдамдық өлшемдерін пайдаланып, Проксима мен Альфа Центаврдың гравитациялық байланыста екенін жоғары дәрежеде сеніммен анықтады.
Планеталық жүйе
2022 жылға қарай Проксима Центаврдың орбитасында үш планета (екі расталған және бір кандидат) табылды, олардың бірі радиалдық жылдамдық әдісімен ("d") анықталған ең жеңіл планеталардың бірі, біреуі мекендеу аймағында ("b") Жердің мөлшеріне жақын, ал екінші екеуінен ("c") әлдеқайда алысқа орналасқан газды карлик болуы мүмкін, бірақ оның мәртебесі әлі де даулы. Проксима Центавр айналасындағы экзопланеталарды іздеу 1970 жылдардың соңына дейін жетеді. 1990 жылдары Проксима Центаврдың радиалдық жылдамдығын бірнеше рет өлшеу, анықтауға болатын серіктің ең көп массасын шектеді. Жұлдыздың активтілігі радиалдық жылдамдық өлшемдеріне кедергі келтіріп, осы әдіс арқылы серікті табуды қиындатады. 1998 жылы Хаббл ғарыш телескопындағы әлсіз нысан спектрографы арқылы Проксима Центаврды зерттеу кезінде шамамен 0,5 АЕ қашықтықта айналып жүрген серікке қатысты деректер табылды. Бірақ, кейіннен Wide Field and Planetary Camera 2 камерасымен жүргізілген іздеулерде ешқандай серік табылған жоқ. Cerro Tololo Inter American Observatory астрометриялық өлшеулері 2-12 жылдық орбиталық периоды бар Юпитер сияқты планетаның болуын жоққа шығарады. 2017 жылы астрономдар тобы Атакама үлкен миллиметрлік массивін пайдаланып, Проксима Центаврдың орбитасында жұлдыздан 1-4 АЕ қашықтықта суық шаңнан тұратын белдеуді анықтады. Бұл шаңның температурасы шамамен 40 К, ал жалпы массасы Жер планетасының 1% құрайды. Олар сонымен қатар екі қосымша нысанды анықтады: 30 АЕ қашықтықта 10 К температурасы бар суық белдеу және жұлдыздан 1,2 доғалық секундқа жуық жердегі ықшам сәулелену көзі. Сондай-ақ, жұлдыздан 0,4 АЕ қашықтықтағы қосымша жылы шаң белдеуінің болуына қатысты белгілер де бар.
"Б" планетасы
Проксима Центавр b, немесе Альфа Центавр Cb, жұлдыздың шамамен 11,2 Жер күнін құрайтын орбиталық периодымен, шамамен 11,2 км қашықтықта айналып өтеді. Оның массасы Жердің массасынан кем дегенде 1,17 есе көп. Сонымен қатар, Проксима Центавр b-ның тепе-теңдік температурасы оның бетінде су сұйық күйде болуы мүмкін диапазон ішінде деп есептеледі; осылайша, ол Проксима Центаврдың тіршілікке жарамды аймағына орналасады. Экзопланета Проксима Центавр b-нің алғашқы белгілері 2013 жылы Микко Туоми (Гертфордшир университеті) архивтік бақылау деректерінен табылған. Мүмкін болатын осы жаңалықты растау үшін астрономдар тобы 2016 жылдың қаңтар айында «Pale Red Dot» жобасын іске қосты. 2016 жылдың 24 тамызында Гилем Англада Эскуде (Лондон Корольдік Мэри университеті) басқарылған, әлемнің 31 ғалымынан тұратын команда Nature журналында жарияланған мақала арқылы Проксима Центавр b-ның бар екенін растады. Өлшемдер екі спектрографты пайдалану арқылы жүргізілді: ESO-ның Ла Силла обсерваториясындағы 3,6 м телескобындағы HARPS және Паранал обсерваториясындағы 8 м «Very Large Telescope» телескобындағы UVES. 2016 жылы Проксима Центавр b-ның бар екенін растаған мақалада 60-500 күн аралығында екінші сигнал анықталды. Алайда, жұлдыздық белсенділік және жеткіліксіз үлгі алу оның табиғатын анықтауға мүмкіндік бермейді. Дамассоның командасы Проксима Центаврдың радиалдық жылдамдық деректерінде Проксима Центаврдың шағын қозғалыстарын байқады, бұл Проксима Центаврдың орбитасында қосымша планета болуы мүмкін екенін көрсетеді. SPHERE көмегімен инфрақызыл сәуледе тікелей бейнелеуге ұқсас сигнал анықталды, бірақ авторлар «нақты анықтама алынбағанын» мойындайды. Егер олардың кандидаты шынымен Проксима Центавр c болса, онда ол өз массасы мен жасына сәйкес планета үшін тым жарқын, бұл планетада шамамен 5 радиусы бар сақина жүйесі болуы мүмкін екенін білдіреді. Осы аймақта айналып жүрген планета жұлдызға беткейімен қарайтын болуы мүмкін. Егер бұл гипотетикалық планетаның орбиталық эксцентрициті төмен болса, Проксима Центавр планетаның аспанында аз қозғалады, ал жер бетінің көп бөлігі күндіз немесе түнде тоқтаусыз болады. Атмосфераның болуы жұлдыздың жарық жағынан планетаның алыс жағына жылуды қайта бөлуге мүмкіндік береді. Проксима Центаврдың шығарулары оның тіршілікке жарамды аймағындағы кез келген планетаның атмосферасын бұзуы мүмкін, бірақ деректі фильмнің ғалымдары бұл кедергіні жеңуге болады деп ойлады. Берклидегі Калифорния университетінің профессоры Гибор Басри: «Ешкім тіршілікке кедергі келтіретін ештеңе таппады», - деді. Мысалы, жұлдыздың шығаруларынан туындаған зарядталған бөлшектердің ағыны жақын маңдағы кез келген планетаның атмосферасын жоюы мүмкін еді. Егер планетаның магнит өрісі күшті болса, өріс атмосферадағы бөлшектерді бұрмалар еді; тіпті өз жұлдызының орбитасын айналған сайын бір рет айналатын, жел-сумен тұйықталған планетаның баяу айналуы магнит өрісін тудыруға жеткілікті болар еді, егер планетаның ішкі бөлігі еріген күйінде қала берсе. Басқа ғалымдар, әсіресе сирек кездесетін Жер гипотезасын қолдайтындар, қызыл карликтерде өмірдің пайда болуы мүмкін емес екеніне келіспейді. Бұл жұлдыздың тіршілікке жарамды аймағындағы кез келген экзопланеталар, мүмкін, тоқтаусыз тұйықталады, нәтижесінде салыстырмалы түрде әлсіз планеталық магниттік момент пайда болады, бұл Проксима Центаврдан короналдық массалық шығарындылардың атмосфералық эрозиясына әкеледі. 2020 жылдың желтоқсан айында SETI радиосигналына үміткер BLC 1 жұлдыздан келе жатқаны туралы хабарланды. Кейіннен бұл сигналдың адам жасаған радиокедергі екені анықталды.
Байқау тарихы
1915 жылы Оңтүстік Африканың Йоханнесбург қаласындағы Юнион обсерваториясының директоры, шотланд астрономы Роберт Иннес Альфа Центаврмен бірдей өз қозғалысына ие жұлдызды ашты. Ол оны Proxima Centauri (немесе Proxima Centaurus) деп атауды ұсынды. 1917 жылы Голландиялық астроном Жоан Воуте, Жақсы Үміт мүйісіндегі Корольдік обсерваториясында жұлдыздың тригонометриялық параллаксын 0,755 деп өлшеді және Проксима Центаврдың Күннен Альфа Центаврға шамамен бірдей қашықтықта екенін анықтады. Ол сол кездегі ең аз жарқыраған жұлдыз еді. 1928 жылы американдық астроном Харольд Л. Алден Проксима Центаврдың параллаксын дәл осы дәлдікпен анықтады, ол 0,783 параллакспен Иннестің пікірін растады. 1951 жылы американдық астроном Харлоу Шэпли Проксима Центаврдың тұрақсыз жұлдыз екенін хабарлады. Бұрынғы фотосуреттерді зерттеу көрсеткендей, жұлдыздың шамасы суреттердің шамамен 8%-да өлшенетіндей өсімді көрсетті, осылайша ол сол кездегі ең белсенді тұрақсыз жұлдызға айналды. Жұлдызға жақын болу оның тұрақсыздығын егжей-тегжейлі бақылауға мүмкіндік береді. 1980 жылы Эйнштейн обсерваториясы Проксима Центаврдағы жұлдыздық жарылыстың егжей-тегжейлі рентгендік энергия қисығын жасады. Жарылыс белсенділігін одан әрі бақылау EXOSAT және ROSAT спутниктерімен жүргізілді, ал 1995 жылы жапондық ASCA спутнигі күнге ұқсас кішкентай жарылыстардың рентгендік сәулелерін бақылады. Проксима Центавр содан бері көптеген рентгендік обсерваториялардың, соның ішінде XMM-Newton және Chandra зерттеу нысаны болды. Проксима Центавр сияқты қызыл ергежейлі жұлдыздарды қару көзімен көруге болмайды, өте әлсіз болып келеді. Тіпті Альфа Центаврдың А немесе В жұлдыздарынан қарағанда да Проксима тек бесінші шамадағы жұлдыз ретінде көрінеді. Оның көрінетін шамасы 11-ге тең, сондықтан оны тамашалау үшін кемінде тиісті апертурасы бар телескоп қажет, тіпті идеалды жағдайларда да – ашық, қараңғы аспан астында және Проксима Центавр көкжиектен жоғары тұрғанда. 2016 жылы Халықаралық астрономиялық одақ жұлдыз аттарын каталогтау және стандарттау үшін Жұлдыз аттары жөніндегі жұмыс тобын (WGSN) құрды. WGSN 2016 жылдың 21 тамызында осы жұлдызға Proxima Centauri деген атауды бекітті және қазір ол IAU бекіткен жұлдыз аттарының тізіміне енгізілді. 2016 жылы Проксима Центаврдан күшті жарылыс байқалды, ол бұрынғыдан күштірек болды. Оптикалық жарықтығы шамамен 6,8 шамаға дейін 68 есеге артты. Осындай жарылыстар жылына шамамен бес рет болатыны болжанады, бірақ олардың ұзақтығы қысқа – бірнеше минутты құрайды, сондықтан олар бұрын байқалған емес. 2020 жылдың 22 және 23 сәуірінде New Horizons ғарыш кемесі ең жақын екі жұлдыз – Проксима Центавр мен Вольф 359-дың суреттерін түсірді. Жердегі суреттермен салыстырғанда, өте үлкен параллакс әсері анық көрінді. Алайда, бұл тек иллюстрациялық мақсатта қолданылды және бұрынғы қашықтық өлшемдерін жақсартпады.
Болашақтағы зерттеулер
Жұлдыздың Жерге жақын орналасуына байланысты Проксима Центавр жұлдызаралық сапарлар үшін ұшу бағыты ретінде қарастырылып келеді. Егер ядролық емес, дәстүрлі қозғалтқыш технологиялары қолданылса, ғарыш кемесінің Проксима Центавраға және оның планеталарына ұшуы мыңдаған жылға созылуы мүмкін. Мысалы, қазір Күнге қатысты қозғалып жатқан «Вояджер-1» ғарыш станциясы, егер ол сол жұлдыз бағытында қозғалса және Проксима орында тұрса, 73 775 жылда Проксима Центавраға жетер еді. Бірақ Проксиманың нақты галактикалық орбитасы ескерілгенде, баяу жылдамдықпен қозғалатын зерттеу құралы жұлдызға ең жақын келген сәтте оны ұстап алу үшін ондаған мың жыл ғана уақытқа ие болады, одан кейін ол қол жетпейтін қашықтыққа кетіп қалады. Ядролық импульстік қозғалтқыш мұндай жұлдызаралық саяхатты ғасырлық мерзімде жүзеге асыруға мүмкіндік береді, бұл «Орион» жобасы, «Дедалус» жобасы және «Лонгшот» жобасы сияқты бірнеше зерттеулерге түрткіс берді. Зерттеу құралдары Проксима Центаврдың жанынан ұшып өтуді ұшырылғаннан кейін 20 жылдан соң немесе Проксима Центавр немесе Альфа Центавр айналасында серпіліс жасау арқылы 140 жылдан соң орбитаға шығуы мүмкін. Содан кейін зерттеу құралдары жұлдыздардың планеталарының суреттерін түсіріп, олардың атмосфералық құрамы туралы мәліметтерді жинап алады. Жиналған ақпаратты Жерге жіберуге 4,25 жыл уақыт кетеді.