Проксима Центавра: Ближайшая к Солнцу звезда

Введение

Звезда в созвездии Центавра

Проксима Центавра — небольшая звезда с низкой массой, расположенная вдали от Солнца в южном созвездии Центавра. Её латинское название означает «ближайшая [звезда] к Центавру». Она была открыта в 1915 году Робертом Иннесом и является ближайшей известной звездой к Солнцу. С кажущейся звёздной величиной 11.13 она слишком тускла, чтобы её можно было увидеть невооружённым глазом. Проксима Центавра является членом звёздной системы Альфа Центавра, идентифицируемой как компонент Альфа Центавра C, и находится на расстоянии 2,18° к юго-западу от пары Альфа Центавра AB. В настоящее время она удалена от AB на расстояние, которое она обходит с периодом около 550 000 лет. Проксима Центавра — красная карликовая звезда с массой около 12,5% от массы Солнца и средней плотностью примерно в 33 раза большей, чем у Солнца. Благодаря близости Проксимы Центавра к Земле её угловой диаметр можно измерить непосредственно. Её фактический диаметр составляет около одной седьмой (14%) диаметра Солнца. Хотя средняя светимость Проксимы Центавра очень низкая, она является вспыхивающей звездой, яркость которой случайным образом резко возрастает из-за магнитной активности. Магнитное поле звезды создаётся конвекцией по всему звездному телу, а возникающая в результате вспышечная активность генерирует общее рентгеновское излучение, подобное тому, которое производит Солнце. Внутреннее перемешивание топлива посредством конвекции в ядре и относительно низкая скорость производства энергии означают, что Проксима останется звездой главной последовательности ещё в течение четырёх триллионов лет. У Проксимы Центавра обнаружено две известные экзопланеты и одна кандидат-экзопланета: Проксима Центавра b, Проксима Центавра d и спорная Проксима Центавра c. Проксима Центавра b вращается вокруг звезды на расстоянии около с орбитальным периодом приблизительно 11,2 земных суток. Её масса, по оценкам, составляет не менее 1,07 массы Земли, с оттенком, смещённым к красно-жёлтому при эффективной температуре 3000 К. Её общая светимость на всех длинах волн составляет всего 0,16% от солнечной, хотя при наблюдении в диапазоне длин волн видимого света, к которым наиболее чувствителен глаз, она составляет лишь 0,0056% от светимости Солнца. Более 85% её излучаемой энергии приходится на инфракрасный диапазон. В 2002 году оптическая интерферометрия с использованием Очень Большого Телескопа (VLTI) показала, что угловой диаметр Проксимы Центавра равен 1,02". Поскольку её расстояние известно, фактический диаметр Проксимы Центавра можно рассчитать как примерно 1/7 диаметра Солнца, или в 1,5 раза больше диаметра Юпитера. Масса звезды, оцененная на основе звёздной теории, составляет 0,129 массы Юпитера. Масса была рассчитана непосредственно, хотя и с меньшей точностью, из наблюдений за микролинзовыми событиями и составляет 0,150 массы Солнца. Звёзды с меньшей массой имеют более высокую среднюю плотность, чем звёзды с большей массой, и Проксима Центавра не является исключением: её средняя плотность составляет по сравнению со средней плотностью Солнца в . Измеренная поверхностная гравитация Проксимы Центавра, заданная в виде десятичного логарифма ускорения в единицах СГС, равна 5,20. Исследование фотометрических вариаций 1998 года показало, что Проксима Центавра совершает полный оборот один раз в 83,5 дня. Последующий анализ временных рядов хромосферных индикаторов в 2002 году предполагает более длительный период вращения в 116,6 дня. Поздние наблюдения за магнитным полем звезды показали, что звезда вращается с периодом 89,8 дня, что согласуется с измерением 92,1 дня, полученным из наблюдений радиальной скорости. Конвекция связана с генерацией и поддержанием магнитного поля. Магнитная энергия из этого поля высвобождается на поверхности через звёздные вспышки, которые ненадолго (в течение всего нескольких секунд) увеличивают общую светимость звезды. 6 мая 2019 года вспышка, близкая к солнечным вспышкам класса M и X, на короткое время стала самой яркой из когда-либо обнаруженных, с дальним ультрафиолетовым излучением 2,—достаточно горячим, чтобы излучать рентгеновские лучи. Постоянная рентгеновская светимость Проксимы Центавра, приблизительно (4–16) эрг/с ((4–16) Вт), примерно равна светимости гораздо большего Солнца. Пиковая рентгеновская светимость крупнейших вспышек может достигать эрг/с ( Вт). Около 88% поверхности Проксимы Центавра может быть активным, процент, который намного выше, чем у Солнца даже на пике солнечного цикла. Даже в периоды покоя с небольшим количеством вспышек или без них эта активность повышает температуру короны Проксимы Центавра до 3,5 миллиона К, по сравнению с 2 миллионами К в короне Солнца, а её общая рентгеновская эмиссия сопоставима с солнечной. Это согласуется с оценкой возраста звезды в 4,85 миллиарда лет. Уровень активности, по-видимому, меняется с периодом около 442 дней, что короче 11-летнего солнечного цикла. Проксима Центавра имеет относительно слабый звёздный ветер, не более 20% от скорости потери массы солнечного ветра. Поскольку звезда намного меньше Солнца, потеря массы на единицу площади поверхности от Проксимы Центавра может быть в восемь раз больше, чем с поверхности Солнца.

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.

Фазы жизни

Красный карлик с массой Проксимы Центавра останется на главной последовательности около четырех триллионов лет. По мере увеличения доли гелия в результате синтеза водорода звезда станет меньше и горячее, постепенно превращаясь в так называемый "голубой карлик". Ближе к концу этого периода она станет значительно ярче, достигнув 2,5% светимости Солнца и нагревая любые обращающиеся вокруг неё тела в течение нескольких миллиардов лет. Когда запасы водорода будут исчерпаны, Проксима Центавра превратится в гелиевый белый карлик (без прохождения через стадию красного гиганта) и будет постепенно терять оставшуюся тепловую энергию. Система Альфа Центавра могла сформироваться естественным путем, когда звезда малой массы динамически захватывается более массивной двойной звездой внутри их родительского звездного скопления до его рассеяния. Однако для подтверждения этой гипотезы требуются более точные измерения радиальной скорости. Если Проксима Центавра была гравитационно связана с системой Альфа Центавра во время её формирования, то звёзды, вероятно, имеют схожий элементный состав. Гравитационное влияние Проксимы могло нарушить структуру протопланетных дисков Альфы Центавра, увеличив доставку летучих веществ, таких как вода, в сухие внутренние области, и, возможно, обогатив этим материалом любые земные планеты в системе. По мере того как компоненты двойной системы Альфа Центавра продолжают эволюционировать и терять массу, прогнозируется, что Проксима Центавра станет несвязанной с системой примерно через 3,5 миллиарда лет. После этого звезда будет постепенно удаляться от пары.

Движение и местоположение

На основании параллакса 768.0665, опубликованного в 2020 году в Gaia Data Release 3, Проксима Центавра находится на расстоянии от Солнца. Значение параллакса составляло 772.33 в оригинальном каталоге Hipparcos в 1997 году; 771.64 в Hipparcos New Reduction в 2007 году; и 768.77 при использовании датчиков тонкого наведения космического телескопа Хаббл в 1999 году, что в четыре раза больше углового диаметра полной Луны. Проксима Центавра обладает относительно большим собственным движением — 3,85 дуговых секунд в год по небу. Её радиальная скорость направлена к Солнцу и составляет 22,2 км/с. Среди известных звёзд Проксима Центавра является ближайшей к Солнцу звездой около 32 000 лет и останется ею ещё примерно 25 000 лет, после чего Альфа Центавра А и Альфа Центавра В будут поочередно приближаться к Солнцу примерно каждые 79,91 года. В 2001 году J. García Sánchez и др. предсказали, что Проксима Центавра достигнет максимального сближения с Солнцем примерно через 26 700 лет. Исследование В. В. Бобилева 2010 года предсказало минимальное расстояние до Солнца примерно через 27 400 лет, за которым последовало исследование К. А. Л. Бейлера-Джонса 2014 года, предсказавшее приближение к перигелию примерно через 26 710 лет. Проксима Центавра вращается вокруг Млечного Пути на расстоянии от центра Галактики, которое изменяется от , с орбитальной эксцентриситетом 0,07.

Альфа Центавра

Проксима Центавра подозревалась как компаньон двойной звездной системы Альфа Центавра с момента её открытия в 1915 году. По этой причине её иногда называют Альфа Центавра C. Данные со спутника Hipparcos, в сочетании с наземными наблюдениями, подтверждали гипотезу о том, что три звезды образуют гравитационно связанную систему. Кервелла и др. (2017) использовали высокоточные измерения радиальной скорости, чтобы с высокой степенью достоверности установить, что Проксима и Альфа Центавра гравитационно связаны.

Планетарная система

По состоянию на 2022 год на орбите вокруг Проксимы Центавра обнаружены три планеты (две подтвержденные и одна кандидатская), одна из которых является одной из самых легких, когда-либо обнаруженных методом радиальных скоростей ("d"), одна близка к размеру Земли и находится в обитаемой зоне ("b"), и возможный газовый карлик, обращающийся вокруг звезды на значительно большем расстоянии, чем две внутренние планеты ("c"), хотя его статус остаётся предметом споров. Поиски экзопланет вокруг Проксимы Центавра начались в конце 1970-х годов. В 1990-х годах многочисленные измерения радиальной скорости Проксимы Центавра ограничили максимальную массу, которую мог иметь обнаруживаемый компаньон. Активность звезды вносит помехи в измерения радиальной скорости, что затрудняет обнаружение компаньона этим методом. В 1998 году исследование Проксимы Центавра с использованием спектрографа слабых объектов на борту космического телескопа Хаббл показало признаки наличия компаньона на орбите на расстоянии около 0,5 а.е. Последующие поиски с помощью камеры WFPC2 не выявили никаких компаньонов. Астрометрические измерения, проведенные в Межамериканской обсерватории Серро Тололо, по-видимому, исключают существование планеты размером с Юпитер с орбитальным периодом 2–12 лет. В 2017 году группа астрономов, использовавших Атакамскую большую миллиметровую/субмиллиметровую антенную решетку (ALMA), сообщила об обнаружении пояса холодной пыли, обращающегося вокруг Проксимы Центавра на расстоянии 1–4 а.е. от звезды. Температура этой пыли составляет около 40 К, а общая оценочная масса – 1% от массы Земли. Они предварительно обнаружили еще две структуры: холодный пояс с температурой 10 К, обращающийся вокруг 30 а.е., и компактный источник излучения на расстоянии около 1,2 угловых секунд от звезды. Также были намеки на наличие дополнительного теплого пылевого пояса на расстоянии 0,4 а.е. от звезды.

Планета b

Проксима Центавра b, или Альфа Центавра Cb, вращается вокруг звезды на расстоянии примерно с орбитальным периодом приблизительно 11,2 земных дня. Её масса, по оценкам, составляет не менее 1,17 массы Земли. Кроме того, равновесная температура Проксимы Центавра b, по оценкам, находится в диапазоне, где вода может существовать в жидком состоянии на её поверхности, что помещает её в обитаемую зону Проксимы Центавра. Первые признаки экзопланеты Проксима Центавра b были обнаружены в 2013 году Микко Туоми из Университета Хертфордшира на основе архивных данных наблюдений. Для подтверждения возможного открытия команда астрономов запустила проект Pale Red Dot в январе 2016 года. 24 августа 2016 года команда из 31 учёного со всего мира под руководством Гильема Англада Эскуде из Лондонского университета королевы Марии подтвердила существование Проксимы Центавра b в рецензируемой статье, опубликованной в журнале Nature. Измерения были выполнены с использованием двух спектрографов: HARPS на телескопе ESO 3,6 м в обсерватории Ла-Силла и UVES на 8-метровом Очень Большом Телескопе в обсерватории Паранал. В 2016 году, в статье, способствовавшей подтверждению существования Проксимы Центавра b, был обнаружен второй сигнал в диапазоне от 60 до 500 дней. Однако, из-за звёздной активности и недостаточной плотности наблюдений, его природа остаётся неясной. Команда Дамассо заметила незначительные колебания Проксимы Центавра в данных о радиальной скорости, полученных с инструмента HARPS ESO, что указывает на возможную дополнительную планету, вращающуюся вокруг Проксимы Центавра. Возможный прямой образ был обнаружен в инфракрасном диапазоне с помощью SPHERE, но авторы признают, что "не получили чёткого обнаружения". Если их кандидат является Проксимой Центавра c, то она слишком яркая для планеты её массы и возраста, что предполагает наличие у планеты кольцевой системы радиусом около 5 км. Планета, вращающаяся в этой зоне, может быть приливно зафиксирована звездой. Если орбитальная эксцентричность этой гипотетической планеты была бы низкой, Проксима Центавра мало смещалась бы на небе планеты, и большая часть поверхности постоянно испытывала бы день или ночь. Наличие атмосферы могло бы способствовать перераспределению тепла от освещённой звезды к противоположной стороне планеты. Вспышки Проксимы Центавра могут разрушать атмосферу любой планеты в её обитаемой зоне, но учёные, работавшие над документальным фильмом, полагали, что это препятствие можно преодолеть. Гибор Басри из Калифорнийского университета в Беркли утверждал: "Никто не обнаружил никаких непреодолимых препятствий для обитаемости". Например, одной из проблем было то, что потоки заряженных частиц от звёздных вспышек могли бы лишить атмосферы любую близлежащую планету. Если бы планета обладала сильным магнитным полем, оно отклоняло бы частицы от атмосферы; даже медленное вращение приливно зафиксированной планеты, совершающей один оборот за период обращения вокруг звезды, было бы достаточно для генерации магнитного поля, пока часть недр планеты остаётся расплавленной. Другие учёные, особенно сторонники гипотезы о редкой Земле, не согласны с тем, что красные карлики могут поддерживать жизнь. Любая экзопланета в обитаемой зоне этой звезды, вероятно, будет приливно зафиксирована, что приведёт к относительно слабому планетарному магнитному моменту и, как следствие, к сильной эрозии атмосферы из-за корональных выбросов массы от Проксимы Центавра. В декабре 2020 года был объявлен кандидат на радиосигнал SETI BLC 1, который, возможно, исходил от звезды. Позже было установлено, что сигнал является радиопомехами, созданными человеком.

Proxima Centauri b, or Alpha Centauri Cb, orbits the star at a distance of roughly with an orbital period of approximately 11.2 Earth days. Its estimated mass is at least 1.17 times that of the Earth. Moreover, the equilibrium temperature of Proxima Centauri b is estimated to be within the range where water could exist as liquid on its surface; thus, placing it within the habitable zone of Proxima Centauri. The first indications of the exoplanet Proxima Centauri b were found in 2013 by Mikko Tuomi of the University of Hertfordshire from archival observation data. To confirm the possible discovery, a team of astronomers launched the Pale Red Dot project in January 2016. On August 24, 2016, the team of 31 scientists from all around the world, led by Guillem Anglada Escudé of Queen Mary University of London, confirmed the existence of Proxima Centauri b through a peer reviewed article published in Nature. The measurements were performed using two spectrographs: HARPS on the ESO 3.6 m Telescope at La Silla Observatory and UVES on the 8 m Very Large Telescope at Paranal Observatory. In 2016, in a paper that helped to confirm Proxima Centauri b's existence, a second signal in the range of 60 to 500 days was detected. However, stellar activity and inadequate sampling causes its nature to remain unclear. Damasso's team had noticed minor movements of Proxima Centauri in the radial velocity data from the ESO's HARPS instrument, indicating a possible additional planet orbiting Proxima Centauri. A possible direct imaging counterpart was detected in the infrared with the SPHERE, but the authors admit that they "did not obtain a clear detection." If their candidate source is in fact Proxima Centauri c, it is too bright for a planet of its mass and age, implying that the planet may have a ring system with a radius of around 5 A planet orbiting within this zone may experience tidal locking to the star. If the orbital eccentricity of this hypothetical planet were low, Proxima Centauri would move little in the planet's sky, and most of the surface would experience either day or night perpetually. The presence of an atmosphere could serve to redistribute heat from the star lit side to the far side of the planet. Proxima Centauri's flare outbursts could erode the atmosphere of any planet in its habitable zone, but the documentary's scientists thought that this obstacle could be overcome. Gibor Basri of the University of California, Berkeley argued: "No one [has] found any showstoppers to habitability." For example, one concern was that the torrents of charged particles from the star's flares could strip the atmosphere off any nearby planet. If the planet had a strong magnetic field, the field would deflect the particles from the atmosphere; even the slow rotation of a tidally locked planet that spins once for every time it orbits its star would be enough to generate a magnetic field, as long as part of the planet's interior remained molten. Other scientists, especially proponents of the rare Earth hypothesis, disagree that red dwarfs can sustain life. Any exoplanet in this star's habitable zone would likely be tidally locked, resulting in a relatively weak planetary magnetic moment, leading to strong atmospheric erosion by coronal mass ejections from Proxima Centauri. In December 2020, a candidate SETI radio signal BLC 1 was announced as potentially coming from the star. The signal was later determined to be human made radio interference.

История наблюдений

В 1915 году шотландский астроном Роберт Иннес, директор Обсерватории Союза в Йоханнесбурге (Южная Африка), обнаружил звезду, которая имела такое же собственное движение, как Альфа Центавра. Он предложил назвать её Проксима Центавра (фактически Проксима Центавр). В 1917 году в Королевской обсерватории на мысе Доброй Надежды голландский астроном Йоан Воуте измерил тригонометрический параллакс звезды, равный 0,755, и определил, что Проксима Центавра находится примерно на таком же расстоянии от Солнца, как и Альфа Центавра. Это была самая тусклая звезда, известная на тот момент. Не менее точное определение параллакса Проксимы Центавра было сделано американским астрономом Гарольдом Л. Олденом в 1928 году, который подтвердил мнение Иннеса о том, что она ближе, с параллаксом 0,783. В 1951 году американский астроном Харлоу Шепли объявил, что Проксима Центавра является вспыхивающей звездой. Изучение старых фотографических записей показало, что на примерно 8% снимков звезда демонстрировала измеримое увеличение блеска, что делало её самой активной вспыхивающей звездой, известной на тот момент. Близость звезды позволяет детально наблюдать её вспышечную активность. В 1980 году обсерватория «Эйнштейн» создала подробную кривую энергии рентгеновского излучения во время вспышки на Проксиме Центавра. Дальнейшие наблюдения за вспышечной активностью проводились с помощью спутников EXOSAT и ROSAT, а рентгеновское излучение меньших вспышек, подобных солнечным, было зафиксировано японским спутником ASCA в 1995 году. С тех пор Проксима Центавра была объектом изучения большинства рентгеновских обсерваторий, включая XMM-Newton и Chandra. Красные карлики, такие как Проксима Центавра, слишком тусклы, чтобы их можно было увидеть невооружённым глазом. Даже с Альфы Центавра A или B Проксима была бы видна лишь как звезда пятой звёздной величины. Её видимая звёздная величина равна 11, поэтому для наблюдения требуется телескоп с апертурой не менее [укажите апертуру], даже в идеальных условиях – при ясном, тёмном небе, когда Проксима Центавра находится высоко над горизонтом. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звёзд (WGSN) для каталогизации и стандартизации собственных имён звёзд. WGSN утвердила название Проксима Центавра для этой звезды 21 августа 2016 года, и теперь оно включено в Список утверждённых ИАУ имён звёзд. В 2016 году с Проксимы Центавра была зафиксирована супервспышка – самая мощная из когда-либо зарегистрированных. Оптическая яркость увеличилась в 68 раз, достигнув приблизительно 6,8 звёздной величины. По оценкам, подобные вспышки происходят примерно пять раз в год, но их продолжительность – всего несколько минут – настолько мала, что раньше их никогда не наблюдали. 22 и 23 апреля 2020 года космический аппарат New Horizons сделал снимки двух ближайших звёзд – Проксимы Центавра и Волка 359. При сравнении с наземными изображениями эффект параллакса был легко заметен. Однако это было использовано лишь в иллюстративных целях и не позволило улучшить предыдущие измерения расстояния.

In 1915, the Scottish astronomer Robert Innes, director of the Union Observatory in Johannesburg, South Africa, discovered a star that had the same proper motion as Alpha Centauri. He suggested that it be named Proxima Centauri (actually Proxima Centaurus). In 1917, at the Royal Observatory at the Cape of Good Hope, the Dutch astronomer Joan Voûte measured the star's trigonometric parallax at 0.755 and determined that Proxima Centauri was approximately the same distance from the Sun as Alpha Centauri. It was the lowest luminosity star known at the time. An equally accurate parallax determination of Proxima Centauri was made by American astronomer Harold L. Alden in 1928, who confirmed Innes's view that it is closer, with a parallax of 0.783. In 1951, American astronomer Harlow Shapley announced that Proxima Centauri is a flare star. Examination of past photographic records showed that the star displayed a measurable increase in magnitude on about 8% of the images, making it the most active flare star then known. The proximity of the star allows for detailed observation of its flare activity. In 1980, the Einstein Observatory produced a detailed X ray energy curve of a stellar flare on Proxima Centauri. Further observations of flare activity were made with the EXOSAT and ROSAT satellites, and the X ray emissions of smaller, solar like flares were observed by the Japanese ASCA satellite in 1995. Proxima Centauri has since been the subject of study by most X ray observatories, including XMM Newton and Chandra. Red dwarfs such as Proxima Centauri are too faint to be seen with the naked eye. Even from Alpha Centauri A or B, Proxima would only be seen as a fifth magnitude star. It has apparent visual magnitude 11, so a telescope with an aperture of at least is needed to observe it, even under ideal viewing conditions—under clear, dark skies with Proxima Centauri well above the horizon. In 2016, the International Astronomical Union organized a Working Group on Star Names (WGSN) to catalogue and standardize proper names for stars. The WGSN approved the name Proxima Centauri for this star on August 21, 2016, and it is now so included in the List of IAU approved Star Names. In 2016, a superflare was observed from Proxima Centauri, the strongest flare ever seen. The optical brightness increased by a factor of 68× to approximately magnitude 6.8. It is estimated that similar flares occur around five times every year but are of such short duration, just a few minutes, that they have never been observed before. On 2020 April 22 and 23, the New Horizons spacecraft took images of two of the nearest stars, Proxima Centauri and Wolf 359. When compared with Earth based images, a very large parallax effect was easily visible. However, this was only used for illustrative purposes and did not improve on previous distance measurements.

Будущие исследования

Из-за близости звезды к Земле, Проксима Центавра рассматривается как потенциальная цель для межзвездных перелётов. Если использовать неядерные, традиционные двигательные установки, полёт космического аппарата к Проксиме Центавра и её планетам, вероятно, займёт тысячи лет. Например, космический аппарат "Вояджер-1", который в настоящее время движется относительно Солнца, достиг бы Проксимы Центавра через 73 775 лет, если бы он направлялся к этой звезде, а Проксима оставалась неподвижной. Однако, учитывая реальную галактическую орбиту Проксимы, медленнодвижущемуся зонду потребуется всего несколько десятков тысяч лет, чтобы догнать звезду в момент максимального сближения, прежде чем она вновь удалится на недостижимое расстояние. Ядерно-импульсная тяга может позволить совершать такие межзвездные путешествия в течение столетия, что послужило вдохновением для ряда исследований, таких как проекты "Орион", "Дедал" и "Лонгшот". Зонды могли бы пролететь мимо Проксимы Центавра примерно через 20 лет после запуска, или, возможно, выйти на орбиту примерно через 140 лет, используя гравитационные манёвры вокруг Проксимы Центавра или Альфы Центавра. Затем зонды будут фотографировать и собирать данные о планетах этих звёзд, а также об их атмосферном составе. Для передачи собранной информации на Землю потребуется 4,25 года.