Пређи на садржај

Проксима Кентаури

С Википедије, слободне енциклопедије
Проксима Кентаури

Слика (лажна боја) са Свемирског телескопа Хабл, снимљена 2013. године. Светле линије су дифракциони шиљци.
Положај на небу
Епоха J2000.0      Равнодневница J2000.0 (ICRS)
Сазвежђе [[Кентаур (сазвежђе)|Кентаур]]
Изговор [ˌprɒksəmə sɛnˈtɔːri] или [ˈprɒksɪmə sɛnˈtɔːraɪ]
Ректасцензија 14h 29m 42.946s
Деклинација −62° 40′ 46.16″
Привидна магнитуда (В) 10.43 – 11.11
Карактеристике
Еволуциони ступањ Главни низ
Спектрални тип M5.5Ve
Варијабилни тип UV Cet + BY Dra
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−22,204±0,032 km/s
Сопствено кретање (μ) РА: −3781.741 мас/г
Дек.: 769.465 мас/г
Паралакса (π)768.0665 ± 0.0499 мас
Растојање4,2465 ± 0,0003 ly
(1,30197 ± 0 пс)
Апсолутна магнитуда (MV)15.60
Орбита
ПримарнаАлфа Кентаури AB
КомпањонПроксима Кентаури
Период (P)547.000+6.600
−4.000 г
Велика полуоса (a)8.700+700
−400 AU
Ексцентрицитет (e)0,50+0,08
−0,09
Инклинација (i)107,6+1,8
−2,0°
Лонгитуда узлазног чвора (Ω)126±5°
Апсидна епоха (T)+283+59
−41
Аргумент перихела (ω)
(секундарни)		72,3+8,7
−6,6°
Детаљи
Маса0,1221±0,0022 M☉
Полупречник0,1542±0,0045 R☉
Луминозност (болометријска)0.001567±0.000020 L☉
Луминозност (визуална, LV)0.00005 L☉
Настањива зона унутрашњи лимит0,03731±0,0075 au
Настањива зона спољашњи лимит0,088±0,017 au
Површинска гравитација (log g)5,20±0,23 цгс
Температура2.992+49
−47 K
Металичност [Fe/H]0.21 dex
Ротација83,2±1,6 дана
Ротациона брзина (v sin i)< 0.1 km/s
Старост4.85 Gyr
Друге ознаке
Alf Cen C, Alpha Centauri C, V645 Centauri, GJ 551, HIP 70890, CCDM J14396-6050C, LFT 1110, LHS 49, LPM 526, LTT 5721, NLTT 37460

Проксима Кентаури је, после Сунца, најближа звезда Земљи, удаљена 4,25 светлосних година у јужном сазвежђу Кентаур. Овај објекат је открио Роберт Инес 1915. године. То је мала звезда мале масе, сувише слаба да би се видела голим оком, са привидном магнитудом од 11,13. Њено латинско име значи „најближа [звезда] Кентаура”. Проксима Кентаури је члан система Алфа Кентаури, идентификована као компонента Алфа Кентаури C, и налази се 2,18° југозападно од пара Алфа Кентаури AB. Тренутно је удаљена 12.950 AU (0,2 ly) од AB, око којег орбитира са периодом од око 550.000  година.

Проксима Кентаури је црвени патуљак са масом од око 12,5% масе Сунца (M☉) и просечном густином око 33 пута већом од Сунчеве. Због близине Проксиме Кентаури Земљи, њен угаони пречник се може директно измерити. Њен стварни пречник је око једне седмине (14%) пречника Сунца. Иако има веома ниску просечну луминозност, Проксима Кентаури је бљесковита звезда која насумично доживљава драматична повећања сјаја због магнетне активности. магнетно поље звезде ствара се конвекцијом кроз цело звездано тело, а резултујућа активност бљескова генерише укупну емисију X-зрака сличну оној коју производи Сунце. Унутрашње мешање горива конвекцијом кроз језгро и релативно ниска стопа производње енергије Проксиме Кентаури значе да ће она бити звезда главног низа још четири билиона година.

Проксима Кентаури има две познате егзопланете и једну кандидатску егзопланету: Проксима Кентаури b, Проксима Кентаури d и спорну Проксима Кентаури c.[н 1] Проксима Кентаури b орбитира око звезде на удаљености од отприлике 005 AU (750×10^6 km) са орбиталним периодом од приближно 11,2 земаљских дана. Њена процењена маса је најмање 1,06 пута већа од Земљине.[1] Проксима b орбитира унутар настањиве зоне Проксиме Кентаури — опсега где су температуре погодне за постојање течне воде на њеној површини — али, пошто је Проксима Кентаури црвени патуљак и бљесковита звезда, настањивост планете је веома неизвесна. Под-Земља, Проксима Кентаури d, удаљена отприлике 0.028 AU (4.200×10^6 km), орбитира око ње сваких 5,1 дана.[1] Кандидат за под-Нептун, Проксима Кентаури c, удаљен отприлике 15 AU (2.200×10^6 km) од Проксиме Кентаури, орбитира око ње сваких 1.900 d (5,2 yr).[2][3]

Опште карактеристике

[уреди | уреди извор]
Релативне величине и боје компоненти Алфа Кентаури А, B и C (Проксима) и других локалних звезда, укључујући Сунце и Јупитер ради поређења (уметнички приказ)
Приказане су три криве сјаја у визуелном опсегу за Проксиму Кентаури, које илуструју варијабилност Проксиме. Графикон А приказује супербљесак који је драматично повећао сјај звезде на неколико минута. Графикон B приказује релативну промену сјаја током ротационог периода звезде од 83 дана. Графикон C приказује варијацију током периода од 6,8 година, што може бити дужина периода магнетне активности звезде. Адаптирано из Howard et al. (2018)[4] и Mascareño et al. (2016)[5]

Проксима Кентаури је црвени патуљак, јер припада главном низу на Херцшпрунг—Раселовом дијаграму и има спектралну класу М5.5. Класа М5.5 значи да се налази на ниско-масном крају М-типа патуљастих звезда,[6] са нијансом помереном ка црвено-жутој[7] боји због ефективне температуре од ~3.000 K.[8] Њена апсолутна магнитуда, или визуелна магнитуда посматрана са удаљености од 10 parsecs (33 ly), износи 15.5.[9] Укупна луминозност на свим таласним дужинама је само 0,16% Сунчеве,[10] иако када се посматра у таласним дужинама видљиве светлости на које је око најосетљивије, она је само 0,0056% сјајна као Сунце.[11] Више од 85% њене зрачене енергије је у инфрацрвеним таласним дужинама.[12]

Године 2002, оптичка интерферометрија са Веома великим телескопом (VLTI) показала је да је угаони пречник Проксиме Кентаури 1,02±0,08 mas. Пошто је њена удаљеност позната, стварни пречник Проксиме Кентаури може се израчунати и износи око 1/7 Сунчевог пречника, или 1,5 пута више од пречника Јупитера. Маса звезде, процењена на основу теорије звезда, износи 12.2% M☉, или 129 Јупитерових маса (MJ).[13] Маса је израчуната директно, мада са мањом прецизношћу, из посматрања догађаја микросочива и износи 0,150+0,062
−0,051 соларна маса.[14]

Звезде главног низа мање масе имају већу средњу густину од оних веће масе,[15] а Проксима Кентаури није изузетак: има средњу густину од 471×103 kg/m3 (471 g/cm3), у поређењу са средњом густином Сунца од 1.411×103 kg/m3 (1,411×103 g/cm3).[н 2] Измерена површинска гравитација Проксиме Кентаури, дата као логаритам за основу 10 убрзања у CGS јединицама, износи 5,20.[8] Ово је 162 пута већа површинска гравитација на Земљи.[н 3]

Студија из 1998. године о фотометријским варијацијама показала је да Проксима Кентаури заврши пуну ротацију једном на сваких 83,5 дана.[16] Накнадна анализа временских серија хромосферских индикатора 2002. године указала је на дужи ротациони период од 116,6±0,7 дана.[17] Каснија посматрања магнетног поља звезде открила су да се звезда ротира са периодом од 89,8±4 дана,[18] што је у складу са мерењем од 92,1+4,2
−3,5 дана из посматрања радијалне брзине;[19] најновија процена од 2025. године је 83,2±1,6 дана. Сматра се да се ротира под инклинацијом од 47°±7° у односу на линију вида.[1]

Структура и фузија

[уреди | уреди извор]

Због своје мале масе, унутрашњост звезде је потпуно конвективна,[20] што доводи до преноса енергије ка спољашњости физичким кретањем плазме уместо путем радијативних процеса. Ова конвекција значи да се хелијумски пепео који остаје од термонуклеарне фузије водоника не акумулира у језгру већ се циркулише кроз целу звезду. За разлику од Сунца, које ће потрошити само око 10% укупних залиха водоника пре него што напусти главни низ, Проксима Кентаури ће потрошити скоро све своје гориво пре него што се фузија водоника заврши.[21]

Конвекција је повезана са стварањем и постојаношћу магнетног поља. Магнетна енергија из овог поља ослобађа се на површини кроз звездане бљескове који накратко (и до десет секунди)[22] повећавају укупну луминозност звезде. Дана 6. маја 2019. године, догађај бљеска који се граничио са соларном класом M и X бљескова,[23] накратко је постао најсјајнији икада детектован, са емисијом у далекој ултраљубичастој светлости од 2×1030 erg.[22] Ови бљескови могу нарасти до величине саме звезде и достићи температуре измерене и до 27 милиона K[24]—довољно вруће да зраче X-зраке.[25] Мирна X-зрачна луминозност Проксиме Кентаури, приближно (4–16) × 1026 erg/s ((4–16) × 1019 W), отприлике је једнака оној много већег Сунца. Врхунска X-зрачна луминозност највећих бљесака може достићи 1028 erg/s (1021 W).[24]

Хромосфера Проксиме Кентаури је активна, а њен спектар показује јаку емисиону линију једноструко јонизованог магнезијума на таласној дужини од 280 nm.[26] Око 88% површине Проксиме Кентаури може бити активно, што је проценат много већи од оног код Сунца чак и на врхунцу соларног циклуса. Чак и током мирних периода са мало или без бљескова, ова активност повећава температуру короне Проксиме Кентаури на 3,5 милиона K, у поређењу са 2 милиона K Сунчеве короне,[27] док је њена укупна емисија X-зрака упоредива са Сунчевом.[28] Укупан ниво активности Проксиме Кентаури сматра се ниским у поређењу са другим црвеним патуљцима,[28] што је у складу са процењеном старошћу звезде од 4,85 × 109 година,[6] јер се очекује да ниво активности црвеног патуљка постепено опада током милијарди година како се његова стопа ротације смањује.[29] Чини се да ниво активности варира[30] са периодом од отприлике 442 дана, што је краће од Сунчевог соларног циклуса од 11 година.[31]

Проксима Кентаури има релативно слаб звездани ветар, не више од 20% стопе губитка масе соларног ветра. Пошто је звезда много мања од Сунца, губитак масе по јединици површине са Проксиме Кентаури може бити осам пута већи него са површине Сунца.[32]

Животне фазе

[уреди | уреди извор]
Алфа Кентаури А и B су светла привидна звезда лево, које су у троструком звезданом систему са Проксимом Кентаури, заокруженом црвеном бојом. Светли звездани систем десно је неповезана Бета Кентаури.

Црвени патуљак масе Проксиме Кентаури остаће на главном низу око четири билиона година. Како се удео хелијума повећава због фузије водоника, звезда ће постати мања и топлија, постепено се претварајући у „плавог патуљка”. При крају овог периода постаће значајно сјајнија, достижући 2,5% Сунчеве луминозности (L☉) и загревајући било која тела у орбити током периода од неколико милијарди година. Када се водонично гориво исцрпи, Проксима Кентаури ће еволуирати у хелијумског белог патуљка (без проласка кроз фазу црвеног џина) и постепено губити преосталу топлотну енергију.[21][33]

Систем Алфа Кентаури можда је настао динамичким хватањем звезде мале масе од стране масивнијег бинарног система од 1.5–2 M☉ унутар њиховог уграђеног звезданог јата пре него што се јато распршило.[34] Међутим, потребна су прецизнија мерења радијалне брзине да би се потврдила ова хипотеза.[35] Ако је Проксима Кентаури била везана за систем Алфа Кентаури током свог формирања, звезде вероватно деле исти елементарни састав. Гравитациони утицај Проксиме могао је пореметити протопланетарне дискове Алфа Кентаури. Ово би повећало испоруку испарљивих материја попут воде у суве унутрашње регионе, чиме би се можда обогатиле било које терестричке планете у систему овим материјалом.[35]

Орбитални приказ Проксиме Кентаури око светле привидне звезде Алфа Кентаури AB, са означеном променом положаја (у хиљадама година).

Алтернативно, Проксима Кентаури је можда касније ухваћена током сусрета, што је резултирало веома ексцентричном орбитом која је затим стабилизована галактичком плимом и додатним звезданим сусретима. Такав сценарио би могао значити да су планетарни пратиоци Проксиме Кентаури имали много мању шансу за орбиталне поремећаје од стране Алфа Кентаури.[36] Како чланови пара Алфа Кентаури настављају да еволуирају и губе масу, предвиђа се да ће се Проксима Кентаури ослободити из система за око 3,5 милијарди година од данас. Након тога, звезда ће се постепено удаљавати од пара.[37]

Кретање и локација

[уреди | уреди извор]
Проксима Кентаури (неозначена) поред Алфа Кентаури на радарској мапи свих познатих звезданих и субзвезданих објеката унутар 9 светлосних година (сг), поређаних у смеру казаљке на сату по сатима ректасцензије, и означених по удаљености (▬) и положају (◆)

На основу паралаксе од 768,0665±0,0499 mas, објављене 2020. године у Gaia Data Release 3, Проксима Кентаури је удаљена 42.465 ly (13.020 pc; 2,6855×109 AU) од Сунца.[38] Претходно објављене паралаксе укључују: 768,5±0,2 mas 2018. године од стране Gaia DR2, 768,13±1,04 mas 2014. године од стране Research Consortium On Nearby Stars;[39] 772,33±2,42 mas, у оригиналном Хипаркос каталогу, 1997. године;[40] 771,64±2,60 mas у новој редукцији Хипаркоса, 2007. године;[41] и 768,77±0,37 mas користећи Хаблове сензоре за фино навођење, 1999. године.[42] Са Земљине тачке гледишта, Проксима Кентаури је одвојена од Алфа Кентаури за 2,18 степени,[43] или четири пута угаони пречник пуног Месеца.[44] Проксима Кентаури има релативно велико сопствено кретање—креће се 3,85 лучних секунди годишње по небу.[45] Има радијалну брзину према Сунцу од 22,2 km/s.[46] Са Проксиме Кентаури, Сунце би изгледало као светла звезда магнитуде 0,4 у сазвежђу Касиопеја, слично Ахернару или Проциону са Земље.[н 4]

Међу познатим звездама, Проксима Кентаури је била најближа звезда Сунцу око 32.000 година и биће то још око 25.000 година, након чега ће се Алфа Кентаури А и Алфа Кентаури B смењивати приближно сваких 79,91 година као најближа звезда Сунцу. Године 2001, Х. Гарсија-Санчез et al. су предвидели да ће Проксима Кентаури направити најближи прилаз Сунцу за отприлике 26.700 година, долазећи на 311 ly (95 pc).[47] Студија из 2010. године В. В. Бобилева предвидела је најближу удаљеност прилаза од 290 ly (89 pc) за око 27.400 година,[48] након чега је уследила студија Ц. А. Л. Бајлер-Џонса из 2014. године која предвиђа перихелионски прилаз од 307 ly (94 pc) за отприлике 26.710 година.[49] Проксима Кентаури орбитира кроз Млечни пут на удаљености од галактичког центра која варира од 270 to 310 kly (83 to 95 kpc), са орбиталном ексцентричношћу од 0,07.[50]

Алфа Кентаури

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Алфа Кентаури

Од свог открића 1915. године, сумњало се да је Проксима Кентаури пратилац бинарног звезданог система Алфа Кентаури. Из тог разлога, понекад се назива Алфа Кентаури C. Подаци са сателита Хипаркос, у комбинацији са земаљским посматрањима, били су у складу са хипотезом да су три звезде гравитационо везан систем. Кервела et al. (2017) користили су високо прецизна мерења радијалне брзине да би са високим степеном поузданости утврдили да су Проксима и Алфа Кентаури гравитационо везане.[46] Орбитални период Проксиме Кентаури око барицентра Алфа Кентаури AB је 547.000+6.600
−4.000 година са ексцентричношћу од 0,5±0,08; она се приближава Алфа Кентаури на 4.300+1.100
−900 АЈ у периастрону и удаљава на 13.000+300
−100 АЈ у апастрону.[46] Тренутно, Проксима Кентаури је удаљена 12.947 ± 260 AU (1,94 ± 0,04 trillion km) од барицентра Алфа Кентаури AB, скоро до најдаље тачке у својој орбити.[46]

Шест појединачних звезда, два бинарна звездана система и један троструки звездани систем деле заједничко кретање кроз свемир са Проксимом Кентаури и системом Алфа Кентаури. (Ко-крећуће звезде укључују HD 4391, γ2 Normae, и Gliese 676.) Свемирске брзине ових звезда су све унутар 10 km/s од пекулијарног кретања Алфа Кентаури. Према томе, оне могу формирати покретну групу звезда, што би указивало на заједничко порекло, као што је у звезданом јату.[51]

Планетарни систем

[уреди | уреди извор]

Од 2025. године, три планете (две потврђене и једна кандидатска) су детектоване у орбити око Проксиме Кентаури, при чему је једна међу најлакшима икада детектованим методом радијалне брзине („d”), једна близу величине Земље унутар настањиве зоне („b”), и могући гасовити патуљак који орбитира много даље од унутрашње две („c”), иако њен статус остаје споран.[1]

Потраге за егзопланетама око Проксиме Кентаури датирају из касних 1970-их. Током 1990-их, вишеструка мерења радијалне брзине Проксиме Кентаури ограничила су максималну масу коју би детектобилни пратилац могао имати.[42] [52] Ниво активности звезде додаје шум мерењима радијалне брзине, што компликује детекцију пратиоца овом методом.[53] Године 1998, испитивање Проксиме Кентаури помоћу Спектрографа за слабе објекте на Хабл телескопу показало је доказе о пратиоцу који орбитира на удаљености од око 0,5 АЈ.[54] Накнадна потрага помоћу Широкоугаоне и планетарне камере 2 није успела да лоцира никакве пратиоце.[55] Астрометријска мерења у Међуамеричкој опсерваторији Серо Тололо искључују могућност постојања планете величине Јупитера са орбиталним периодом од 2−12 година.[56]

Године 2017, тим астронома користећи Атакама велики милиметарски низ (ALMA) пријавио је детекцију појаса хладне прашине који орбитира око Проксиме Кентаури на удаљености од 1−4 АЈ од звезде. Ова прашина има температуру од око 40 К и укупну процењену масу од 1% масе планете Земље. Они су провизорно детектовали две додатне карактеристике: хладни појас са температуром од 10 К који орбитира на око 30 АЈ и компактни извор емисије на око 1,2 лучне секунде од звезде. Постојао је наговештај додатног топлог појаса прашине на удаљености од 0,4 АЈ од звезде.[57] Међутим, након даље анализе, утврђено је да су ове емисије највероватније резултат великог бљеска који је звезда емитовала у марту 2017. Присуство прашине унутар радијуса од 4 АЈ од звезде није неопходно за моделирање посматрања.[58][59]

Ажурирано: 2025., посматрања радијалне брзине су искључила присуство било каквих недетектованих планета са минималном масом већом од 0.15 M🜨 са периодима краћим од 10 дана, 0.3 M🜨 у настањивој зони, 0.6 M🜨 до 100 дана, 1 M🜨 до 1.000 дана, и 4 M🜨 до 10.000 дана.[1]

Планета b

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Проксима Кентаури b

Проксима Кентаури b, или Алфа Кентаури Cb, орбитира око звезде на удаљености од отприлике 005 AU (750×10^6 km) са орбиталним периодом од приближно 11.2 земаљских дана. Њена процењена маса је најмање 1.07 пута већа од масе Земље.[60] Штавише, равнотежна температура Проксиме Кентаури b процењује се да је у опсегу где би вода могла постојати као течност на њеној површини; тиме се она смешта унутар настањиве зоне Проксиме Кентаури.[61][62][63]

Први наговештаји о егзопланети Проксима Кентаури b пронађени су 2013. године од стране Мика Туомија са Универзитета у Хертфордширу из архивских података посматрања.[64][65] Да би се потврдило могуће откриће, тим астронома покренуо је пројекат Pale Red Dot[н 5] у јануару 2016. [66] Дана 24. августа 2016, тим од 31 научника из целог света,[67] предвођен Гиљемом Англада-Ескудеом са Универзитета Краљица Мери у Лондону, потврдио је постојање Проксиме Кентаури b[68] кроз рецензирани чланак објављен у часопису Nature.[61][69] Мерења су извршена помоћу два спектрографа: HARPS на телескопу ЕСО 3,6 m у опсерваторији Ла Сиља и UVES на телескопу од 8 m у опсерваторији Паранал.[61] Неколико покушаја да се детектује транзит ове планете преко лица Проксиме Кентаури је учињено. Сигнал налик на транзит који се појавио 8. септембра 2016, провизорно је идентификован помоћу телескопа за преглед сјајних звезда (Bright Star Survey Telescope) на станици Џонгшан на Антарктику.[70]

Године 2016, у раду који је помогао да се потврди постојање Проксиме Кентаури b, детектован је други сигнал у опсегу од 60–500 дана. Међутим, због звездане активности и неадекватног узорковања, његова природа остаје нејасна.[61]

Планета c

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Проксима Кентаури c

Проксима Кентаури c је кандидат за супер-Земљу или гасовити патуљак масе око 7 M🜨 која орбитира на отприлике 15 AU (2,2×109 km) сваких 1.900 d (5,2 yr).[71] Да је Проксима Кентаури b Земља те звезде, Проксима Кентаури c би била еквивалентна Нептуну. Због велике удаљености од Проксиме Кентаури, мало је вероватно да је настањива, са ниском равнотежном температуром од око 39 К.[72] Планету су први пријавили италијански астрофизичар Марио Дамасо и његове колеге у априлу 2019.[72][71] Дамасов тим је приметио мања померања Проксиме Кентаури у подацима о радијалној брзини са HARPS инструмента ESO-а, што указује на могућу додатну планету која орбитира око Проксиме Кентаури.[72] Године 2020, постојање планете је потврђено Хабловим астрометријским подацима из око 1995.[73] Могући директни снимак контрапарта детектован је у инфрацрвеном спектру помоћу SPHERE инструмента, али аутори признају да „нису добили јасну детекцију.” Ако је њихов кандидатски извор заиста Проксима Кентаури c, он је превише светао за планету своје масе и старости, што имплицира да планета можда има прстенасти систем са полупречником од око 5 Шаблон:Jupiter radius.[74] Међутим, Artigau, Cadieux, Cook, Doyon, Vandal, et al. (2022) оспорили су потврду планете методом радијалне брзине.[19] Ажурирано: 2025., докази за Проксиму c остају неубедљиви; посматрања са NIRPS спектрографом нису успела да је потврде, али су пронашли наговештаје сигнала ниже амплитуде са сличним периодом.[1]

Планета d

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Проксима Кентаури d

Године 2019, тим астронома поново је анализирао податке са ESPRESSO о Проксими Кентаури b како би прецизирао њену масу. Притом је тим пронашао још један скок у радијалној брзини са периодичношћу од 5,15 дана. Проценили су да, ако би то био планетарни пратилац, не би имао мање од 0,29 Земљиних маса.[75] Даља анализа је потврдила постојање сигнала, што је довело до објаве кандидатске планете у фебруару 2022.[60] Проксима d је независно потврђена са NIRPS спектрографом у раду објављеном у јулу 2025.[1][1]

Настањивост

[уреди | уреди извор]
Види још: Настањивост система црвених патуљака
Преглед и поређење орбиталне удаљености настањиве зоне

Пре открића Проксиме Кентаури b, ТВ документарац Alien Worlds поставио је хипотезу да би планета која подржава живот могла постојати у орбити око Проксиме Кентаури или других црвених патуљака. Таква планета би се налазила унутар настањиве зоне Проксиме Кентаури, на око 0.023 to 0.054 AU (3.400×10^6 to 8.100×10^6 km) од звезде, и имала би орбитални период од 3,6–14 дана.[76] Планета која орбитира унутар ове зоне може доживети плимско закључавање са звездом. Ако би орбитална ексцентричност ове хипотетичке планете била ниска, Проксима Кентаури би се мало кретала на небу планете, а већи део површине би доживљавао или вечити дан или вечиту ноћ. Присуство атмосфере могло би послужити за редистрибуцију топлоте са осветљене стране на даљу страну планете.[77]

Изливи бљескова Проксиме Кентаури могли би еродирати атмосферу било које планете у њеној настањивој зони, али научници из документарца су сматрали да се ова препрека може превазићи. Гибор Басри са Универзитета Калифорније, Беркли тврдио је: „Нико [није] пронашао никакве непремостиве препреке за настањивост.” На пример, једна брига је била да би бујице наелектрисаних честица из бљескова звезде могле скинути атмосферу са било које оближње планете. Ако би планета имала јако магнетно поље, оно би одбијало честице од атмосфере; чак би и спора ротација плимски закључане планете која се једном окрене за сваки пут када орбитира око своје звезде била довољна да генерише магнетно поље, све док део унутрашњости планете остаје истопљен.[78]

Други научници, посебно заговорници хипотезе ретке Земље,[79] не слажу се да црвени патуљци могу одржавати живот. Било која егзопланета у настањивој зони ове звезде вероватно би била плимски закључана, што би резултирало релативно слабим планетарним магнетним моментом, што би довело до јаке атмосферске ерозије од стране короналних избацивања масе из Проксиме Кентаури.[80] У децембру 2020, кандидатски SETI радио-сигнал BLC-1 објављен је као потенцијално пореклом из ове звезде.[81] Касније је утврђено да је сигнал радио-сметња људског порекла.[82]

Историја посматрања

[уреди | уреди извор]
Локација Проксиме Кентаури (заокружено црвеном бојом)

Године 1915, шкотски астроном Роберт Инес, директор Опсерваторије Јунион у Јоханезбургу, Јужноафричка Република, открио је звезду која је имала исто сопствено кретање као Алфа Кентаури.[83][84][85] Предложио је да се назове Проксима Кентаури[86] (заправо Proxima Centaurus).[87] Године 1917, у Краљевској опсерваторији на Рту добре наде, холандски астроном Џоан Вуте измерио је тригонометријску паралаксу звезде на 0,755″±0,028″ и утврдио да је Проксима Кентаури на приближно истој удаљености од Сунца као и Алфа Кентаури. Била је то звезда најниже луминозности позната у то време.[88] Једнако тачно одређивање паралаксе Проксиме Кентаури направио је амерички астроном Харолд Ли Алден 1928, који је потврдио Инесов став да је ближа, са паралаксом од 0,783″±0,005″.[84][86]

Процену величине Проксиме Кентаури добио је канадски астроном Џон Стенли Пласкет 1925. године помоћу интерферометрије. Резултат је био 207.000 миља (333.000 km), или отприлике 0.24 R☉.[89]

Године 1951, амерички астроном Харлоу Шепли објавио је да је Проксима Кентаури бљесковита звезда. Испитивање прошлих фотографских записа показало је да је звезда показивала мерљиво повећање магнитуде на око 8% слика, што ју је чинило најактивнијом бљесковитом звездом тада познатом.[90][91] Близина звезде омогућава детаљно осматрање њене активности бљескова. Године 1980, Ајнштајнова опсерваторија је произвела детаљну криву енергије X-зрака звезданог бљеска на Проксими Кентаури. Даља осматрања активности бљескова вршена су са сателитима EXOSAT и ROSAT, док су емисије X-зрака мањих, сунцу сличних бљескова осматране од стране јапанског ASCA сателита 1995. године.[92] Проксима Кентаури је од тада предмет проучавања већине опсерваторија за X-зраке, укључујући XMM-Newton и Чандру.[24]

Због јужне деклинације Проксиме Кентаури, она се може видети само јужно од ширине 27° N.[н 6] Црвени патуљци попут Проксиме Кентаури су сувише слаби да би се видели голим оком. Чак и са Алфа Кентаури А или B, Проксима би се видела само као звезда пете магнитуде.[93][94] Има привидну визуелну магнитуду 11, тако да је за посматрање потребан телескоп са отвором од најмање 8 cm (3,1 in), чак и под идеалним условима гледања—под ведрим, тамним небом са Проксимом Кентаури високо изнад хоризонта.[95] Године 2016, Међународна астрономска унија је организовала Радну групу за имена звезда (WGSN) да каталогизује и стандардизује властита имена за звезде.[96] WGSN је одобрио име Проксима Кентаури за ову звезду 21. августа 2016, и оно је сада укључено у Листу IAU одобрених имена звезда.[97]

Године 2016, са Проксиме Кентаури је посматран супербљесак, најјачи икада виђен. Оптичка светлост се повећала за фактор 68× до приближно магнитуде 6.8. Процењује се да се слични бљескови дешавају око пет пута годишње, али су тако кратког трајања, само неколико минута, да никада раније нису посматрани.[4] Дана 22. и 23. априла 2020, летелица New Horizons снимила је слике две најближе звезде, Проксиме Кентаури и Волф 359. У поређењу са земаљским сликама, лако је био видљив веома велики ефекат паралаксе. Међутим, ово је коришћено само у илустративне сврхе и није побољшало претходна мерења удаљености.[98][99]

Будућа истраживања

[уреди | уреди извор]
Главни чланци: Проксима Кентаури у фикцији и Међузвездано путовање

Због близине звезде Земљи, Проксима Кентаури је предложена као дестинација за прелет у међузвезданим путовањима.[100] Ако се користе ненуклеарне, конвенционалне технологије погона, лет свемирске летелице до Проксиме Кентаури и њених планета вероватно би захтевао хиљаде година.[101] На пример, Војаџер 1, који се сада креће брзином од 17 km/s (38.000 mph)[102] у односу на Сунце, стигао би до Проксиме Кентаури за 73.775 година, под условом да се летелица креће у правцу те звезде и да Проксима мирује. Стварна галактичка орбита Проксиме значи да би споро крећућа сонда имала само неколико десетина хиљада година да ухвати звезду на њеном најближем прилазу, пре него што се удаљи ван домашаја.[103]

Нуклеарни пулсни погон могао би омогућити такво међузвездано путовање са временом путовања од једног века, што је инспирисало неколико студија као што су Пројекат Орион, Пројекат Дедал и Пројекат Longshot.[103] Пројекат Breakthrough Starshot има за циљ да стигне до система Алфа Кентаури у првој половини 21. века, са микросондама које путују брзином од 20% брзине светлости, погоњене са око 100 гигавата земаљских ласера.[104] Сонде би извршиле прелет Проксиме Кентаури око 20 година након лансирања, или би можда ушле у орбиту након око 140 година ако би се користили прелети око Проксиме Кентаури или Алфа Кентаури.[105] Затим би сонде сликале и прикупљале податке о планетама звезда и њиховим атмосферским саставима. Било би потребно 4,25 година да се прикупљене информације пошаљу назад на Земљу.[106]

Напомене

[уреди | уреди извор]
  1. ^ Имена екстрасоларних планета се одређују према конвенцијама за именовање Међународне астрономске уније по абецедном реду према датумима открића, при чему је 'Проксима Кентаури а' сама звезда.
  2. ^ Густина (ρ) је маса подељена са запремином. У односу на Сунце, густина је = 0.122 · 0.154−3 · (1.41 × 103 kg/m3) = 33.4 · (1.41 × 103 kg/m3) = 4.71 × 104 kg/m3, где је просечна соларна густина. Погледајте:
  3. ^ Стандардна површинска гравитација на Земљи је 980,665 cm/s2, за вредност "log g" од 2,992. Разлика у логаритмима је 5,20 − 2,99 = 2,21, што даје мултипликатор од 102,21 = 162. За Земљину гравитацију, погледајте: Taylor, Barry N., ур. (2001). The International System of Units (SI) (PDF). United States Department of Commerce: National Institute of Standards and Technology. стр. 29. Приступљено 8. 3. 2012. 
  4. ^ Координате Сунца би биле дијаметрално супротне Проксими Кентаури, на α=02h 29m 42.9487s, δ=+62° 40′ 46.141″. Апсолутна магнитуда Mv Сунца је 4,83, па је при паралакси π од 0,77199 привидна магнитуда m дата као 4,83 − 5(log10(0,77199) + 1) = 0,40. Погледајте: Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and EvolutionСлободан приступ ограничен дужином пробне верзије, иначе неопходна претплата. Cambridge University Press. стр. 16. ISBN 978-0-521-45885-6. 
  5. ^ „Бледоплава тачка” (Pale Blue Dot) је референца на далеку фотографију Земље коју је снимио Војаџер 1.
  6. ^ За звезду јужно од зенита, угао до зенита је једнак географској ширини минус деклинација. Звезда је скривена од погледа када је зенитни угао 90° или више, тј. испод хоризонта. Дакле, за Проксиму Кентаури: :Највиша ширина = 90° + (−62,68°) = 27,32°. Погледајте: Campbell, William Wallace (1899). The elements of practical astronomy. London: Macmillan. стр. 109–110. Приступљено 12. 8. 2008. 

Референце

[уреди | уреди извор]
  1. ^ а б в г д ђ е ж Suárez Mascareño, Alejandro; Artigau, Étienne; et al. (29. 7. 2025). „Diving into the planetary system of Proxima with NIRPS: Breaking the metre per second barrier in the infrared”. Astronomy & Astrophysics. 700: A11. arXiv:2507.21751 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/202553728 Слободан приступ. 
  2. ^ Damasso, Mario; del Sordo, Fabio; Anglada-Escudé, Guillem; Giacobbe, Paolo; Sozzetti, Alessandro; Morbidelli, Alessandro; et al. (15. 1. 2020). „A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance of 1.5 AU”. Science Advances. 6 (3): eaax7467. Bibcode:2020SciA....6.7467D. PMC 6962037 Слободан приступ. PMID 31998838. doi:10.1126/sciadv.aax7467. 
  3. ^ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E. (16. 6. 2020). „A moving target: Revising the mass of Proxima Centauri c”. Research Notes of the AAS. 4 (6): 86. Bibcode:2020RNAAS...4...86B. S2CID 225798015. doi:10.3847/2515-5172/ab9ca9 Слободан приступ. 
  4. ^ а б Howard, Ward S.; Tilley, Matt A.; Corbett, Hank; Youngblood, Allison; Loyd, R. O. Parke; Ratzloff, Jeffrey K.; Law, Nicholas M.; Fors, Octavi; Del Ser, Daniel; Shkolnik, Evgenya L.; Ziegler, Carl; Goeke, Erin E.; Pietraallo, Aaron D.; Haislip, Joshua (2018). „The First Naked-eye Superflare Detected from Proxima Centauri”. The Astrophysical Journal. 860 (2): L30. Bibcode:2018ApJ...860L..30H. S2CID 59127420. arXiv:1804.02001 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/aacaf3 Слободан приступ. 
  5. ^ Mascareño, A. Suárez; Rebolo, R.; González Hernández, J.I. (октобар 2016). „Magnetic cycles and rotation periods of late-type stars from photometric time series”. Astronomy & Astrophysics. 595: A12. Bibcode:2016A&A...595A..12S. S2CID 118555782. arXiv:1607.03049 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201628586. Приступљено 30. 11. 2021 — преко adsabs.harvard.edu. 
  6. ^ а б Kervella, Pierre; Thevenin, Frederic (15. 3. 2003). „A family portrait of the Alpha Centauri system: VLT interferometer studies the nearest stars”. European Southern Observatory. Приступљено 10. 5. 2016. 
  7. ^ Czysz, Paul A.; Bruno, Claudio (2009). Future Spacecraft Propulsion Systems: Enabling Technologies for Space Exploration. Springer Berlin Heidelberg. стр. 36. ISBN 9783540888147. 
  8. ^ а б Ségransan, Damien; Kervella, Pierre; Forveille, Thierry; Queloz, Didier (2003). „First radius measurements of very low mass stars with the VLTI”. Astronomy & Astrophysics. 397 (3): L5—L8. Bibcode:2003A&A...397L...5S. S2CID 10748478. arXiv:astro-ph/0211647 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20021714. 
  9. ^ Kamper, K. W.; Wesselink, A. J. (1978). „Alpha and Proxima Centauri”. Astronomical Journal. 83: 1653—1659. Bibcode:1978AJ.....83.1653K. doi:10.1086/112378 Слободан приступ. 
  10. ^ Pineda, J. Sebastian; Youngblood, Allison; France, Kevin (септембар 2021). „The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars”. The Astrophysical Journal. 918 (1): 23. Bibcode:2021ApJ...918...40P. S2CID 235435757. arXiv:2106.07656 Слободан приступ. doi:10.3847/1538-4357/ac0aea Слободан приступ. 40. 
  11. ^ Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Galactic dynamics. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. стр. 8. ISBN 978-0-691-08445-9. 
  12. ^ Leggett, S. K. (1992). „Infrared colors of low-mass stars”. Astrophysical Journal Supplement Series. 82 (1): 351—394, 357. Bibcode:1992ApJS...82..351L. doi:10.1086/191720. 
  13. ^ Queloz, Didier (29. 11. 2002). „How Small are Small Stars Really?”. European Southern Observatory. Приступљено 5. 9. 2016. 
  14. ^ Zurlo, A.; Gratton, R.; Mesa, D.; Desidera, S.; Enia, A.; Sahu, K.; Almenara, J. -M.; Kervella, P.; Avenhaus, H.; Girard, J.; Janson, M.; Lagadec, E.; Langlois, M.; Milli, J.; Perrot, C.; Schlieder, J. -E.; Thalmann, C.; Vigan, A.; Giro, E.; Gluck, L.; Ramos, J.; Roux, A. (2018). „The gravitational mass of Proxima Centauri measured with SPHERE from a microlensing event”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (1): 236. Bibcode:2018MNRAS.480..236Z. S2CID 118971274. arXiv:1807.01318 Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/sty1805 Слободан приступ. 
  15. ^ Zombeck, Martin V. (2007). Handbook of space astronomy and astrophysicsСлободан приступ ограничен дужином пробне верзије, иначе неопходна претплата (Third изд.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. стр. 109. ISBN 978-0-521-78242-5. 
  16. ^ Benedict, G. F.; McArthur, B.; Nelan, E.; Story, D.; Whipple, A. L.; Shelus, P. J.; Jefferys, W. H.; Hemenway, P. D.; Franz, Otto G. (1998). „Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star using Hubble Space Telescope fine guidance sensor 3: a search for periodic variations”. The Astronomical Journal. 116 (1): 429—439. Bibcode:1998AJ....116..429B. S2CID 15880053. arXiv:astro-ph/9806276 Слободан приступ. doi:10.1086/300420. 
  17. ^ Suárez Mascareño, A.; Rebolo, R.; González Hernández, J. I.; Esposito, M. (септембар 2015). „Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 452 (3): 2745—2756. Bibcode:2015MNRAS.452.2745S. S2CID 119181646. arXiv:1506.08039 Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/stv1441 Слободан приступ. 
  18. ^ Klein, Baptiste; et al. (јануар 2021). „The large-scale magnetic field of Proxima Centauri near activity maximum”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 500 (2): 1844—1850. Bibcode:2021MNRAS.500.1844K. arXiv:2010.14311 Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/staa3396 Слободан приступ. 
  19. ^ а б Artigau, Étienne; Cadieux, Charles; Cook, Neil J.; Doyon, René; Vandal, Thomas; Donati, Jean-Françcois; et al. (23. 6. 2022). „Line-by-line velocity measurements, an outlier-resistant method for precision velocimetry”. The Astronomical Journal (објављено 8. 8. 2022). 164 (3): 84. Bibcode:2022AJ....164...84A. arXiv:2207.13524 Слободан приступ. doi:10.3847/1538-3881/ac7ce6 Слободан приступ. 
  20. ^ Yadav, Rakesh K.; Christensen, Ulrich R.; Wolk, Scott J.; Poppenhaeger, Katja (децембар 2016). „Magnetic cycles in a dynamo simulation of fully convective M-star Proxima Centauri”. The Astrophysical Journal Letters. 833 (2): 6. Bibcode:2016ApJ...833L..28Y. S2CID 54849623. arXiv:1610.02721 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/833/2/L28 Слободан приступ. L28. 
  21. ^ а б Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M.. Red dwarfs and the end of the main sequence (PDF). Gravitational collapse: from massive stars to planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. стр. 46—49. Архивирано из оригинала (PDF) 11. 7. 2019. г. Приступљено 24. 6. 2008. 
  22. ^ а б MacGregor, Meredith A.; Weinberger, Alycia J.; Parke Loyd, R. O.; Shkolnik, Evgenya; Barclay, Thomas; Howard, Ward S.; Zic, Andrew; Osten, Rachel A.; Cranmer, Steven R.; Kowalski, Adam F.; Lenc, Emil; Youngblood, Allison; Estes, Anna; Wilner, David J.; Forbrich, Jan; Hughes, Anna; Law, Nicholas M.; Murphy, Tara; Boley, Aaron; Matthews, Jaymie (2021). „Discovery of an Extremely Short Duration Flare from Proxima Centauri Using Millimeter through Far-ultraviolet Observations”. The Astrophysical Journal Letters. 911 (2): L25. Bibcode:2021ApJ...911L..25M. S2CID 233307258. arXiv:2104.09519 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/abf14c Слободан приступ. 
  23. ^ Howard, Ward S.; MacGregor, Meredith A.; Osten, Rachel; Forbrich, Jan; Cranmer, Steven R.; Tristan, Isaiah; Weinberger, Alycia J.; Youngblood, Allison; Barclay, Thomas; Parke Loyd, R. O.; Shkolnik, Evgenya L.; Zic, Andrew; Wilner, David J. (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. 938 (2): 103. Bibcode:2022ApJ...938..103H. S2CID 252211788. arXiv:2209.05490 Слободан приступ. doi:10.3847/1538-4357/ac9134 Слободан приступ. 
  24. ^ а б в Guedel, M.; Audard, M.; Reale, F.; Skinner, S. L.; Linsky, J. L. (2004). „Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton”. Astronomy and Astrophysics. 416 (2): 713—732. Bibcode:2004A&A...416..713G. S2CID 7725125. arXiv:astro-ph/0312297 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20031471. 
  25. ^ „Proxima Centauri: the nearest star to the Sun”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 30. 8. 2006. Приступљено 9. 7. 2007. 
  26. ^ E. F., Guinan; Morgan, N. D. (1996). „Proxima Centauri: rotation, chromospheric activity, and flares”. Bulletin of the American Astronomical Society. 28: 942. Bibcode:1996AAS...188.7105G. 
  27. ^ Wargelin, Bradford J.; Drake, Jeremy J. (2002). „Stringent X-ray constraints on mass loss from Proxima Centauri”. The Astrophysical Journal. 578 (1): 503—514. Bibcode:2002ApJ...578..503W. doi:10.1086/342270 Слободан приступ. 
  28. ^ а б Wood, B. E.; Linsky, J. L.; Müller, H.-R.; Zank, G. P. (2001). „Observational estimates for the mass-loss rates of α Centauri and Proxima Centauri using Hubble Space Telescope Lyα spectra”. The Astrophysical Journal. 547 (1): L49—L52. Bibcode:2001ApJ...547L..49W. S2CID 118537213. arXiv:astro-ph/0011153 Слободан приступ. doi:10.1086/318888. 
  29. ^ Stauffer, J. R.; Hartmann, L. W. (1986). „Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs”. Astrophysical Journal Supplement Series. 61 (2): 531—568. Bibcode:1986ApJS...61..531S. doi:10.1086/191123 Слободан приступ. 
  30. ^ Pulliam, Christine (12. 10. 2016). „Proxima Centauri Might Be More Sunlike Than We Thought”. Smithsonian Insider. Приступљено 7. 7. 2020. 
  31. ^ Cincunegui, C.; Díaz, R. F.; Mauas, P. J. D. (2007). „A possible activity cycle in Proxima Centauri”. Astronomy and Astrophysics. 461 (3): 1107—1113. Bibcode:2007A&A...461.1107C. S2CID 14672316. arXiv:astro-ph/0703514 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20066027. 
  32. ^ Wood, B. E.; Linsky, J. L.; Muller, H.-R.; Zank, G. P. (2000). „Observational estimates for the mass-loss rates of Alpha Centauri and Proxima Centauri using Hubble Space Telescope Lyman-alpha spectra”. Astrophysical Journal. 537 (2): L49—L52. Bibcode:2000ApJ...537..304W. S2CID 119332314. arXiv:astro-ph/0011153 Слободан приступ. doi:10.1086/309026. 
  33. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). „A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects”. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337—372. Bibcode:1997RvMP...69..337A. S2CID 12173790. arXiv:astro-ph/9701131 Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. 
  34. ^ Kroupa, Pavel (1995). „The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc”. MNRAS. 277 (4): 1507—1521. Bibcode:1995MNRAS.277.1507K. S2CID 15557806. arXiv:astro-ph/9508084 Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/277.4.1507 Слободан приступ. 
  35. ^ а б Wertheimer, Jeremy G.; Laughlin, Gregory (2006). „Are Proxima and α Centauri gravitationally bound?”. The Astronomical Journal. 132 (5): 1995—1997. Bibcode:2006AJ....132.1995W. S2CID 16650143. arXiv:astro-ph/0607401 Слободан приступ. doi:10.1086/507771. 
  36. ^ Feng, F.; Jones, H. R. A. (јануар 2018). „Was Proxima captured by Alpha Centauri A and B?”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 473 (3): 3185−3189. Bibcode:2018MNRAS.473.3185F. S2CID 55711316. arXiv:1709.03560 Слободан приступ. doi:10.1093/mnras/stx2576 Слободан приступ. 
  37. ^ Beech, M. (2011). „The Far Distant Future of Alpha Centauri”. Journal of the British Interplanetary Society. 64: 387—395. Bibcode:2011JBIS...64..387B. 
  38. ^ Vallenari, A. (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 674: A1. Bibcode:2023A&A...674A...1G. S2CID 244398875. arXiv:2208.00211 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Gaia DR3 подаци за овај извор на VizieR.  Непознати параметар |author-list= игнорисан (помоћ)
  39. ^ 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. (2014). „The Solar neighborhood. XXXIV. A search for planets orbiting nearby M dwarfs using astrometry”. The Astronomical Journal. 148 (5): 91. Bibcode:2014AJ....148...91L. S2CID 118492541. arXiv:1407.4820 Слободан приступ. doi:10.1088/0004-6256/148/5/91. 
  40. ^ Perryman, M. A. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, P. L.; Crézé, M.; Donati, F.; Grenon, M.; Grewing, M.; van Leeuwen, F.; van der Marel, H.; Mignard, F.; Murray, C. A.; Le Poole, R. S.; Schrijver, H.; Turon, C.; Arenou, F.; Froeschlé, M.; Petersen, C. S. (јул 1997). „The Hipparcos catalogue”. Astronomy and Astrophysics. 323: L49—L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P. 
  41. ^ Van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653—664. Bibcode:2007A&A...474..653V. S2CID 18759600. arXiv:0708.1752 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  42. ^ а б Benedict, G. Fritz; Chappell, D.W.; Nelan, E.; Jefferys, W.H.; van Altena, W.; Lee, J.; et al. (1999). „Interferometric astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star using Hubble Space Telescope fine guidance sensor. 3: Detection limits for substellar companions”. The Astronomical Journal. 118 (2): 1086—1100. Bibcode:1999AJ....118.1086B. S2CID 18099356. arXiv:astro-ph/9905318 Слободан приступ. doi:10.1086/300975. 
  43. ^ Kirkpatrick, J. D.; Davy, J.; Monet, David G.; Reid, I. Neill; Gizis, John E.; Liebert, James; Burgasser, Adam J. (2001). „Brown dwarf companions to G-type stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C”. The Astronomical Journal. 121 (6): 3235—3253. Bibcode:2001AJ....121.3235K. S2CID 18515414. arXiv:astro-ph/0103218 Слободан приступ. doi:10.1086/321085. 
  44. ^ Williams, D. R. (10. 2. 2006). „Moon Fact Sheet”. Lunar & Planetary Science. NASA. Архивирано из оригинала 16. 12. 2008. г. Приступљено 12. 10. 2007. 
  45. ^ Benedict, G. F.; Mcarthur, B.; Nelan, E.; Story, D.; Jefferys, W. H.; Wang, Q.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Mccartney, J.; Van Altena, Wm. F.; Duncombe, R.; Franz, O. G.; Fredrick, L. W.. Astrometric stability and precision of fine guidance sensor #3: the parallax and proper motion of Proxima Centauri (PDF). Proceedings of the HST calibration workshop. стр. 380—384. Приступљено 11. 7. 2007. 
  46. ^ а б в г Kervella, P.; Thévenin, F.; Lovis, C. (2017). „Proxima's orbit around α Centauri”. Astronomy & Astrophysics. 598: L7. Bibcode:2017A&A...598L...7K. ISSN 0004-6361. S2CID 50867264. arXiv:1611.03495 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201629930.  Separation: 3.1, left column of page 3; Orbital period and epoch of periastron: Table 3, right column of page 3.
  47. ^ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, . W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001). „Stellar encounters with the solar system” (PDF). Astronomy and Astrophysics. 379 (2): 634—659. Bibcode:2001A&A...379..634G. doi:10.1051/0004-6361:20011330 Слободан приступ. 
  48. ^ Bobylev, V. V. (март 2010). „Searching for stars closely encountering with the solar system”. Astronomy Letters. 36 (3): 220—226. Bibcode:2010AstL...36..220B. S2CID 118374161. arXiv:1003.2160 Слободан приступ. doi:10.1134/S1063773710030060. 
  49. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (март 2015). „Close encounters of the stellar kind”. Astronomy & Astrophysics. 575: 13. Bibcode:2015A&A...575A..35B. S2CID 59039482. arXiv:1412.3648 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201425221. A35. 
  50. ^ Allen, C.; Herrera, M. A. (1998). „The galactic orbits of nearby UV Ceti stars”. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 34: 37—46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A. 
  51. ^ Anosova, J.; Orlov, V. V.; Pavlova, N. A. (1994). „Dynamics of nearby multiple stars. The α Centauri system”. Astronomy and Astrophysics. 292 (1): 115—118. Bibcode:1994A&A...292..115A. 
  52. ^ Kürster, M.; Hatzes, A.P.; Cochran, W.D.; Döbereiner, S.; Dennerl, K.; Endl, M. (1999). „Precise radial velocities of Proxima Centauri. Strong constraints on a substellar companion”. Astronomy & Astrophysics Letters. 344: L5—L8. Bibcode:1999A&A...344L...5K. arXiv:astro-ph/9903010 Слободан приступ. 
  53. ^ Saar, Steven H.; Donahue, Robert A. (1997). „Activity-related radial velocity variation in cool stars” (PDF). Astrophysical Journal. 485 (1): 319—326. Bibcode:1997ApJ...485..319S. S2CID 17628232. doi:10.1086/304392. Архивирано из оригинала (PDF) 9. 3. 2019. г.. 
  54. ^ Schultz, A.B.; Hart, H.M.; Hershey, J.L.; Hamilton, F.C.; Kochte, M.; Bruhweiler, F.C.; et al. (1998). „A possible companion to Proxima Centauri”. The Astronomical Journal. 115 (1): 345—350. Bibcode:1998AJ....115..345S. S2CID 120356725. doi:10.1086/300176. 
  55. ^ Schroeder, Daniel J.; Golimowski, David A.; Brukardt, Ryan A.; Burrows, Christopher J.; Caldwell, John J.; Fastie, William G.; et al. (2000). „A search for faint companions to nearby stars using the Wide Field Planetary Camera 2”. The Astronomical Journal. 119 (2): 906—922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227 Слободан приступ. 
  56. ^ Lurie, John C.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Quinn, Samuel N.; Winters, Jennifer G.; Ianna, Philip A.; et al. (новембар 2014). „The Solar neighborhood. XXXIV. A search for planets orbiting nearby M dwarfs using astrometry”. The Astronomical Journal. 148 (5): 12. Bibcode:2014AJ....148...91L. S2CID 118492541. arXiv:1407.4820 Слободан приступ. doi:10.1088/0004-6256/148/5/91. 91. 
  57. ^ Anglada, Guillem; Amado, Pedro J.; Ortiz, Jose L.; Gómez, José F.; Macías, Enrique; Alberdi, Antxon; et al. (2017). „ALMA discovery of dust belts around Proxima Centauri”. The Astrophysical Journal. 850 (1): L6. Bibcode:2017ApJ...850L...6A. S2CID 13431834. arXiv:1711.00578 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/aa978b Слободан приступ — преко unizar.es. 
  58. ^ „Proxima Centauri's no good, very bad day”. Science Daily. 26. 2. 2018. Приступљено 1. 3. 2018. 
  59. ^ MacGregor, Meredith A.; Weinberger, Alycia J.; Wilner, David J.; Kowalski, Adam F.; Cranmer, Steven R. (2018). „Detection of a millimeter flare from Proxima Centauri”. Astrophysical Journal Letters. 855 (1): L2. Bibcode:2018ApJ...855L...2M. S2CID 119287614. arXiv:1802.08257 Слободан приступ. doi:10.3847/2041-8213/aaad6b Слободан приступ. 
  60. ^ а б Faria, J.P.; Suárez Mascareño, A.; Figueira, P.; Silva, A.M.; Damasso, M.; Demangeon, O.; et al. (2022). „A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri” (PDF). Astronomy & Astrophysics. 658: A115. Bibcode:2022A&A...658A.115F. arXiv:2202.05188 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/202142337 Слободан приступ — преко eso.org. 
  61. ^ а б в г Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; Berdiñas, Zaira M.; Butler, R. Paul; Coleman, Gavin A.L.; et al. (2016). „A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri”. Nature. 536 (7617): 437—440. Bibcode:2016Natur.536..437A. PMID 27558064. S2CID 4451513. arXiv:1609.03449 Слободан приступ. doi:10.1038/nature19106 — преко nature.com. 
  62. ^ Chang, Kenneth (24. 8. 2016). „One star over, a planet that might be another Earth”. The New York Times. Приступљено 24. 8. 2016. 
  63. ^ Knapton, Sarah (24. 8. 2016). „Proxima b: Alien life could exist on 'second Earth' found orbiting our nearest star in Alpha Centauri system”Неопходна новчана претплата. The Telegraph. Telegraph Media Group. Архивирано из оригинала 12. 1. 2022. г. Приступљено 24. 8. 2016. 
  64. ^ „Proxima b is our neighbor ... better get used to it!”. Pale Red Dot. 24. 8. 2016. Архивирано из оригинала 13. 5. 2020. г. Приступљено 24. 8. 2016. 
  65. ^ Aron, Jacob. 24. август 2016. Proxima b: Closest Earth-like planet discovered right next door. New Scientist. Preuzeto 24. августа 2016.
  66. ^ „Follow a live planet hunt!” (Саопштење). Европска јужна опсерваторија. 15. 1. 2016. Приступљено 24. 8. 2016. 
  67. ^ Feltman, Rachel (24. 8. 2016). „Scientists say they've found a planet orbiting Proxima Centauri, our closest neighbor”. The Washington Post. 
  68. ^ Mathewson, Samantha (24. 8. 2016). „Proxima b by the numbers: Possibly Earth-like world at the next star over”. Space.com. Приступљено 25. 8. 2016. 
  69. ^ Witze, Alexandra (24. 8. 2016). „Earth-sized planet around nearby star is astronomy dream come true”. Nature. 536 (7617): 381—382. Bibcode:2016Natur.536..381W. PMID 27558041. doi:10.1038/nature.2016.20445 Слободан приступ. 
  70. ^ Liu, Hui-Gen; Jiang, Peng; Huang, Xingxing; Yu, Zhou-Yi; Yang, Ming; Jia, Minghao; et al. (јануар 2018). „Searching for the transit of the Earth-mass exoplanet Proxima Centauri b in Antarctica: Preliminary result”. The Astronomical Journal. 155 (1): 10. Bibcode:2018AJ....155...12L. S2CID 54773928. arXiv:1711.07018 Слободан приступ. doi:10.3847/1538-3881/aa9b86 Слободан приступ. 12. 
  71. ^ а б Billings, Lee (12. 4. 2019). „A second planet may orbit Earth's nearest neighboring star”. Scientific American. Приступљено 12. 4. 2019. 
  72. ^ а б в Wall, Mike (12. 4. 2019). „Possible 2nd planet spotted around Proxima Centauri”. Space.com. Приступљено 12. 4. 2019. 
  73. ^ Benedict, Fritz (2. 6. 2020). „Texas astronomer uses 25 year-old Hubble data to confirm [lanet Proxima Centauri c” (Саопштење). Опсерваторија Макдоналд. Универзитет у Тексасу. 
  74. ^ Gratton, R.; Zurlo, A.; le Coroller, H.; Damasso, M.; del Sordo, F.; Langlois, M.; et al. (јун 2020). „Searching for the near-infrared counterpart of Proxima c using multi-epoch high-contrast SPHERE data at VLT”. Astronomy & Astrophysics. 638: A120. Bibcode:2020A&A...638A.120G. S2CID 215754278. arXiv:2004.06685 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/202037594. 
  75. ^ Suárez Mascareño, A.; Faria, J.P.; Figueira, P.; Lovis, C.; Damasso, M.; González Hernández, J.I.; et al. (2020). „Revisiting Proxima with ESPRESSO”. Astronomy & Astrophysics. 639: A77. Bibcode:2020A&A...639A..77S. ISSN 0004-6361. arXiv:2005.12114 Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/202037745 Слободан приступ. 
  76. ^ Endl, M.; Kuerster, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Hatzes, A.P.; Cochran, W.D. (18—21. 6. 2002). Deming, Drake, ур. Extrasolar terrestrial planets: Can we detect them already?. Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Washington, DC. стр. 75—79. Bibcode:2003ASPC..294...75E. arXiv:astro-ph/0208462 Слободан приступ. 
  77. ^ Tarter, Jill C.; Mancinelli, Rocco L.; Aurnou, Jonathan M.; Backman, Dana E.; Basri, Gibor S.; Boss, Alan P.; Clarke, Andrew; Deming, Drake (2007). „A reappraisal of the habitability of planets around M dwarf stars”. Astrobiology. 7 (1): 30—65. Bibcode:2007AsBio...7...30T. PMID 17407403. S2CID 10932355. arXiv:astro-ph/0609799 Слободан приступ. doi:10.1089/ast.2006.0124. 
  78. ^ Alpert, Mark (новембар 2005). „Red star rising”. Scientific American. 293 (5): 28. Bibcode:2005SciAm.293e..28A. PMID 16318021. doi:10.1038/scientificamerican1105-28. 
  79. ^ Ward, Peter D.; Brownlee, Donald (2000). Rare Earth: why complex life is uncommon in the universe. Springer Publishing. ISBN 978-0-387-98701-9. 
  80. ^ Khodachenko, Maxim L.; Lammer, Helmut; Grießmeier, Jean-Mathias; Leitner, Martin; Selsis, Franck; Eiroa, Carlos; Hanslmeier, Arnold; Biernat, Helfried K. (2007). „Coronal Mass Ejection (CME) activity of low mass M stars as an important factor for the habitability of terrestrial exoplanets. I. CME impact on expected magnetospheres of earth-like exoplanets in close-in habitable zones”. Astrobiology. 7 (1): 167—184. Bibcode:2007AsBio...7..167K. PMID 17407406. doi:10.1089/ast.2006.0127. 
  81. ^ O'Callaghan, Jonathan (18. 12. 2020). „Alien Hunters Discover Mysterious Radio Signal from Proxima Centauri”. Scientific American (на језику: енглески). Приступљено 19. 12. 2020. 
  82. ^ Witze, Alexandra (25. 10. 2021). „Mysterious 'alien beacon' was false alarm”. Nature. 599 (7883): 20—21. Bibcode:2021Natur.599...20W. PMID 34697482. S2CID 239887089. doi:10.1038/d41586-021-02931-7 Слободан приступ. 
  83. ^ Innes, R. T. A. (октобар 1915). „A Faint Star of Large Proper Motion”. Circular of the Union Observatory Johannesburg. 30: 235—236. Bibcode:1915CiUO...30..235I.  This is the original Proxima Centauri discovery paper.
  84. ^ а б Glass, I. S. (јул 2007). „The discovery of the nearest star”. African Skies. 11: 39. Bibcode:2007AfrSk..11...39G. 
  85. ^ Queloz, Didier (29. 11. 2002). „How Small are Small Stars Really?”. European Southern Observatory. eso0232; PR 22/02. Приступљено 29. 1. 2018. 
  86. ^ а б Alden, Harold L. (1928). „Alpha and Proxima Centauri”. Astronomical Journal. 39 (913): 20—23. Bibcode:1928AJ.....39...20A. doi:10.1086/104871 Слободан приступ. 
  87. ^ Innes, R. T. A. (септембар 1917). „Parallax of the Faint Proper Motion Star Near Alpha of Centaurus. 1900. R.A. 14h22m55s.-0s 6t. Dec-62° 15'2 0'8 t”. Circular of the Union Observatory Johannesburg. 40: 331—336. Bibcode:1917CiUO...40..331I. 
  88. ^ Voûte, J. (1917). „A 13th magnitude star in Centaurus with the same parallax as α Centauri”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 77 (9): 650—651. Bibcode:1917MNRAS..77..650V. doi:10.1093/mnras/77.9.650 Слободан приступ. 
  89. ^ Plaskett, J. S. (1922). „The Dimensions of the Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 34 (198): 79—93. Bibcode:1922PASP...34...79P. ISSN 0004-6280. JSTOR 40668597. doi:10.1086/123157. 
  90. ^ Shapley, Harlow (1951). „Proxima Centauri as a flare star”. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 37 (1): 15—18. Bibcode:1951PNAS...37...15S. PMC 1063292 Слободан приступ. PMID 16588985. doi:10.1073/pnas.37.1.15 Слободан приступ. 
  91. ^ Kroupa, Pavel; Burman, R. R.; Blair, D. G. (1989). „Photometric observations of flares on Proxima Centauri”. PASA. 8 (2): 119—122. Bibcode:1989PASA....8..119K. S2CID 117977034. doi:10.1017/S1323358000023122. 
  92. ^ Haisch, Bernhard; Antunes, A.; Schmitt, J. H. M. M. (1995). „Solar-like M-class X-ray flares on Proxima Centauri observed by the ASCA satellite”. Science. 268 (5215): 1327—1329. Bibcode:1995Sci...268.1327H. PMID 17778978. S2CID 46660210. doi:10.1126/science.268.5215.1327. 
  93. ^ „Proxima Centauri UV flux distribution”. ESA & The Astronomical Data Centre at CAB. Приступљено 11. 7. 2007. 
  94. ^ Kaler, James B. (7. 11. 2016). „Rigil Kentaurus”. STARS. University of Illinois. Приступљено 3. 8. 2008. 
  95. ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003). A complete manual of amateur astronomy: tools and techniques for astronomical observations. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-42820-8. 
  96. ^ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)”. International Astronomical Union. Архивирано из оригинала 30. 03. 2019. г. Приступљено 22. 5. 2016. 
  97. ^ „Naming Stars”. International Astronomical Union. Архивирано из оригинала 10. 03. 2025. г. Приступљено 3. 3. 2018. 
  98. ^ „Seeing Stars in 3D: The New Horizons Parallax Program”. pluto.jhuapl.edu. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. 29. 1. 2020. Приступљено 25. 5. 2020. 
  99. ^ „Parallax measurements for Wolf 359 and Proxima Centauri”. German Aerospace Center. Приступљено 19. 1. 2021. 
  100. ^ Gilster, Paul (2004). Centauri dreams: imagining and planning. Springer. ISBN 978-0-387-00436-5. 
  101. ^ Crawford, I. A. (септембар 1990). „Interstellar Travel: A Review for Astronomers”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 31: 377—400. Bibcode:1990QJRAS..31..377C. 
  102. ^ Peat, Chris. „Spacecraft escaping the Solar System”. Heavens Above. Приступљено 25. 12. 2016. 
  103. ^ а б Beals, K. A.; Beaulieu, M.; Dembia, F. J.; Kerstiens, J.; Kramer, D. L.; West, J. R.; Zito, J. A. (1988). „Project Longshot, an Unmanned Probe to Alpha Centauri” (PDF). NASA-CR-184718. U. S. Naval Academy. Приступљено 13. 6. 2008. 
  104. ^ Merali, Zeeya (27. 5. 2016). „Shooting for a star”. Science. 352 (6289): 1040—1041. PMID 27230357. doi:10.1126/science.352.6289.1040. 
  105. ^ Heller, René; Hippke, Michael (11. 7. 2023). „Full braking at Alpha Centauri”. Max-Planck-Gesellschaft. Приступљено 3. 12. 2023. 
  106. ^ Popkin, Gabriel (2. 2. 2017). „What it would take to reach the stars”. Nature. 542 (7639): 20—22. Bibcode:2017Natur.542...20P. PMID 28150784. doi:10.1038/542020a Слободан приступ. 

Литература

[уреди | уреди извор]

Спољашње везе

[уреди | уреди извор]
Преузето са „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Проксима_Кентаури&oldid=31816995”