Вікіпедія

Проксима Центавра

Найближча до Сонця зоря
(Перенаправлено з Проксіма Центавра)
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 Редагувати

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. Зоря має ефективну температуру трохи більше 3000 Кельвінів та абсолютну зоряну величину 15,5m. Інтегральна світність зорі складає всього 0,16% від світності Сонця, 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. Подібне явище спричинено тим, що в червоних карликів більша частина (понад 85%) енергії випромінювання припадає на інфрачервону ділянку спектру.

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. 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.

Зорі пізніх спектральних класів мають значно більшу густину, ніж зорі ранніх спектральних класів 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).

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

Структура і внутрішні процеси Редагувати

Докладніше: Конвективна зона та Зона променистого переносу

Через малу масу Проксима Центавра є повністю конвективною. 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.[15]

Конвекція призводить до утворення електромагнітного поля. При цьому енергія може вивільнятися за рахунок зоряних спалахів, які на короткий проміжок часу (порядка десятків секунд) 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. Такі спалахи можуть бути завбільшки з саму зорю і бути розігрітими до 27 мільйонів Кельвінів, тому максимум випромінювання припадає на рентгенівський діапазон. 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[джерело?]. Пікова потужність випромінювання може сягати 1028 ерг/с (2·1021 Вт).

Хромосфера Прокисими активна, у спектрі наявні сильні лінії випромінювання однократно іонізованого магнію (λ=280 нм). 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). Загальна потужність випромінювання в рентгенівському діапазоні більша за сонячну[джерело?]. Активність змінюється з періодом в 442 дні (приблизно 1.2 роки)[джерело?], що значно менше за тривалість сонячного циклу в 11 років. При цьому активність зорі значно менша, ніж для більшості червоних карликів, оскільки Проксима є доволі старою зорею, віком близько 4,85 мільярдів років.

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[джерело?] за рахунок значно меншого розміру цієї зорі.

Етап еволюції Редагувати

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"[джерело?], 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.

Сама система Альфа Центавра була могла бути сформована шляхом гравітаційного захвату маломасивної Проксими значно більш масивною парою α Центавра A та α Центавра B. Однак для підтвердження цієї гіпотези потрібні точніші вимірювання радіальної швидкості. 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.

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.

Власний рух і координати Редагувати

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.). Попередні розрахунки надавали дещо інше значення паралаксу:

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.

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.

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
V. V. Bobylev, 2010 2.90 0.89 27400 років
C. A. L. Bailer-Jones, 2014 3.07 0.94 26710 років

Альфа Центавра Редагувати

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. 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.

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 Редагувати

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.

Проксима b Редагувати

Проксима c Редагувати

Проксима d Редагувати

Придатність до життя Редагувати

Історія спостережень Редагувати

Проксима Центавра в науковій фантастиці Редагувати

Майбутні дослідження Редагувати

Дивіться також Редагувати

Джерела Редагувати

  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 et al. (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. 
  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.) 61 (1). с. 80–88. ISSN 1063-7729. doi:10.1134/S1063772917010085. 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. та ін. (2022-02). A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri. Astronomy & Astrophysics 658. с. A115. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/202142337. Процитовано 29 травня 2023. 
  13. ↑ Damasso, Mario; Del Sordo, Fabio; Anglada-Escudé, Guillem; Giacobbe, Paolo; Sozzetti, Alessandro; Morbidelli, Alessandro; Pojmanski, Grzegorz; Barbato, Domenico та ін. (17 січня 2020). A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance of 1.5 AU. Science Advances (англ.) 6 (3). ISSN 2375-2548. PMC PMC6962037. PMID 31998838. doi:10.1126/sciadv.aax7467. Процитовано 29 травня 2023. 
  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 4 (6). с. 86. ISSN 2515-5172. doi:10.3847/2515-5172/ab9ca9. Процитовано 29 травня 2023. 
  15. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). RED DWARFS AND THE END OF THE MAIN SEQUENCE (англійською) 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. с. 46–49. 
  Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Проксима_Центавра&oldid=39953301