Проксима Центавра: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
[перевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Немає опису редагування
Рядок 169: Рядок 169:


== Власний рух і координати ==
== Власний рух і координати ==
Базуючись на паралаксі, опублікованому в 2020 році в Gaia Data Release 3, що дорівнює 768.0665±0.0499 [[Кутова мінута і секунда|mas]], відстань до Проксими становить 4.2465 [[Світловий рік|світлового року]] (1.3020 [[Парсек|пк]] або 268550 [[а.о.]]). Попередні розрахунки надавали дещо інше значення паралаксу:
Базуючись на паралаксі, опублікованому в 2020 році в Gaia Data Release 3, що дорівнює 768.0665±0.0499 [[Кутова мінута і секунда|mas]], відстань до Проксими становить 4.2465 [[Світловий рік|світлового року]] (1.3020 [[Парсек|пк]] або 268550 [[а.о.]])<ref>{{Cite news|title=Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties|url=https://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/202039657|work=Astronomy & Astrophysics|date=2021-05|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/202039657|pages=A1|volume=649|last=Gaia Collaboration|first2=A. G. A.|last2=Brown|first3=A.|last3=Vallenari|first4=T.|last4=Prusti|first5=J. H. J.|last5=de Bruijne|first6=C.|last6=Babusiaux|first7=M.|last7=Biermann|first8=O. L.|last8=Creevey|first9=D. W.|last9=Evans}}</ref>. Попередні розрахунки надавали дещо інше значення паралаксу:


* 768.5±0.2 mas ([[Gaia Data Release 2]], 2018)
* 768.5±0.2 mas ([[Gaia Data Release 2]], 2018)
* 768.13±1.04 mas ({{Не перекладено|Research Consortium On Nearby Stars|Research Consortium On Nearby Stars|en}}, 2014)<ref>{{Cite news|title=THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXXIV. A SEARCH FOR PLANETS ORBITING NEARBY M DWARFS USING ASTROMETRY|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/148/5/91|work=The Astronomical Journal|date=2014-10-13|accessdate=2023-11-27|issn=1538-3881|doi=10.1088/0004-6256/148/5/91|pages=91|volume=148|issue=5|first=John C.|last=Lurie|first2=Todd J.|last2=Henry|first3=Wei-Chun|last3=Jao|first4=Samuel N.|last4=Quinn|first5=Jennifer G.|last5=Winters|first6=Philip A.|last6=Ianna|first7=David W.|last7=Koerner|first8=Adric R.|last8=Riedel|first9=John P.|last9=Subasavage}}</ref>
* 768.13±1.04 mas ({{Не перекладено|Research Consortium On Nearby Stars|Research Consortium On Nearby Stars|en}}, 2014)
* 772.33±2.42 mas (оригінальне видання [[Каталог Hipparcos|каталогу Гіппаркос]], 1997)
* 772.33±2.42 mas (оригінальне видання [[Каталог Hipparcos|каталогу Гіппаркос]], 1997)<ref>{{Cite book
|url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1997A%26A...323L..49P
* 771.64±2.60 mas ([[Hipparcos New Reduction]], 2007)
|title=The HIPPARCOS Catalogue
* 768.77±0.37 mas ([[Габбл (телескоп)|телескоп Габбла]], 1999)
|last=Perryman
Для земного спостерігача Проксима Центавра віддалена від двох інших зір системи на 2,18 градуси, що вчетверо більше за видимий діаметр повного Місяця. Власний рух зорі відносно великий і становить 3,85 mas/рік. Радіальна швидкість відносно Сонця - 22,2 км/с. Для спостерігача з Проксими Сонце виглядає яскравою зорею (видима зоряна величина 0,4), що розташована в сузір'ї Касіопеї. Для земного спостерігача подібним чином виглядають зорі [[Ахернар]] та [[Проціон]].
|first=M.A.C. та інші
|year=1997
|publisher=Astronomy and Astrophysics
|volume=323
|pages=L49-L52
}}</ref>
* 771.64±2.60 mas ([[Hipparcos New Reduction]], 2007)<ref>{{Cite news|title=Validation of the new Hipparcos reduction|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20078357|work=Astronomy & Astrophysics|date=2007-11|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20078357|pages=653–664|volume=474|issue=2|first=F.|last=van Leeuwen}}</ref>
* 768.77±0.37 mas ([[Габбл (телескоп)|телескоп "Габбл"]], 1999)<ref>{{Cite news|title=Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using [ITAL]HUBBLE SPACE TELESCOPE[/ITAL] Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for Substellar Companions|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/300975|work=The Astronomical Journal|date=1999-08|accessdate=2023-11-27|doi=10.1086/300975|pages=1086–1100|volume=118|issue=2|first=G. Fritz|last=Benedict|first2=Barbara|last2=McArthur|first3=D. W.|last3=Chappell|first4=E.|last4=Nelan|first5=W. H.|last5=Jefferys|first6=W.|last6=van Altena|first7=J.|last7=Lee|first8=D.|last8=Cornell|first9=P. J.|last9=Shelus}}</ref>
Для земного спостерігача Проксима Центавра віддалена від двох інших зір системи на 2,18 градуси<ref>{{Cite news|title=Brown Dwarf Companions to G-Type Stars. I. Gliese 417B and Gliese 584C|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/321085|work=The Astronomical Journal|date=2001-06|accessdate=2023-11-27|doi=10.1086/321085|pages=3235–3253|volume=121|issue=6|first=J. Davy|last=Kirkpatrick|first2=Conard C.|last2=Dahn|first3=David G.|last3=Monet|first4=I. Neill|last4=Reid|first5=John E.|last5=Gizis|first6=James|last6=Liebert|first7=Adam J.|last7=Burgasser}}</ref>, що вчетверо більше за видимий діаметр повного Місяця<ref>{{Cite web|title=Moon Fact Sheet|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html|website=nssdc.gsfc.nasa.gov|accessdate=2023-11-27}}</ref>. Власний рух зорі відносно великий і становить 0.368 mas/рік по схиленню та -3.775 mas/рік по прямому піднесенню<ref>{{Cite news|title=Challenges in Scientific Data Communication from Low-mass Interstellar Probes|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/aba126|work=The Astrophysical Journal Supplement Series|date=2020-08-12|accessdate=2023-11-27|issn=1538-4365|doi=10.3847/1538-4365/aba126|pages=36|volume=249|issue=2|first=David G.|last=Messerschmitt|first2=Philip|last2=Lubin|first3=Ian|last3=Morrison}}</ref>. Радіальна швидкість відносно Сонця - 22,2 км/с<ref>{{Cite news|title=Proxima’s orbit around α Centauri|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201629930|work=Astronomy & Astrophysics|date=2017-02|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201629930|pages=L7|volume=598|first=P.|last=Kervella|first2=F.|last2=Thévenin|first3=C.|last3=Lovis}}</ref>. Для спостерігача з Проксими Сонце виглядає яскравою зорею (видима зоряна величина 0,4), що розташована в сузір'ї Касіопеї. Для земного спостерігача подібним чином виглядають зорі [[Ахернар]] та [[Проціон]].


Проксима була найближчою до Землі зорею протягом останніх 32 тисяч років і матиме цей статус ще протягом приблизно 25 тис. років. Через 25 тисяч років найближчою парою зір стане Альфа Центавра, причому компоненти системи (А та В) будуть "забирати" цей статус одна в одної кожні 79.91 року внаслідок обертання. Проксима наблизитися до Сонця на певну мінімальну відстань, оцінка якої трохи відрізняється в різних дослідженнях.
Проксима була найближчою до Землі зорею протягом останніх 32 тисяч років і матиме цей статус ще протягом приблизно 25 тис. років. Через 25 тисяч років найближчою парою зір стане Альфа Центавра, причому компоненти системи (А та В) будуть "забирати" цей статус одна в одної кожні 79.91 року внаслідок обертання<ref name=":3">{{Cite news|title=Stellar encounters with the solar system|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:20011330|work=Astronomy & Astrophysics|date=2001-11|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20011330|pages=634–659|volume=379|issue=2|first=J.|last=García-Sánchez|first2=P. R.|last2=Weissman|first3=R. A.|last3=Preston|first4=D. L.|last4=Jones|first5=J.-F.|last5=Lestrade|first6=D. W.|last6=Latham|first7=R. P.|last7=Stefanik|first8=J. M.|last8=Paredes}}</ref>. Проксима наблизитися до Сонця на певну мінімальну відстань, оцінка якої трохи відрізняється в різних дослідженнях.
{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
!Стаття
!Стаття
Рядок 190: Рядок 199:
|0.95
|0.95
|26700 років
|26700 років
|<ref name=":3" />
|
|-
|-
|V. V. Bobylev, 2010
|V. V. Bobylev, 2010
Рядок 196: Рядок 205:
|0.89
|0.89
|27400 років
|27400 років
|<ref>{{Cite news|title=Searching for stars closely encountering with the solar system|url=http://link.springer.com/10.1134/S1063773710030060|work=Astronomy Letters|date=2010-03|accessdate=2023-11-27|issn=1063-7737|doi=10.1134/S1063773710030060|pages=220–226|volume=36|issue=3|language=en|first=V. V.|last=Bobylev}}</ref>
|
|-
|-
|C. A. L. Bailer-Jones, 2014
|C. A. L. Bailer-Jones, 2014
Рядок 202: Рядок 211:
|0.94
|0.94
|26710 років
|26710 років
|<ref>{{Cite news|title=Close encounters of the stellar kind|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201425221|work=Astronomy & Astrophysics|date=2015-03|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201425221|pages=A35|volume=575|first=C. A. L.|last=Bailer-Jones}}</ref>
|
|}
|}


=== Альфа Центавра ===
=== Альфа Центавра ===
{{Основна стаття|Альфа Центавра}}
{{Основна стаття|Альфа Центавра}}
Як вже неодноразово зазначалося, Проксима є третьою компонентою в системі Альфа Центавра. Тому іноді застосовують позначення α Cen C. Те, що система є гравітаційно зв'язаною, було спочатку підтверджено комбінованим способом спостереження (з застосуванням наземних телескопів та телескопу Гіппаркос). З більшим довірчим інтервалом цей факт було підтверджено в дослідженні Kervella та інші, 2017. В цьому дослідженні використовувалися високоточні вимірювання радіальної швидкості. Проксима Центавра разом з системою Альфа Центавра обертаються навколо спільного центру мас з періодом 547 000{{+-|6600|4000}} років по еліптичній орбіті з ексцентриситемом 0.5{{+-|0.08}}, причому відстань в періастрі складає близько 4 300{{+-|1100|900}} а.о., а в апоастрі - 13 000{{+-|300|100}} а.о. Наразі відстань від компоненти α Cen С до центру мас α Cen АВ становить 12947{{+-|260}} а.о. (1.94{{+-|0.04}} трильйонів км), тобто майже в найвіддаленішій точці своєї орбіти. Сама система Альфа Центавра обертається навколо центру галактики по еліпсу з великою піввіссю близько 27-31 кпк та ексцентриситетом 0.07.
Як вже неодноразово зазначалося, Проксима є третьою компонентою в системі Альфа Центавра. Тому іноді застосовують позначення α Cen C. Те, що система є гравітаційно зв'язаною, було спочатку підтверджено комбінованим способом спостереження (з застосуванням наземних телескопів та телескопу Гіппаркос). З більшим довірчим інтервалом цей факт було підтверджено в дослідженні Kervella та інші, 2017<ref name=":4">{{Cite news|title=Proxima’s orbit around α Centauri|url=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201629930|work=Astronomy & Astrophysics|date=2017-02|accessdate=2023-11-27|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201629930|pages=L7|volume=598|first=P.|last=Kervella|first2=F.|last2=Thévenin|first3=C.|last3=Lovis}}</ref>. В цьому дослідженні використовувалися високоточні вимірювання радіальної швидкості. Проксима Центавра разом з системою Альфа Центавра обертаються навколо спільного центру мас з періодом 547 000{{+-|6600|4000}} років по еліптичній орбіті з ексцентриситемом 0.5{{+-|0.08}}, причому відстань в періастрі складає близько 4 300{{+-|1100|900}} а.о., а в апоастрі - 13 000{{+-|300|100}} а.о. Наразі відстань від компоненти α Cen С до центру мас α Cen АВ становить 12947{{+-|260}} а.о. (1.94{{+-|0.04}} трильйонів км), тобто майже в найвіддаленішій точці своєї орбіти<ref name=":4" />. А вся потрійна система Альфа Центавра обертається навколо центру галактики по еліпсу з великою піввіссю близько 27-31 кпк та ексцентриситетом 0.07<ref>{{Cite book
|url=https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1998RMxAA..34...37A
|title=The Galactic Orbits of Nearby UV Ceti Stars
|last=Allen
|first=C.
|last2=Herrera
|first2=M.A.
|year=1998
|publisher=Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica
|volume=34
|pages=37-46
|language=англійською
}}</ref>.


Альфа Центавра може належити до рухомої зоряної групи, що складається з цієї потрійної системи а також HD 4391, Глізе 676, гамма<sup>2</sup> Косинця та кількома іншими зорями. Всі вони мають просторові швидкості, які відрізняються всього на 10 км/с (за модулем) від пекулярної швидкості системи Альфа Центавра.
Альфа Центавра може належити до рухомої зоряної групи, що складається з цієї потрійної системи а також HD 4391, Глізе 676, гамма<sup>2</sup> Косинця та кількома іншими зорями. Всі вони мають просторові швидкості, які відрізняються всього на 10 км/с (за модулем) від пекулярної швидкості системи Альфа Центавра.

Версія за 05:58, 27 листопада 2023

Ця стаття в процесі редагування певний час.

Будь ласка, не редагуйте її, бо Ваші зміни можуть бути втрачені.

Якщо ця сторінка не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування.

Останнє редагування зробив користувач Dmytro Tvardovskyi (внесок, журнали) о 05:58 UTC (224587 хвилин тому).
Проксима Центавра Альфа Центавра C

Проксима відмічена ромбом та стрілкою
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Центавр
Пряме піднесення 14h 29m 47.59s[1]
Схилення −62° 40′ 52.6″[1]
Видима зоряна величина (V) 11,05 [1]
Характеристики
Спектральний клас M6Ve[1]
Показник кольору (B−V) 1.90[1]
Показник кольору (U−B) 1.43[1]
Тип змінності Змінна зоря типу UV Кита
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) −21.7 ± 1.8 км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: −3775.40[1] мас/р
Схил.: 769.33[1] мас/р
Паралакс (π) 768.7 ± 0.3 мас
Відстань 4.243 ± 0.002 св. р.
(1.3009 ± 0.0005 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		15.49[2]
Фізичні характеристики
Маса 0.123 ± 0.006[3] M☉
Радіус 0.145 ± 0.011[3] R☉
Світність 0.0017[4] L☉
Ефективна температура 3,042 ± 117[3] K
Обертання 83.5  днів[5]
Вік 4.85×109[6] млрд. років
Інші позначення
Проксима, Проксіма, α Центавра C, CCDM J14396-6050C, GCTP 3278.00, GJ 551, HIP 70890, LFT 1110, LHS 49, LPM 526, LTT 5721, NLTT 37460, V645 Centauri, V645 Cen[1]
Посилання
SIMBADдані для Proxima

Про́ксима Центавра (лат. proxima — найближча, поруч) — тьмяна червона зоря 11-ї видимої зоряної величини, яка є найближчою зорею до Сонячної системи. Є третьою і найменшою компонентою потрійної зорі Альфа Центавра[7], розташована на великій відстані (близько 0.2 світлового року або 12950 а.о.) від двох інших компонентів системи і має період обертання близько 550 тисяч років. Зорю відкрив 1915 року Роберт Іннес, директор Республіканської обсерваторії (ПАР)[8].

Вона невидима неозброєним оком, має масу всього 12,3% маси Сонця та радіус близько 14,5% від сонячного. Температура поверхні також невисока і складає всього 3000 Кельвінів, внаслідок чого зоря має дуже малу світність[9][10].

Проксима є спалахуючою змінною типу UV Кита та ΒΥ Дракона, перебуває в стані конвективного турбулентного руху, про що свідчать численні спалахи на її поверхні, зафіксовані спостереженнями як у видимому, так і в рентгенівському діапазонах[11].

Зоря має планетну систему (2 підтверджені[12] і 1 кандидат[13][14]), одна з яких — Проксима b — перебуває в зоні, придатній для життя[9]. Також Проксима Центавра є об'єктом численних творів наукової фантастики та гіпотетичним об'єктом дослідження в різноманітних проєктах міжзоряних перельотів.

Загальні характеристики

Докладніше: Червоний карлик, Закон Стефана-Больцмана та Формула Планка

Проксима Центавра є червоним карликом спектрального класу M5.5, розташованим на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела[15]. Зоря має ефективну температуру трохи більше 3000 Кельвінів[16] та абсолютну зоряну величину 15,5m[17]. Інтегральна світність зорі складає всього 0,16% від світності Сонця[18], що є наслідком малого розміру та низької температури. У той же час, світність зорі у видимому діапазоні є ще меншою і складає 0,0056% сонячної[19]. Подібне явище спричинено тим, що в червоних карликів більша частина (понад 85%) енергії випромінювання припадає на інфрачервону ділянку спектру[20].

Завдяки оптичній інтерферометрії, проведеній Дуже великим телескопом (VLTI) в 2002 році, було визначено кутовий розмір зорі — 1,02±0,08 кутової мілісекунди, що відповідає розміру в 1,5 радіуси Юпітера, або приблизно 0,14 радіусу Сонця. Виходячи з емпіричних співвідношень для зір головної послідовності, була розрахована маса в 12,2% від маси Сонця[21]. Однак пізніші оцінки значення маси зорі, які базуються на спостереженні ефекту мікролінзування, дещо більші й становлять 0,150+0.062
−0.051 маси Сонця, однак мають і більшу похибку[22].

Зорі пізніх спектральних класів мають значно більшу густину, ніж зорі ранніх спектральних класів[23] і Проксима Центавра не є виключенням: її середня густина становить 47,1 г/см3, що в 33 рази більше за аналогічний параметр для Сонця. За рахунок високої густини прискорення вільного падіння на умовній поверхні зорі в 162 рази більше, ніж на поверхні Землі, тобто приблизно 1590 м/с2 (log g = 5.20)[24].

Дослідження 1998 року виявило періодичну зміну яскравості зорі внаслідок обертання з періодом 83,5 доби[25]. Однак інше дослідженні, вже 2002 року, оцінка періоду збільшилася й становила 116,6 діб[26]. Подальше дослідження 2017 року встановило період рівним 82,6 діб[27][28].

Структура і внутрішні процеси

Докладніше: Конвективна зона та Зона променистого переносу

Через малу масу Проксима Центавра є повністю конвективною[29]. Відповідно, передача енергії із надр до поверхні відбувається здебільшого за рахунок фізичного руху плазми всередині зорі, і лише незначна частка — завдяки випромінюванню. Через постійне перемішування речовини гелій, який утворюється внаслідок ядерних реакцій, не накопичується в ядрі. Натомість відбувається циркуляція водню та гелію по майже всьому об'єму зорі. Тому, на відміну від Сонця, яке протягом свого перебування на головній послідовності «спалить» близько 10% початкової кількості водню, Проксима Центавра перетворить на гелій майже весь свій початковий запас водню[30].

Конвекція призводить до утворення електромагнітного поля. При цьому енергія може вивільнятися за рахунок зоряних спалахів, які на короткий проміжок часу (порядка десятків секунд)[31] підвищують видиму яскравість зорі. Наприклад, 6 травня 2019 року стався потужний спалах, найяскравіший з усіх, які коли-небудь виявляли в цієї зорі. Цей спалах в далекому ультрафіолетовому діапазоні (200-230 нм) мав енергію приблизно 2·1030 ерг або 2·1023 Дж, що відповідає спалахам на Сонці двох найпотужніших категорій: M та X[31][32]. Такі спалахи можуть бути завбільшки з саму зорю і бути розігрітими до 27 мільйонів Кельвінів[33], тому максимум випромінювання припадає на рентгенівський діапазон[34]. У стані спокою випромінювання Проксими в рентгенівському діапазоні становить (4-16)·1026 ерг/с або 2·1019 Вт, що приблизно дорівнює цьому показнику для Сонця. Пікова потужність випромінювання може сягати 1028 ерг/с (2·1021 Вт)[35].

Хромосфера Прокисими активна, у спектрі наявні сильні лінії випромінювання однократно іонізованого магнію (λ=280 нм)[36]. Близько 88% поверхні зорі можуть бути активними, що значно перевищує аналогічний показник для Сонця, навіть коли воно на піку сонячного циклу. Навіть під час відносно стабільних періодів, коли Проксима перебуває в стані спокою, і спалахів або немає зовсім або їх небагато, корона Проксими розігрівається до понад 3,5 мільйонів Кельвінів, що майже вдвічі більше за температуру сонячної корони (близько 2 мільйонів Кельвінів)[37]. Загальна потужність випромінювання в рентгенівському діапазоні співставна з сонячною[38]. Активність змінюється з періодом в 442 дні (приблизно 1.2 роки)[39], що значно менше за тривалість сонячного циклу в 11 років[40]. При цьому активність зорі значно менша, ніж для більшості червоних карликів[38], оскільки Проксима є доволі старою зорею, віком близько 4,85 мільярдів років[41]. Згідно сучасних теорій еволюції, рівень активності червоних карликів знижується з часом, так само як і швидкість обертання[42].

Зоряний вітер від Проксими Центаври доволі слабкий, втрата речовини становить не більше 20% сонячного вітру (в одиницю часу). Однак, у відносних величинах (втрата речовини на одиницю площі поверхні) цей показник у 8 разів перевищує інтенсивність сонячного вітру за рахунок значно меншого розміру цієї зорі[43].

Етап еволюції

Проксима Центавра залишатиметься на головній послідовності протягом дуже великого проміжку часу, близько 4 трильйонів років. За рахунок дуже низького темпу «спалювання» водню червоні карлики мають значно більшу тривалість перебування на головній послідовності, ніж жовті карлики на кшталт Сонця і тим паче ніж білі та блакитні гіганти. Поступово перетворюючи водень на гелій, Проксима ставатиме меншою й гарячішою, поступово перетворюючись на так званий "блакитний карлик", наприкінці досягнувши світності в 2,5% від світності Сонця, що майже в 15 разів більше за нинішню світність. Завдяки цьому всі астрономічні об'єкти, які обертаються навколо зорі, будуть суттєво нагріватися протягом мільярдів років. Коли запаси водню будуть вичерпані, Проксима перетвориться на гелієвий білий карлик (без проходження стадії червоного гіганту) та буде поступово охолоджуватися, допоки не перетвориться на чорного карлика[44][45].

Сама система Альфа Центавра була могла бути сформована шляхом гравітаційного захвату маломасивної Проксими значно більш масивною парою α Центавра A та α Центавра B[46]. Однак для підтвердження цієї гіпотези потрібні точніші вимірювання радіальної швидкості[47]. Якщо подвійна зоря Альфа Центавра захопила Проксиму на ранніх етапах, то усі три зорі повинні мати схожий хімічний склад. У той же час, гравітаційний вплив Проксими міг призвести до руйнування протопланетних дисків навколо цих зір. Це могло призвести до розповсюдження летючих елементів, таких як вода в області з меншою концентрацією цих елементів та потенійного збагачення планет земного типу цими елементами[47].

Згідно альтернативної теорії, Проксима Центавра могла бути захоплена пізніше, що призвело до руху зорі по витягнутій орбіті, яка в свою чергу призводить до додаткових зближень з системою α Центавра AB. У такому випадку гравітаційний вплив всіх трьох зір на планети був би значно меншим. Із часом, протягом приблизно 3.5 мільярдів років більш масивні зорі з подвійної системи втратили б значну частину речовини. Тому в такій моделі існує ймовірність того, що зоря α Центавра C відокремиться від двох інших зір, поступово віддаляючись від них та стане окремою зорею[48][49].

Власний рух і координати

Базуючись на паралаксі, опублікованому в 2020 році в Gaia Data Release 3, що дорівнює 768.0665±0.0499 mas, відстань до Проксими становить 4.2465 світлового року (1.3020 пк або 268550 а.о.)[50]. Попередні розрахунки надавали дещо інше значення паралаксу:

Для земного спостерігача Проксима Центавра віддалена від двох інших зір системи на 2,18 градуси[55], що вчетверо більше за видимий діаметр повного Місяця[56]. Власний рух зорі відносно великий і становить 0.368 mas/рік по схиленню та -3.775 mas/рік по прямому піднесенню[57]. Радіальна швидкість відносно Сонця - 22,2 км/с[58]. Для спостерігача з Проксими Сонце виглядає яскравою зорею (видима зоряна величина 0,4), що розташована в сузір'ї Касіопеї. Для земного спостерігача подібним чином виглядають зорі Ахернар та Проціон.

Проксима була найближчою до Землі зорею протягом останніх 32 тисяч років і матиме цей статус ще протягом приблизно 25 тис. років. Через 25 тисяч років найближчою парою зір стане Альфа Центавра, причому компоненти системи (А та В) будуть "забирати" цей статус одна в одної кожні 79.91 року внаслідок обертання[59]. Проксима наблизитися до Сонця на певну мінімальну відстань, оцінка якої трохи відрізняється в різних дослідженнях.

Стаття Мін. відстань, св. р. Мін. відстань, пк Час до макс. зближення Примітки
J. García-Sánchez та ін., 2001 3.11 0.95 26700 років [59]
V. V. Bobylev, 2010 2.90 0.89 27400 років [60]
C. A. L. Bailer-Jones, 2014 3.07 0.94 26710 років [61]

Альфа Центавра

Докладніше: Альфа Центавра

Як вже неодноразово зазначалося, Проксима є третьою компонентою в системі Альфа Центавра. Тому іноді застосовують позначення α Cen C. Те, що система є гравітаційно зв'язаною, було спочатку підтверджено комбінованим способом спостереження (з застосуванням наземних телескопів та телескопу Гіппаркос). З більшим довірчим інтервалом цей факт було підтверджено в дослідженні Kervella та інші, 2017[62]. В цьому дослідженні використовувалися високоточні вимірювання радіальної швидкості. Проксима Центавра разом з системою Альфа Центавра обертаються навколо спільного центру мас з періодом 547 000+6600
−4000 років по еліптичній орбіті з ексцентриситемом 0.5±0.08, причому відстань в періастрі складає близько 4 300+1100
−900 а.о., а в апоастрі - 13 000+300
−100 а.о. Наразі відстань від компоненти α Cen С до центру мас α Cen АВ становить 12947±260 а.о. (1.94±0.04 трильйонів км), тобто майже в найвіддаленішій точці своєї орбіти[62]. А вся потрійна система Альфа Центавра обертається навколо центру галактики по еліпсу з великою піввіссю близько 27-31 кпк та ексцентриситетом 0.07[63].

Альфа Центавра може належити до рухомої зоряної групи, що складається з цієї потрійної системи а також HD 4391, Глізе 676, гамма2 Косинця та кількома іншими зорями. Всі вони мають просторові швидкості, які відрізняються всього на 10 км/с (за модулем) від пекулярної швидкості системи Альфа Центавра.

Планетна система

Станом на 2022 рік відомо 3 планети (2 підтверджені та 1 кандидат), які обертаються навколо Проксими - b, c та d. Пошук екзопланет, що обертаються навколо цієї зорі, розпочався ще в 1970х роках. В 1990х значна кількість вимірювань радіальної швидкості обмежила верхню межу можливої маси потенційної екзопланети. Через активність зорі на кривій радіальних швидкостей з'являються додаткові шуми, що ускладнює пошук екзопланет цим методом. В 1998 році спостереження телескопу "Габбл" з застосуванням Спектрографу Тьмяних Об'єктів[en] показали можливу наявність екзопланети, що обертається на відстані приблизно 0.5 а.о. від Проксими. Наступне дослідження, проведене з застосуванням інструменту Wide Field and Planetary Camera 2 не підтвердило наявність будь-яких об'єктів. Астрометничні спостереження, проведені в Серро-Тололо показали потенційну наявність екзопланети, розміром з Юпітер та періодом обертання в 2-12 років.

В 2017 році команда радіотелескопу ALMA заявили про відкриття кільця з холодного пилу, що обертається навколо Проксими на відстані 1-4 а.о. від самої зорі. Температура газу за оцінками склала 40 кельвінів, а маса - близько 1% від маси Землі. Також було припущено наявність двох інших особливостей: другого, ще холоднішого (з температурою 10 К) та значно більшого за розміром (30 а.о.) кільця, а також компактного джерела випромінювання на відстані в 1.2 кутові секунди від зорі. Більш того, припускалася наявність третього, більш гарячого, пилового кільця на відстані 0.4 а.о. від зорі. Однак подальший аналіз показав, що з високою долею ймовірності випромінювання було наслідком великого спалаху самої зорі, який відбувся в березні 2017 року.

Проксима b

Докладніше: Проксима Центавра b

Проксима Центавра b, або Альфа Центавра Cb, обертається навколо зорі на відстані приблизно 0.05 а.о. (7.5 мільйонів кілометрів) з періодом 11.2 доби. Планета є дещо більшою за Землю, її масу оцінюють в 1.17 земної. Окрім того, планета знаходиться в зоні, придатній для життя, тобто на її поверхні може існувати вода в рідкому стані.

Перші припущення щодо існування Проксими Центавра b були висунуті в 2013 року фінським астрономом Мікко Туомі з Хертфордширського університету та базувалися на аналізі архівних спостережень. Щоб підтвердити відкриття, команда астрономів в січні 2016 року запустила проєкт Pale Red Dot (відсилка до знаменитої фотографії з назвою "Бліда блакитна цятка"). 24 серпня 2016 року група з 31 дослідника з різних куточків світу підтвердила існування планети, що обертається навколо Проксими. Керівником групи був каталонський астроном Гільємо Англада-Ескюде (ісп. Guillem Anglada-Escudé) з Лондонського університету королеви Марії. Стаття цієї наукової групи була опублікована в Nature Astronomy. Спостереження проводилися двома спектрографами: HARPS на 3.6-метровому телескопі Європейської південної обсерваторії та UVES на 8-метровому Дуже великому телескопі, що належить обсерваторії Паранал. Було декілька спроб спостерігати транзит планети по диску зорі. Восьмого вересня 2016 року за допомогою Bright Star Survey Telescope[en] в Антарктиді було зафіксоване зменшення яскравості зорі, схоже на транзит.

В 2016 році була опублікована наукова стаття, в якій було підтверджено існування екзопланети Проксима Центавра b, а також був зафіксований другий сигнал з періодом в межах від 60 до 500 діб. Оскільки сама Проксима є активною, а кількість спостережень - нерелевантною, походження сигналу залишається незрозумілим.

Проксима c

Докладніше: Проксима Центавра c

Проксима Центавра c являє собою суперземлю або міні-Нептун з масою, що перевищує Земну приблизно в 7 разів та на відстані близько 1.5 а.о. від материнської зорі. Не зважаючи на те, що радіус орбіти в Проксими Центавра c майже такий самий, як велика піввісь орбіти Марса навколо Сонця (1.52 а.о.), за рахунок меншої маси материнської зорі період обертання становить не ~1.9 року, а 5.2 роки. Планета знаходиться поза межами зони, придатної для життя, оскільки через малу світність червоного карлика має вкрай низьку температуру, близько 39 К (-198°C). Відкриття планети було опубліковано групою астрономів на чолі з італійцем Маріо Дамассо в квітні 2019 року. Група провела вимірювання радіальної швидкості Проксими за допомогою спектрографа HARPS (ESO) і виявила, що існують невеликі збурення, які не пояснюються наявністю на той момент вже відомої планети Проксима Центавра b. В 2020 році групою вчених з університету Техасу було підтверджено існування другої планети в цій системі за допомогою аналізу архівних астрометричних спостережень, проведених космічним телескопом "Габбл", починаючи з 1995 року.

Однак, інші дослідження поставили це відкриття під сумнів. Зокрема, в червні 2020 року велика міжнародна група дослідників провела спостереження за допомогою спектрополяриметричного інструменту SPHERE, який належить до інструментів комплексу Дуже великого телескопу. Вони отримали ймовірний безпосередній знімок планети, втім зазначили, що вони не отримали чіткого спостереження та підтвердження відкриття. Якщо отриманий ними знімок об'єкту дійсно є другою планетою в системі Проксими, то об'єкт на цьому знімку є надто яскравим для планети такого розміру і віку. В статті було висловлено декілька гіпотез, які пояснюють, чому планета може мати таку яскравість. Зокрема, припускалася наявність або системи кілець радіусом близько 350 000 км (5 радіусів Юпітера) навколо зорі або пилової хмари, утвореної внаслідок зіткнень потенційних супутників планети.

Інше дослідження, опубліковане в червні 2022 року, поставило під сумнів сам факт відкриття цієї планети.

Проксима d

Докладніше: Проксима Центавра d

В 2019 команда астрономів проводила дослідження з використанням інструменту ESPRESSO[en] (який також знаходиться в комплексі VLT) з ціллю уточнити раніше розраховану масу вже відомої планети Проксима Центавра b. Під час аналізу даних, команда виявила періодичні різкі зміни радіальних швидкостей з періодом в 5.15 доби. Було висунуто припущення, що ці збурення викликані наявністю планети масою не менше 0.29 мас Землі. Подальші дослідження підтвердили існування цих періодичних змін, що в кінцевому результаті призвело до анонсу відкриття третьої планети в системі в лютому 2022 року.

Придатність до життя

Докладніше: Життєпридатність системи червоного карлика

Ще до відкриття планет в системі Проксими Центавра, в документальному фільмі Аурелія і Блактиний Місяць (англ. Alien Worlds) обговорювалася гіпотетична планета, на якій може існувати позаземне життя і яка обертається навколо Проксима Центавра або навколо іншого червоного карлика. Така планета мала знаходитися в зоні, придатній для життя, тобто мати радіус орбіти в межах від 0.023 до 0.054 а.о. (від 3.4 до 8.1 мільйонів км) та мати орбітальний період в 3.6-14 земних днів. Планета, яка обертається настільки близько до материнської зорі, може бути в синхронному обертанні. Якщо ексцентриситет орбіти гіпотетичної планети незначний, Проксима майже не буде рухатися по небу для спостерігача на поверхні цієї планети, а більшість її поверхні буде в зоні або нескінченної ночі, або нескінченного дня. Наявність атмосфери може допомагати перерозподіляти енергію з світлого до темного боку планети.

Спалахи, які відбуваються в Проксими, можуть "випарувати" атмосферу планети, яка знаходиться в життєпридатній зоні, однак в документальному фільмі зазначалося, що це не є визначальним фактором, який унеможливлює існування життя. Астрофізик Гібор Басрі[en] з каліфорнійського університету заперечив, що "ніхто не знайшов жодних перешкод для життєпридатності". У випадку відсутності магнітного поля будь-яка достатньо близька до зорі планета буде поступово втрачати атмосферу. Однак, наявність достатньо потужного магнітного поля в планети нівелювало б вплив зоряного вітру за рахунок відхилення заряджених частинок. Навіть за умови синхронного обертання планети, якщо її надра розплавлені, вони може генерувати достатньо потужне магнітне поле.

Інші вчені, особливо ті, які є прихильниками гіпотези виняткової Землі, не погоджуються тим, що в планетних системах навколо червоних карликів може існувати життя. Будь-яка екзопланета в життєпридатній зоні такої зорі буде перебувати в синхронному обертанні, через що магнітне поле буде надто слабке, тому атмосфера планети буде дуже швидко "здуватися" у відкритий космос через часті корональні викиди маси. В грудні 2020 року в рамках програми SETI був зареєстрований сигнал BLC-1, який був отриманий з напрямку, де в той момент знаходилася Проксима. Однак, пізніше виявилося, що цей сигнал мав антропогенне походження.

Історія спостережень

Див. також: Список космічних телескопів#Гамма-випромінювання

В 1915 році шотландський астроном Роберт Іннес, директор Республіканської обсерваторії в Йоханесбурзі, ПАР, відкрив зорю, яка мала такий самий власний рух, як і Альфа Центавра. Саме він запропонував назву Проксима Центавра. В 1917 році в Обсерваторії мису Доброї Надії голландський астроном Жуан Вуте[en] виміряв тригонометричний паралакс зорі, який склав 0.755±0.028 кутових секунд та визначив, що відстань до Проксими майже така сама, як до Альфа Центавра. На момент відкриття це була зоря з найменшою світністю. Повторне вимірювання паралаксу було зроблено американським астрономом Гарольдом Олденом[en] в 1928 році, який підтвердив та уточнив вимірювання Іннеса, отримавши значення в 0.783±0.005.

В 1951 році американський астроном Гарлоу Шеплі опублікував відкриття хаотичних потужних спалахів в Проксими. Дослідження попередніх фотографічних записів показало суттєве збільшення зоряної величини приблизно на 8%, тому зоря стала найбільш активною спалахуючою зорею з відкритих на той момент. Близькість зорі дозволила детально дослідити її активність. В 1980 році за допомогою космічної обсерваторії Ейнштейна було проведено детальне вимірювання рентгенівського спектру зоряних спалахів Проксими. Подальші спостереження були проведені орбітальними обсерваторіями EXOSAT та ROSAT, а дослідження менших, подібних до сонячних, спалахів, відбулося завдяки японському супутнику ASCA в 1995 році. Також в спостереженнях брали участь космічні телескопи XMM-Newton і Чандра. Проксима є найбільш дослідженим об'єктом в рентгенвському діапазоні за кількістю обсерваторій, які були в них задіяні.

Спостереження Проксими Центавра має певні особливості. Через розташування Проксими в південній півкулі, вона видима не північніше 27 градусів північної широти. Червоні карлики дуже тьмяні і навіть будучи найближчою до Землі зорею Прокисма не видима неозброєним оком, її видима зоряна величина - 11; навіть з системи Альфа Центавра Проксима виглядає тьмяною зорею п'ятої величини. Відповідно, потрібен телескоп з діаметром об'єктива не менше 8 см (за ідеальних умов) для спостереження цієї зорі. В 2016 році Міжнародний астрономічний союз організував Робочу групу з назв зір● для стандартизації та каталогізації власних назв зір. Група затвердила назву Проксима Центавра для цієї зорі 21 серпня 2016 року, таким чином вона включена до списку зір з власними назвами Міжнародного астрономічного союзу.

В 2016 році в Проксими відбувся надпотужний спалах[en], який став найпотужнішим зоряним спалахом за всю історію спостережень. Яскравість зорі в оптичному діапазоні збільшилася в 68 разів, сягнувши позначки в 6.8m. За оцінками, подібні спалахи відбуваються близько 5 разів на рік, однак тривають всього декілька хвилин, тому вони ніколи не фіксувалися раніше. 22 та 23 квітня 2020 року, космічний апарат "Нові горизонти" зробив знімки двох найближчих до Сонячної системи зір - Проксими Центавра та Вольф 359. При порівнянні з земними знімками, був чітко видимий дуже значний паралакс. Однак, вони були використаний виключно для наочної демонстрації і за їх допомогою не вдалося уточнити попередні вимірювання відстані.

Проксима Центавра в науковій фантастиці

Докладніше: Зорі і екзопланетні системи в культурі

За свою історію дослідження, тривалістю в понад 100 років, Проксима стала об'єктом великої кількості науково-фантастичних творів: оповідань, романів, фільмів та відеоігор. В них часто сама зоря або планетна система навколо зорі розглядалася в якості пункту призначення майбутньої гіпотетичної міжзоряної подорожі людства.

Література:

Фільми та телесеріали:

Комп'ютерні ігри:

Майбутні дослідження

Завдяки близькості до Землі, Проксима Центавра розглядається в якості кандидата для пункту призначення міжзоряних подорожей. За умови відсутності (станом на 2023 рік) навіть протипів ядерних реактивно імпульсних двигунів та, відповідно, використання стандартних прискорювачів на хімічному паливі, політ до Проксими триватиме тисячі років. Наприклад, космічний апарат Вояжер-1, який має швидкість в 17 км/с відносно Сонця, потребував би 73775 років для того, щоб досягти Проксими, якби він рухався в напрямку цієї зорі. Такі повільні космічні апарати матимуть лише кілька десятків тисяч років, щоб досягнути Проксими Центавра при її зближенні з Сонячною системою, після чого швидкість віддалення цієї зорі від Сонця перевищить швидкість подібних апаратів.

Прискорювачі, що базуються на технології ядерних реактивно-імпульсних двигунів, можуть скоротити час польоту до століть, що надихнуло появу та розвиток таких проєктів, як Оріон, Дедал та Longshot. Проєкт Breakthrough Starshot націлений на те, щоб досягти системи Альфа Центавра в першій половині 21 століття з використанням мікро-зондів, які мають набрати швидкість в 20% від швидкості світла за рахунок імпульсу від 100-гігаватних лазерів, розташованих на Землі. Зонди мають пролетіти повз Проксиму, зробити знімки та отримати дані про хімічний склад атмосфер планет. Інфомації, відправленій на Землю зондами, знадобиться 4.25 роки, щоб бути отриманою земними астрономами.

Джерела

  1. ↑ а б в г д е ж и к База даних позасонячних об'єктів. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 30 червня 2013. Процитовано 11 серпня 2008.(англ.)
  2. ↑ Kamper, K. W.; Wesselink, A. J. (1978). Alpha and Proxima Centauri. Astronomical Journal. 83: 1653—1659. doi:10.1086/112378. Процитовано 3 серпня 2008.
  3. ↑ а б в Ségransan, D.; Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. (2003). First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. Astronomy and Astrophysics. 397: L5—L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. Процитовано 7 серпня 2008.
  4. ↑ See Table 1, Doyle, J. G.; Butler, C. J. (1990). Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars. Astronomy and Astrophysics. 235: 335—339. Bibcode:1990A&A...235..335D. and p. 57, Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0691019339.
  5. ↑ Benedict, G. Fritz та ін. (1998). Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: A Search for Periodic Variations. Астрономічний журнал (The Astronomical Journal) (англ.). 116 (1): 429—439. doi:10.1086/300420. Процитовано 9 липня 2007. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  6. ↑ Kervella, Pierre; Thevenin, Frederic (15 березня 2003). A Family Portrait of the Alpha Centauri System: VLT Interferometer Studies the Nearest Stars. ESO. Процитовано 3 січня 2014.
  7. ↑ Проксима Центавра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 382. — ISBN 966-613-263-X.
  8. ↑ Glass, I. S. (July 2007). The Discovery of the Nearest Star. African Skies. 11: 39. Bibcode:2007AfrSk..11...39G.
  9. ↑ а б G. Anglada-Escudé et al., "A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri" Nature 536 (2016) 437-440.
  10. ↑ Peebles, P. J. E. (1993). Principles of physical cosmology. Princeton series in physics. Princeton (N.J.): Princeton university press. ISBN 978-0-691-07428-3.
  11. ↑ Samus’, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017-01). General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1. Astronomy Reports (англ.). Т. 61, № 1. с. 80—88. doi:10.1134/S1063772917010085. ISSN 1063-7729. Процитовано 29 травня 2023.
  12. ↑ Faria, J. P.; Suárez Mascareño, A.; Figueira, P.; Silva, A. M.; Damasso, M.; Demangeon, O.; Pepe, F.; Santos, N. C.; Rebolo, R. (2022-02). A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri. Astronomy & Astrophysics. Т. 658. с. A115. doi:10.1051/0004-6361/202142337. ISSN 0004-6361. Процитовано 29 травня 2023.
  13. ↑ Damasso, Mario; Del Sordo, Fabio; Anglada-Escudé, Guillem; Giacobbe, Paolo; Sozzetti, Alessandro; Morbidelli, Alessandro; Pojmanski, Grzegorz; Barbato, Domenico; Butler, R. Paul (17 січня 2020). A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance of 1.5 AU. Science Advances (англ.). Т. 6, № 3. doi:10.1126/sciadv.aax7467. ISSN 2375-2548. PMC 6962037. PMID 31998838. Процитовано 29 травня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки з PMC з іншим форматом (посилання)
  14. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E. (16 червня 2020). A Moving Target—Revising the Mass of Proxima Centauri c. Research Notes of the AAS. Т. 4, № 6. с. 86. doi:10.3847/2515-5172/ab9ca9. ISSN 2515-5172. Процитовано 29 травня 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  15. ↑ information@eso.org. A Family Portrait of the Alpha Centauri System - VLT Interferometer Studies the Nearest Stars. www.eso.org (англ.). Процитовано 25 листопада 2023.
  16. ↑ Ségransan, D.; Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. (2003-01). First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. Astronomy & Astrophysics. Т. 397, № 3. с. L5—L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. ISSN 0004-6361. Процитовано 25 листопада 2023.
  17. ↑ Bruno, Claudio; Czysz, Paul A. (2009). Future spacecraft propulsion systems: enabling technologies for space exploration. Springer Praxis books in astronautical engineering (вид. 2. ed). Berlin [u.a.]: Springer [u.a.] ISBN 978-3-540-88814-7.
  18. ↑ Pineda, J. Sebastian; Youngblood, Allison; France, Kevin (1 вересня 2021). The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars. The Astrophysical Journal. Т. 918, № 1. с. 40. doi:10.3847/1538-4357/ac0aea. ISSN 0004-637X. Процитовано 25 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  19. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (1994). Galactic dynamics. Princeton series in astrophysics (вид. 3. print., with corr., [Nachdr.]). Princeton, NJ: Princeton Univ. Press. ISBN 978-0-691-08445-9.
  20. ↑ Leggett, S. K. (1992-09). Infrared colors of low-mass stars. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 82. с. 351. doi:10.1086/191720. ISSN 0067-0049. Процитовано 25 листопада 2023.
  21. ↑ information@eso.org. How Small are Small Stars Really? - VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars. www.eso.org (англ.). Процитовано 25 листопада 2023.
  22. ↑ Zurlo, A; Gratton, R; Mesa, D; Desidera, S; Enia, A; Sahu, K; Almenara, J-M; Kervella, P; Avenhaus, H (11 жовтня 2018). The gravitational mass of Proxima Centauri measured with SPHERE from a microlensing event. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 480, № 1. с. 236—244. doi:10.1093/mnras/sty1805. ISSN 0035-8711. Процитовано 25 листопада 2023.
  23. ↑ Zombeck, Martin V. (2007). Handbook of space astronomy and astrophysics (вид. 3rd ed). Cambridge: Cambridge university press. ISBN 978-0-521-78242-5.
  24. ↑ Ségransan, D.; Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. (2003-01). First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. Astronomy & Astrophysics. Т. 397, № 3. с. L5—L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  25. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E.; Story, D.; Whipple, A. L.; Shelus, P. J.; Jefferys, W. H.; Hemenway, P. D.; Franz, Otto G. (1998-07). Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using [ITAL]Hubble[/ITAL] [ITAL]Space[/ITAL] [ITAL]T[/ITAL][ITAL]elescope[/ITAL] Fine Guidance Sensor 3: A Search for Periodic Variations. The Astronomical Journal. Т. 116, № 1. с. 429—439. doi:10.1086/300420. Процитовано 27 листопада 2023.
  26. ↑ Suárez Mascareño, A.; Rebolo, R.; González Hernández, J. I.; Esposito, M. (21 вересня 2015). Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 452, № 3. с. 2745—2756. doi:10.1093/mnras/stv1441. ISSN 0035-8711. Процитовано 27 листопада 2023.
  27. ↑ Artigau, Étienne; Cadieux, Charles; Cook, Neil J.; Doyon, René; Vandal, Thomas; Donati, Jean-François; Moutou, Claire; Delfosse, Xavier; Fouqué, Pascal (1 вересня 2022). Line-by-line Velocity Measurements: an Outlier-resistant Method for Precision Velocimetry. The Astronomical Journal. Т. 164, № 3. с. 84. doi:10.3847/1538-3881/ac7ce6. ISSN 0004-6256. Процитовано 27 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  28. ↑ Klein, Baptiste; Donati, Jean-François; Hébrard, Élodie M; Zaire, Bonnie; Folsom, Colin P; Morin, Julien; Delfosse, Xavier; Bonfils, Xavier (20 листопада 2020). The large-scale magnetic field of Proxima Centauri near activity maximum. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 500, № 2. с. 1844—1850. doi:10.1093/mnras/staa3396. ISSN 0035-8711. Процитовано 27 листопада 2023.
  29. ↑ Yadav, Rakesh K.; Christensen, Ulrich R.; Wolk, Scott J.; Poppenhaeger, Katja (19 грудня 2016). MAGNETIC CYCLES IN A DYNAMO SIMULATION OF FULLY CONVECTIVE M-STAR PROXIMA CENTAURI. The Astrophysical Journal. Т. 833, № 2. с. L28. doi:10.3847/2041-8213/833/2/L28. ISSN 2041-8213. Процитовано 27 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  30. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). RED DWARFS AND THE END OF THE MAIN SEQUENCE (англійською) . Т. 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. с. 46—49.
  31. ↑ а б MacGregor, Meredith A.; Weinberger, Alycia J.; Loyd, R. O. Parke; Shkolnik, Evgenya; Barclay, Thomas; Howard, Ward S.; Zic, Andrew; Osten, Rachel A.; Cranmer, Steven R. (1 квітня 2021). Discovery of an Extremely Short Duration Flare from Proxima Centauri Using Millimeter through Far-ultraviolet Observations. The Astrophysical Journal Letters. Т. 911, № 2. с. L25. doi:10.3847/2041-8213/abf14c. ISSN 2041-8205. Процитовано 27 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  32. ↑ Howard, Ward S.; MacGregor, Meredith A.; Osten, Rachel; Forbrich, Jan; Cranmer, Steven R.; Tristan, Isaiah; Weinberger, Alycia J.; Youngblood, Allison; Barclay, Thomas (1 жовтня 2022). The Mouse That Squeaked: A Small Flare from Proxima Cen Observed in the Millimeter, Optical, and Soft X-Ray with Chandra and ALMA. The Astrophysical Journal. Т. 938, № 2. с. 103. doi:10.3847/1538-4357/ac9134. ISSN 0004-637X. Процитовано 27 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  33. ↑ Güdel, M.; Audard, M.; Reale, F.; Skinner, S. L.; Linsky, J. L. (2004-03). Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton. Astronomy & Astrophysics. Т. 416, № 2. с. 713—732. doi:10.1051/0004-6361:20031471. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  34. ↑ Chandra :: Photo Album :: Proxima Centauri :: 09 Nov 04. chandra.harvard.edu. Процитовано 27 листопада 2023.
  35. ↑ Güdel, M.; Audard, M.; Reale, F.; Skinner, S. L.; Linsky, J. L. (2004-03). Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton. Astronomy & Astrophysics. Т. 416, № 2. с. 713—732. doi:10.1051/0004-6361:20031471. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  36. ↑ Guinan, E.F.; Morgan, N.D. (1996). Proxima Centauri: Rotation, Chromosperic Activity, and Flares (англійською) . Т. 28 (id.71.05) (вид. American Astronomical Society, 188th AAS Meeting). Bulletin of the American Astronomical Society. с. 942. Bibcode:1996AAS...188.7105G.
  37. ↑ Wargelin, Bradford J.; Drake, Jeremy J. (10 жовтня 2002). Stringent X‐Ray Constraints on Mass Loss from Proxima Centauri. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 578, № 1. с. 503—514. doi:10.1086/342270. ISSN 0004-637X. Процитовано 27 листопада 2023.
  38. ↑ а б Wood, Brian E.; Linsky, Jeffrey L.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (20 січня 2001). Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using [ITAL]Hubble Space Telescope[/ITAL] L[CLC]y[/CLC]α Spectra. The Astrophysical Journal. Т. 547, № 1. с. L49—L52. doi:10.1086/318888. Процитовано 27 листопада 2023.
  39. ↑ Smithsonian Insider – Proxima Centauri Might Be More Sunlike Than We Thought | Smithsonian Insider (амер.). 12 жовтня 2016. Процитовано 27 листопада 2023.
  40. ↑ Cincunegui, C.; Díaz, R. F.; Mauas, P. J. D. (2007-01). A possible activity cycle in Proxima Centauri. Astronomy & Astrophysics. Т. 461, № 3. с. 1107—1113. doi:10.1051/0004-6361:20066027. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  41. ↑ information@eso.org. A Family Portrait of the Alpha Centauri System - VLT Interferometer Studies the Nearest Stars. www.eso.org (англ.). Процитовано 27 листопада 2023.
  42. ↑ Stauffer, J. R.; Hartmann, L. W. (1986-07). Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs. The Astrophysical Journal Supplement Series (англ.). Т. 61. с. 531. doi:10.1086/191123. ISSN 0067-0049. Процитовано 27 листопада 2023.
  43. ↑ Wood, Brian E.; Linsky, Jeffrey L.; Zank, Gary P. (2000-07). Heliospheric, Astrospheric, and Interstellar Lyα Absorption toward 36 Ophiuchi. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 537, № 1. с. 304—311. doi:10.1086/309026. ISSN 0004-637X. Процитовано 27 листопада 2023.
  44. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2008). Red dwarfs and the end of the main sequence. Gravitational collapse: from massive stars to planets (PDF) (англійською) . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. с. 46—49.
  45. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1 квітня 1997). A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects. Reviews of Modern Physics (англ.). Т. 69, № 2. с. 337—372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861. Процитовано 27 листопада 2023.
  46. ↑ Kroupa, P. (15 грудня 1995). The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 277, № 4. с. 1507—1521. doi:10.1093/mnras/277.4.1507. ISSN 0035-8711. Процитовано 27 листопада 2023.
  47. ↑ а б Wertheimer, Jeremy G.; Laughlin, Gregory (2006-11). Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?. The Astronomical Journal (англ.). Т. 132, № 5. с. 1995—1997. doi:10.1086/507771. ISSN 0004-6256. Процитовано 27 листопада 2023.
  48. ↑ Feng, F.; Jones, H. R. A. (21 січня 2018). Was Proxima captured by Alpha Centauri A and B?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 473, № 3. с. 3185—3189. doi:10.1093/mnras/stx2576. ISSN 0035-8711. Процитовано 27 листопада 2023.
  49. ↑ Beech, M. (2011). The Far Distant Future of Alpha Centauri (англійською) . Т. 64. Journal of the British Interplanetary Society. с. 387—395.
  50. ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; Babusiaux, C.; Biermann, M.; Creevey, O. L.; Evans, D. W. (2021-05). Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties. Astronomy & Astrophysics. Т. 649. с. A1. doi:10.1051/0004-6361/202039657. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  51. ↑ Lurie, John C.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Quinn, Samuel N.; Winters, Jennifer G.; Ianna, Philip A.; Koerner, David W.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P. (13 жовтня 2014). THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXXIV. A SEARCH FOR PLANETS ORBITING NEARBY M DWARFS USING ASTROMETRY. The Astronomical Journal. Т. 148, № 5. с. 91. doi:10.1088/0004-6256/148/5/91. ISSN 1538-3881. Процитовано 27 листопада 2023.
  52. ↑ Perryman, M.A.C. та інші (1997). The HIPPARCOS Catalogue. Т. 323. Astronomy and Astrophysics. с. L49—L52.
  53. ↑ van Leeuwen, F. (2007-11). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy & Astrophysics. Т. 474, № 2. с. 653—664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  54. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Chappell, D. W.; Nelan, E.; Jefferys, W. H.; van Altena, W.; Lee, J.; Cornell, D.; Shelus, P. J. (1999-08). Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using [ITAL]HUBBLE SPACE TELESCOPE[/ITAL] Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for Substellar Companions. The Astronomical Journal. Т. 118, № 2. с. 1086—1100. doi:10.1086/300975. Процитовано 27 листопада 2023.
  55. ↑ Kirkpatrick, J. Davy; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Reid, I. Neill; Gizis, John E.; Liebert, James; Burgasser, Adam J. (2001-06). Brown Dwarf Companions to G-Type Stars. I. Gliese 417B and Gliese 584C. The Astronomical Journal. Т. 121, № 6. с. 3235—3253. doi:10.1086/321085. Процитовано 27 листопада 2023.
  56. ↑ Moon Fact Sheet. nssdc.gsfc.nasa.gov. Процитовано 27 листопада 2023.
  57. ↑ Messerschmitt, David G.; Lubin, Philip; Morrison, Ian (12 серпня 2020). Challenges in Scientific Data Communication from Low-mass Interstellar Probes. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 249, № 2. с. 36. doi:10.3847/1538-4365/aba126. ISSN 1538-4365. Процитовано 27 листопада 2023.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  58. ↑ Kervella, P.; Thévenin, F.; Lovis, C. (2017-02). Proxima’s orbit around α Centauri. Astronomy & Astrophysics. Т. 598. с. L7. doi:10.1051/0004-6361/201629930. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  59. ↑ а б García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001-11). Stellar encounters with the solar system. Astronomy & Astrophysics. Т. 379, № 2. с. 634—659. doi:10.1051/0004-6361:20011330. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  60. ↑ Bobylev, V. V. (2010-03). Searching for stars closely encountering with the solar system. Astronomy Letters (англ.). Т. 36, № 3. с. 220—226. doi:10.1134/S1063773710030060. ISSN 1063-7737. Процитовано 27 листопада 2023.
  61. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (2015-03). Close encounters of the stellar kind. Astronomy & Astrophysics. Т. 575. с. A35. doi:10.1051/0004-6361/201425221. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  62. ↑ а б Kervella, P.; Thévenin, F.; Lovis, C. (2017-02). Proxima’s orbit around α Centauri. Astronomy & Astrophysics. Т. 598. с. L7. doi:10.1051/0004-6361/201629930. ISSN 0004-6361. Процитовано 27 листопада 2023.
  63. ↑ Allen, C.; Herrera, M.A. (1998). The Galactic Orbits of Nearby UV Ceti Stars (англійською) . Т. 34. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. с. 37—46.
Перегляд цього шаблону
  Тематичні сайти
Словники та енциклопедії
Довідкові видання
Нормативний контроль
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Проксима_Центавра&oldid=41010923