좌표: 142942hm.9487s, -62°40' 46.141

센타우루스자리 프록시마

Proxima Centauri
이 기사는 스타에 관한 기사입니다.기타 용도는 프록시마 센타우리(동음이의)를 참조하십시오.
센타우루스자리 프록시마

허블 우주망원경 허블색2013년 촬영된 WFPC2 이미지.밝은 선들은 회절 스파이크입니다.
관측자료
에포크 J2000.0이쿼녹스 J2000.0 (ICRS)
콘스텔레이션 센타우루스
발음 /ˌ pr ɒks əm əs ɔːt ˈri/ 또는
/ˈpr ɒks ɪm əs ɛt ɔːra ɪ/[1]
우등승 14h 29m 42.94853s[2]
점괘 -62°40' 46.1631
겉보기 등급(V) 10.43 – 11.11[3]
특성.
진화 단계 주계열(적색왜성)
분광형 M5.5Ve[4]
U-B 색지수 1.26
B-V 컬러 인덱스 1.82
V-R 색지수 1.68
R-I 색지수 2.04
J-H 색지수 0.522
제이케이색지수 0.973
변수형 UV Cet + BY Dra[3]
측성학
반지름 속도(Rv)-22.204±0.032km[5]/s
고유운동(μ) RA: -3781.741[6] mas/year
Dec.: 769.465[6] mas/year
시차(π)768.0665 ± 0.0499 mas[6]
거리4.2465 ± 0.0003 ly
(1.30197 ± 0 pc)
절대규모(MV)15.60[7]
궤도[5]
기본적인센타우루스자리 알파 AB
동반자센타우루스자리 프록시마
기간(P)547000+6600
−4000 yr년
준장축(a)8700+700-400AU
편심(e)0.50+0.08
−0.09
기울기(i)107.6+1.8
−2.0°
노드의 경도(ω)126±5°
근초점자리 (T)+283+59
−41
근연점자리 주장 (ω)
(2차)		72.3+8.7
−6.6°
세부 사항
덩어리0.1221±0.0022[5] M☉
반지름0.1542±0.0045[5] R☉
광도(볼로메트릭)0.001567±0.000020[8] L☉
광도(시각, LV)0.00005[nb 1] L☉
표면중력(logg)5.20±0.23[9] cgs
온도2,992+49
−47[8] K
금속성[Fe/H]0.21[10][nb 2] 덱스
로테이션89.8±4일[13]
회전속도(vsini)< 0.1[14] km/s
나이4.85[15] Gyr
기타지명
Alf Century C, Alpha Century C, V645 Century, GJ 551, HIP 70890, CCDM J14396-6050C, LFT 1110, LHS 49, LPM 526, LTT 5721, NLTT 37460[16]
데이터베이스 참조
심배드데이터.
ARICNS데이터.

프록시마 센타우루스자리는 센타우루스자리 방향으로 태양으로부터 4.2465 광년(1.3020 pc) 떨어진 곳에 있는, 질량이 작은 작은 별입니다.그것의 라틴어 이름은 '센타우루스자리에서 가장 가까운 별'이라는 뜻입니다.이 별은 1915년 로버트 이네스에 의해 발견되었으며 태양에 가장 가까운 것으로 알려져 있습니다.정지된 겉보기 등급이 11.13으로 너무 희미해서 육안으로 볼 수 없습니다.센타우루스자리 프록시마는 센타우루스자리 알파 C의 항성으로, 센타우루스자리 알파 AB쌍에서 남서쪽으로 2.18° 떨어져 있습니다.이 행성은 현재 AB로부터 12,950 AU (0.2 ly) 떨어져 있으며, 약 55만 년의 주기로 공전하고 있습니다.

센타우루스자리 프록시마는 적색 왜성으로 질량은 태양의 12.5%(),M☉ 밀도는 평균 밀도가 태양의 약 33배입니다.프록시마 센타우리는 지구와 가깝기 때문에 각지름을 직접 측정할 수 있습니다.실제 지름은 태양 지름의 약 7분의 1(14%)입니다.프록시마 센타우리는 매우 낮은 평균 광도를 가지고 있지만, 자기적 활동으로 인해 무작위로 밝기가 급격히 증가하는 플레어 별입니다.항성의 자기장은 항성 내부 전체에 걸쳐 대류하면서 형성되고, 그 결과 생성된 플레어 활동은 태양이 방출하는 것과 비슷한 총 X선 방출을 발생시킵니다.중심핵을 통과하는 대류에 의한 연료의 내부 혼합과 프록시마의 상대적으로 낮은 에너지 생산율은 프록시마가 앞으로 4조 년 동안 주계열성이 될 것임을 의미합니다.

프록시마 센타우리는 두 개의 알려진 외계 행성과 한 개의 후보 외계 행성을 가지고 있습니다: 프록시마 센타우리 b, 프록시마 센타우리 d, 그리고 논란이 되고 있는 프록시마 센타우리 c.[nb 3] 프록시마 센타우리 b는 약 0.05 AU (750만 킬로미터) 거리에서 항성을 공전하고 있으며 공전 주기는 약 11.2 지구일입니다.이 행성의 추정 질량은 적어도 지구의 1.07배입니다.[17]프록시마 b는 센타우루스자리 프록시마의 생명체 거주 가능 영역(액체 물이 표면에 존재하기에 알맞은 온도 범위) 내를 돌고 있지만, 프록시마는 적색 왜성이자 플레어 별이기 때문에 이 행성의 생명체 거주 가능성은 매우 불확실합니다.프록시마 센타우리로부터 약 1.5 천문단위(2억 2천만 킬로미터) 떨어진 후보 슈퍼지구 프록시마 센타우리 c는 이를 1,900 d(5.2 년) 주기로 공전하고 있습니다.[18][19]약 0.029AU (430만 킬로미터) 떨어진 프록시마 센타우리 d라는 하부 지구는 이 지구를 5.1일마다 한 바퀴 돈다.[17]

일반특성

프록시마 센타우리에 대한 세 개의 시각적 밴드 빛 곡선이 보여집니다.그림 A는 몇 분 동안 별의 밝기를 극적으로 증가시킨 초플레어를 보여줍니다.그림 B는 항성의 83일 자전 주기 동안의 상대적인 밝기 변화를 보여줍니다.그림 C는 6.8년 동안의 변동을 보여주는데, 이 기간은 항성의 자기 활동 기간의 길이일 수 있습니다.Howard et al. (2018)[20]과 Mascareno et al. (2016)[21]에서 각색.

프록시마 센타우리는 적색 왜성으로 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열성에 속하며 분광형은 M5.5입니다.M5.5 등급은 M형 왜성의 질량이 낮은 끝단에 속하며,[15] 유효온도 ~3,000 K만큼 적색-황색으로[22] 색이 이동함을 의미합니다.[9]이 별의 절대시력 또는 10 파섹(33 리) 거리에서 볼 때의 시력은 15.5입니다.[23]모든 파장에 걸쳐 이 별의 총 광도는 태양의 0.16%[24]에 불과하지만,[8] 가시광선 파장에서 눈이 가장 민감하게 관측될 때는 태양의 0.0056%에 불과합니다.방사 전력의 85% 이상은 적외선 파장에 있습니다.[25]

2002년 초거대망원경(VLTI)의 광학 간섭계에 따르면 프록시마 센타우리의 각지름은 1.02±0.08 mas입니다.프록시마의 거리가 알려져 있기 때문에 프록시마 센타우리의 실제 지름은 태양의 1/7, 즉 목성의 1.5배 정도로 계산할 수 있습니다.항성 이론으로 추정한 이 별의 질량은 12.2% 또는 129개 목성 질량입니다.MJ).[26] 질량은 정밀도는 떨어지지만 직접적으로 계산되었으며 마이크로렌즈 사건의 관측값은 0.150+0.062-0
.051 M입니다☉.[27]

질량이 작은 주계열성은 질량이 큰 주계열성보다 평균 밀도가 높으며, 프록시마 센타우리도 예외는 아닙니다.[28] 평균 밀도는 47.1×103 kg/m3 (47.1 g/cm3)인데 비해 태양의 평균 밀도는 1.411×103 kg/m3 (1.411 g/cm3)입니다.[nb 4]센타우루스자리 프록시마의 측정된 표면 중력은 cgs 단위로 가속도의 10 로그 밑으로 주어진 5.20입니다.[9]이는 지구 표면 중력의 162배에 해당합니다.[nb 5]

1998년 광도 변화에 대한 연구에 따르면 프록시마 센타우리는 83.5일에 한 번씩 완전한 자전을 합니다.[29]2002년 채층 지표에 대한 후속 시계열 분석에서는 116.6±0.7일의 더 긴 회전 기간을 제시하고 있습니다.[30]이후 항성의 자기장을 관측한 결과 항성은 89.8±4일의 주기로 자전하며, 이는 방사 속도 관측에서 92.1+4.2-3
.5일의 측정값과 일치하는 것으로 나타났습니다.[13][31]

구조와 융합

질량이 작기 때문에, 별 내부는 완전히 대류성이며,[32] 복사 과정이 아닌 플라즈마의 물리적인 움직임에 의해 에너지가 외부로 전달됩니다.이 대류는 수소의 열핵융합으로 남은 헬륨재가 중심핵에 쌓이지 않고 항성 전체를 순환한다는 것을 의미합니다.주계열을 떠나기 전에 전체 수소 공급량의 10% 정도만 연소하는 태양과 달리 프록시마 센타우리는 수소의 융합이 끝나기 전에 거의 모든 연료를 소비할 것입니다.[33]

대류는 자기장의 생성과 지속성과 관련이 있습니다.이 장에서 나오는 자기 에너지는 항성 플레어를 통해 표면에서 방출되며,[34] 이 플레어는 항성의 전체적인 광도를 짧게(10초당) 증가시킵니다.2019년 5월 6일, 태양 M과 X 플레어 등급에 근접한 플레어 사건은 [35]2×1030 erg의 극자외선 방출량으로, 잠시 동안 관측된 것 중 가장 밝았습니다.[34]이 플레어들은 항성만큼 커져서 2700만 켈빈[36] 정도의 높은 온도에 도달할 수 있으며, 이 온도는 엑스선을 방출할 수 있을 정도로 뜨겁습니다.[37]프록시마 센타우리의 정지된 엑스선 광도는 대략 (4~16) × 1026 erg/s (4~16) × 10 W로 훨씬19 큰 태양의 광도와 거의 같습니다.가장 큰 플레어의 최대 X선 광도는 1028 erg/s(10W21)에 이를 수 있습니다.[36]

프록시마 센타우리의 채층은 활동적이며 스펙트럼은 280nm 파장에서 단일 이온화된 마그네슘의 강한 방출선을 보여줍니다.[38]프록시마 센타우리 표면의 약 88%가 활동하고 있을 것이며, 이 비율은 태양 주기의 정점에서도 태양의 그것보다 훨씬 높습니다.이 활동은 프록시마 센타우리의 코로나 온도를 태양의 코로나 온도 200만 K에 비해 350만 K로 증가시키며,[39] 총 X선 방출량은 태양의 것과 맞먹습니다.[40]프록시마 센타우리의 전반적인 활동 수준은 다른 적색 왜성들에 비해 낮은 것으로 간주되는데,[40][15] 이는 항성의 회전 속도가 감소함에 따라 적색 왜성의 활동 수준이 수십억 년에 걸쳐 꾸준히 감소할 것으로 예상되기 때문입니다9.[41]활동량은 태양 주기 11년보다 짧은 약 442일 정도로 다양한[42] 것으로 보입니다.[43]

프록시마 센타우리는 상대적으로 약한 항성풍을 가지고 있는데, 태양풍의 질량 감소율이 20%를 넘지 않습니다.이 별은 태양보다 훨씬 작기 때문에 프록시마 센타우리로부터의 단위 표면적당 질량 손실은 태양 표면에서의 질량의 8배일 것입니다.[44]

생애기간

프록시마 센타우리 질량의 적색 왜성은 약 4조 년 동안 주계열성에 남아 있을 것입니다.수소 핵융합으로 헬륨의 비율이 증가하면 별은 점점 작아지고 뜨거워지면서 점차 소위 "파란 왜성"으로 변하게 됩니다.이 시기가 끝날 무렵에는 광도가 태양의 2.5%()L☉에 도달하여 수십 억 년 동안 궤도를 도는 천체들을 따뜻하게 할 것입니다.수소 연료가 고갈되면 프록시마 센타우리는 (붉은 거성 단계를 거치지 않고) 헬륨 백색 왜성으로 진화하여 남은 열 에너지를 꾸준히 잃게 됩니다.[33][45]

센타우루스자리 알파 계는 질량이 작은 별이 1.5–2의 더 무거운 쌍성에 의해 동적으로 포획되어 자연적으로 형성될 수 있습니다.M☉ 성단이 흩어지기 전에 그들의 내장된 성단 내에 있습니다.[46]그러나 이 가설을 확인하려면 더 정확한 반경 속도 측정이 필요합니다.[47]만약 프록시마 센타우리가 형성되는 동안 센타우리자리 알파 계에 묶여 있었다면, 이 별들은 같은 원소 구성을 공유할 가능성이 있습니다.프록시마의 중력 영향으로 센타우루스자리 알파 원시행성 원반이 요동쳤을 가능성이 있습니다.이것은 물과 같은 휘발성 물질이 건조한 내부 지역으로 전달되는 것을 증가시켰을 것이고, 그래서 이 물질로 계의 어떤 지구 행성도 풍부하게 만들 수 있을 것입니다.[47]

또는 센타우루스자리 프록시마는 매우 이심률이 높은 궤도를 형성한 뒤 은하의 조석과 추가적인 항성의 조석에 의해 안정화되었을 가능성이 있습니다.그러한 시나리오는 프록시마 센타우리의 행성 동반자들이 센타우리 알파에 의한 궤도 교란 가능성이 훨씬 낮다는 것을 의미할 수도 있습니다.[12]센타우루스자리 알파 쌍의 구성원들이 계속해서 진화하고 질량을 잃으면서 프록시마 센타우루스자리 프록시마는 현재로부터 약 35억 년 후에 이 계와 결합하지 않을 것으로 예측됩니다.그 후 별은 쌍성에서 꾸준히 발산할 것입니다.[48]

동작 및 위치

센타우루스자리 알파 A와 B는 왼쪽으로 보이는 밝은 별로, 프록시마 센타우루스자리 알파와 함께 적색으로 원을 그리며 삼중성계를 이루고 있습니다.오른쪽에 있는 밝은 항성계는 관련이 없는 센타우루스자리 베타입니다.

2020년 가이아 데이터 공개 3호에 발표된 768.0665±0.0499 mas의 시차에 따르면 프록시마는 태양으로부터 4.2465 광년 떨어져 있습니다.[6]이전에 발표된 시차는 2018년 가이아 DR2에 의해 768.5±0.2 mas, 인근 별에 대한 연구 컨소시엄에 의해 2014년 768.13±1.04 [49]mas, 1997년 히파르코스 목록에 있는 772.33±2.42 mas,[50] 2007년 히파르코스 신감축에 있는 771.64±2.60 mas,[2] 허블 우주 망원경의 정밀 지도 센서를 사용하여 768.77±0.37 mas,1999년에.[7]지구의 시점에서 프록시마 센타우리는 알파 센타우리와 보름달의 각지름의 4배인 [51]2.18도만큼 떨어져 있습니다.[52]프록시마 센타우리의 고유 운동은 상대적으로 커서 매년 3.85 초각씩 하늘을 가로지릅니다.[53]초속 22.2 km의 속도로 태양을 향해 가고 있습니다.[5]센타우루스자리 프록시마에서 볼 때 태양은 카시오페이아자리에 있는 0.4 등급의 밝은 별로 나타나는데, 이는 지구에서 볼 때 아체나르 또는 프로키온과 비슷한 크기입니다.[nb 6]

알려진 별들 중 프록시마 센타우리는 약 32,000년 동안 태양에 가장 가까운 별이었고 앞으로 약 25,000년 동안 그럴 것입니다. 그 후로 알파 센타우리 A와 알파 센타우리 B는 태양에 가장 가까운 별로서 대략 79.91년마다 교대로 있을 것입니다.2001년 J. 가르시아-산체즈 외 연구진은 프록시마 센타우리가 약 26,700년 안에 태양에 가장 가까이 접근할 것이며, 이는 3.11 ly (0.95 pc) 이내에 도달할 것이라고 예측했습니다.[54]V. V. 보빌레프의 2010년 연구는 약 27,400년 동안 2.90 ly (0.89 pc)의 근접 접근 거리를 예측했고,[55] 2014년 C. A. L. Bailer-Jones의 연구는 약 26,710년 동안 3.07 ly (0.94 pc)의 근일점 접근을 예측했습니다.[56]프록시마 센타우루스자리는 은하 중심으로부터 거리가 27에서 31 kly(8.3에서 9.5 kpc)까지 떨어져 있으며 궤도 이심률은 0.07입니다.[57]

센타우루스자리 알파

주요 기사:센타우루스자리 알파
태양(Sol) 중심에서 9광년 이내에 있는 모든 항성 물체 또는 항성계의 레이더 지도.센타우루스자리 프록시마는 센타우루스자리 알파의 바로 옆에 있는 지워지지 않는 표시입니다.마름모꼴은 시간 각도(지도의 참조 디스크 가장자리에 표시됨)의 직각 상승에 따라 입력된 위치와 그의 적위에 따라 입력됩니다.두 번째 표시는 각각의 Sol로부터의 거리를 나타내며 동심원은 한 단계씩 거리를 나타냅니다.

프록시마 센타우리는 1915년 발견된 이래로 센타우리자리 알파의 쌍성계의 동반자로 의심되어 왔습니다.이러한 이유로, 이 별은 때때로 센타우루스자리 알파 C로 불리기도 합니다.히파르코스 위성의 데이터는 지상 관측과 결합하여 세 별이 중력적으로 구속된 계라는 가설과 일치했습니다.Kervella et al. (2017)은 고정밀 방사속도 측정법을 사용하여 프록시마와 알파 센타우리가 중력적으로 결합되어 있다는 것을 높은 수준의 확신으로 확인했습니다.[5]프록시마 센타우리 AB 중입자중심 주위를 도는 공전주기는 547000+6600-4000년이며
이심률은 0.5±0.08입니다. 프록시마는 근일점에서 센타우리 알파에 4300+1100-900
 AU까지 접근하고 파스트론에서 13000+300-100
 AU까지 후퇴합니다.[5]현재 프록시마 센타우리는 센타우리 AB 중입자중심으로부터 12,947 ± 260 AU (1.94 ± 0.04 억 킬로미터) 떨어져 있으며, 거의 궤도상 가장 먼 지점까지 떨어져 있습니다.[5]

6개의 단일 항성, 2개의 쌍성계, 그리고 하나의 삼중 항성은 프록시마 센타우리, 그리고 알파 센타우리 계와 우주 공간을 통해 공통적으로 운동합니다.(동행성으로는 HD 4391, γ 노르매, 글리제 676 등이 있습니다.)이 별들의 우주 속도는 모두 센타우루스자리 알파의 특이한 움직임으로부터 10 km/s 이내에 있습니다.따라서, 그들은 움직이는 항성 그룹을 형성할 수 있으며, 이는 성단에서와 같은 공통적인 기원점을 나타낼 수 있습니다.[58]

행성계

프록시마 센타우리 행성계[59][60][18][61][62][19][17]
동반자
(별에서 순서대로) 		덩어리 반장축
(AU) 		공전주기
(일) 		편심 성향 반지름
d ≥0.26±0.05 M🜨 0.02885+0.00019
−0.00022 		5.122+0.002
−0.0036 		0.04+0.15
−0.04 		— ≙0.81±0.08 R🜨
b ≥1.07±0.06M 0.04857+0.00029
−0.00029 		11.18418+0.00068
−0.00074 		0.109+0.076
−0.068 		— ≙1.30+1.20
−0.62 R🜨
c (disputed[31][63]) 7±1 M🜨 1.489±0.049 1928±20 0.04±0.01 133±1° —
센타우루스자리 프록시마 계의 세 행성(d, b, c)의 모식도(생명체 거주가능 영역이 확인됨)

2022년 기준으로 프록시마 센타우리 주변 궤도에서 발견된 행성은 3개(확정된 행성 2개, 후보 행성 1개)이며, 하나는 반지름 속도(d)로 발견된 행성 중 가장 가벼운 행성 중 하나이며, 하나는 생명체가 살 수 있는 영역(b) 내에서 발견된 행성(b) 내에서 발견된 행성(c) 내에서 발견된 행성(c)보다 훨씬 더 먼 궤도를 도는 가스왜성일 가능성이 있습니다.

프록시마 센타우리 주변의 외계 행성을 찾는 것은 1970년대 후반으로 거슬러 올라갑니다.1990년대에 프록시마 센타우리의 반지름 속도를 여러 번 측정한 결과 발견 가능한 동반성이 가질 수 있는 최대 질량이 제한되었습니다.[7][64]별의 활동 수준은 반경 속도 측정에 잡음을 더하며, 이 방법을 사용하는 동반자의 발견을 복잡하게 만듭니다.[65]1998년 허블 우주 망원경에 탑재된 희미한 물체 분광기를 사용하여 프록시마 센타우리를 조사한 결과 약 0.5 AU 거리에서 궤도를 돌고 있는 동반자의 증거가 나타난 것으로 나타났습니다.[66] 이후 와이드 필드 행성 카메라 2를 사용한 조사에서는 동반자를 찾지 못했습니다.[67]세로 톨롤로 아메리카간 천문대의 측성학적 측정에 따르면 공전 주기가 2-12년인 목성 크기의 행성을 배제하는 것으로 보입니다.[68]

2017년, 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 배열을 사용하는 천문학자 팀은 프록시마 센타우리 주위를 도는 차가운 먼지 띠를 항성으로부터 1-4 천문단위 거리에서 발견했다고 보고했습니다.이 먼지의 온도는 약 40 K이고 총 추정 질량은 지구의 1%입니다.그들은 잠정적으로 두 가지 추가적인 특징을 발견했습니다: 온도가 약 30 AU 궤도를 도는 10 K의 차가운 벨트와 항성으로부터 약 1.2 초각 떨어진 소형 방출원.별에서 0.4 AU 떨어진 곳에 따뜻한 먼지 띠가 하나 더 있다는 암시가 있었습니다.[69]그러나 추가 분석 결과, 이러한 방출은 2017년 3월 별이 뿜어낸 대규모 플레어의 결과일 가능성이 가장 높은 것으로 확인되었습니다.관측치를 모형화하기 위해 먼지가 있을 필요는 없습니다.[70][71]

행성 b

주요 기사: 프록시마 센타우리 b

센타우루스자리 프록시마 b 또는 센타우루스자리 알파 Cb는 약 0.05 AU(750만 킬로미터) 거리에서 항성을 공전하고 있으며 공전 주기는 약 11.2일입니다.이 행성의 추정 질량은 적어도 지구의 1.17배입니다.[72]또한 프록시마 센타우리 b의 평형온도는 물이 표면에 액체로 존재할 수 있는 범위 내에 있는 것으로 추정되며 따라서 프록시마 센타우리의 생명체 거주가능 영역 내에 위치하게 됩니다.[59][73][74]

2013년 하트퍼드셔 대학의 미코 투오미(Mikko Tuomi)[75][76]는 외계 행성 프록시마 센타우리 b를 처음 발견했습니다.가능한 발견을 확인하기 위해, 한 천문학자 팀은 2016년 1월에 창백한 붉은[nb 7] 점 프로젝트를 시작했습니다.[77]2016년 8월 24일, 런던 퀸 메리 대학의 Guilem Anglada-Escudé가 이끄는 [78]전세계 31명의 과학자 팀은 네이처에 게재된 동료 검토 기사를 통해 프록시마 센타우리 b의[79] 존재를 확인했습니다.[59][80]측정은 라 신라 천문대의 ESO 3.6m 망원경의 HARPS와 파라날 천문대의 8m 초대형 망원경의 UVES 두 분광기를 사용하여 수행되었습니다.[59]이 행성이 프록시마 센타우리의 표면을 가로질러 지나가는 것을 발견하려는 여러 시도들이 있어왔습니다.2016년 9월 8일 남극 중산 기지의 밝은 별 탐사 망원경을 이용하여 통과와 유사한 신호를 잠정적으로 확인했습니다.[81]

2016년 프록시마 센타우리 b의 존재를 확인하는 데 도움을 준 논문에서 60일에서 500일 사이의 두 번째 신호가 감지되었습니다.그러나 항성의 활동과 부적절한 표본 추출은 그 성질을 불명확하게 만듭니다.[59]

행성 c

주요 기사: 프록시마 센타우리 c

프록시마 센타우루스자리 c는 지구 질량 약 7배로 약 1.5 천문단위(220,000,000 km)를 1,900일(5.2년) 주기로 돌고 있는 슈퍼 지구 또는 가스 왜성입니다.[82]프록시마 센타우리 b가 이 별의 지구라면 프록시마 센타우리 c는 해왕성과 맞먹습니다.프록시마는 센타우리자리 프록시마로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 39 K 정도의 낮은 평형온도로 생명체가 살 수 있을 것 같지는 않습니다.[83]이 행성은 2019년 4월 이탈리아의 천체 물리학자 마리오 다마소와 그의 동료들에 의해 처음으로 보고되었습니다.[83][82]다마소의 연구팀은 ESO의 HARPS 기기에서 나온 반경 속도 데이터에서 프록시마 센타우리의 미세한 움직임을 발견했는데, 이는 프록시마 센타우리 주위를 도는 추가적인 행성의 가능성을 나타냅니다.[83]2020년 허블 측성계 자료를 통해 1995년 행성의 존재가 확인되었습니다.[84]SPEAR로 적외선에서 직접 촬영 가능성이 있는 상대방이 검출되었지만, 저자들은 "명확한 검출을 얻지 못했다"고 인정하고 있습니다.만약 그들의 후보 출처가 사실 프록시마 센타우리 c라면, 그것은 질량과 나이의 행성이기에 너무 밝아서, 그 행성이 반지름이 약 5인 고리 체계를 가지고 있을 수 있다는 것을 암시합니다.[85] 2022년, 그 행성의 반경 속도 확인에 이의를 제기하는 연구가 발표되었습니다.[86]

행성 d

주요 기사: 프록시마 센타우리 d

2019년 천문학자 팀은 프록시마 센타우리 b에 대한 ESPRESO의 데이터를 다시 조사하여 프록시마 b의 질량을 다듬었습니다.그렇게 하는 동안, 연구팀은 5.15일의 주기를 가진 또 다른 방사상 속도 스파이크를 발견했습니다.그들은 만약 이 행성이 행성 동반자라면 지구 질량 0.29 이상일 것이라고 추정했습니다.[62]추가적인 분석을 통해 2022년 2월 발견을 발표한 신호의 존재가 확인되었습니다.[17]

거주가능성

참고 항목:적색왜성계의 거주가능성
거주가능 영역의 궤도 거리 개요 및 비교

프록시마 센타우리 b가 발견되기 전, TV 다큐멘터리 외계인 세계는 생명을 유지하는 행성이 프록시마 센타우리 주변의 궤도 또는 다른 적색 왜성에 존재할 수 있다는 가설을 세웠습니다.이 행성은 프록시마 센타우리의 생명체 거주 가능 영역 내에 있으며 항성으로부터 약 0.023~0.054 AU (340~810만 km) 떨어져 있을 것이며, 공전주기는 3.6~14일이 될 것입니다.[87]이 영역 내를 도는 행성은 이 별에 조석잠김 현상을 경험할 수 있습니다.만약 이 가설 행성의 궤도 이심률이 낮다면, 프록시마 센타우리는 행성의 하늘에서 거의 움직이지 않을 것이고, 대부분의 표면은 낮이나 밤에 영원히 경험할 것입니다.대기의 존재는 별빛이 도는 쪽에서 지구의 먼 쪽으로 에너지를 재분배하는 역할을 할 수 있습니다.[88]

프록시마 센타우리의 폭발은 생명체가 살 수 있는 지역에 있는 어떤 행성의 대기를 침식시킬 수 있지만, 이 다큐멘터리의 과학자들은 이 장애물이 극복될 수 있다고 생각했습니다.캘리포니아 대학교 버클리의 Gibor Basri는 다음과 같이 주장했습니다. "아무도 거주성을 방해하는 쇼를 발견하지 못했습니다."예를 들어, 한 가지 우려는 별의 플레어로부터 하전된 입자의 급류가 가까운 행성의 대기를 벗겨낼 수 있다는 것이었습니다.만약 행성이 강한 자기장을 가지고 있다면, 자기장은 대기로부터 입자들을 편향시킬 것입니다; 조석으로 잠긴 행성이 항성 주위를 한 바퀴 돌 때마다 천천히 회전하더라도, 행성 내부의 일부가 녹은 상태로 남아있는 한 자기장을 발생시키기에 충분할 것입니다.[89]

다른 과학자들, 특히 희토류 가설의 지지자들은 적색 왜성이 생명체를 유지할 수 있다는 것에 동의하지 않습니다.[90]이 별의 생명체 거주가능 영역에 있는 외계 행성은 조수적으로 맞물려 행성 자기 모멘트가 상대적으로 약해 프록시마 센타우리의 코로나 질량 방출로 인해 강력한 대기 침식이 일어날 가능성이 있습니다.[91]2020년 12월 SETI 전파 신호 BLC-1 후보가 이 별에서 나올 가능성이 있다고 발표했습니다.[92]그 신호는 나중에 인간이 만든 무선 간섭으로 밝혀졌습니다.[93]

관측이력

센타우루스자리 프록시마의 위치 (빨간색 원으로 표시)

1915년, 남아프리카 공화국 요하네스버그에 있는 유니언 천문대의 책임자인 스코틀랜드의 천문학자 로버트 이네스는 센타우루스자리 알파와 같은 고유 운동을 하는 별을 발견했습니다.[94][95][96]그는 이 행성의 이름을 프록시마 센타우루스[97](실제로는 프록시마 센타우루스)라고 지을 것을 제안했습니다.[98]1917년 희망봉에 있는 왕립 천문대에서 네덜란드 천문학자 요안 보 û테는 이 별의 삼각 시차를 0.755 ″±0.028 ″로 측정하여 프록시마 센타우리가 태양으로부터 센타우리 알파와 거의 같은 거리임을 밝혀냈습니다.이 별은 당시 알려진 것 중 가장 낮은 광도의 별이었습니다.[99]프록시마 센타우리의 시차는 미국 천문학자 해럴드 L에 의해 똑같이 정확하게 측정되었습니다. 1928년 알덴은 시차가 0.783 ″ ± 0.005 ″로 더 가깝다는 이네스의 견해를 확인했습니다.

1951년, 미국 천문학자 Harlow Shapley는 프록시마 센타우리가 플레어 별이라고 발표했습니다.과거 사진 기록을 조사한 결과, 이 별은 약 8%의 이미지에서 크기가 측정 가능한 증가를 보여 당시 알려진 가장 활동적인 플레어 별이 되었습니다.[100][101]항성이 가까이 있기 때문에 플레어 활동을 자세히 관찰할 수 있습니다.1980년 아인슈타인 천문대는 프록시마 센타우리에 있는 항성 플레어의 상세한 X선 에너지 곡선을 만들었습니다.플레어 활동에 대한 추가 관측은 EXOSAT 및 ROSAT 위성을 통해 이루어졌으며, 1995년 일본 ASCA 위성에 의해 더 작은 태양과 유사한 플레어의 X선 방출이 관측되었습니다.[102]이후 프록시마 센타우리는 XMM-뉴턴과 찬드라를 포함한 대부분의 엑스선 관측소에서 연구의 대상이 되었습니다.[36]

프록시마 센타우리의 남위(南位) 때문에, 프록시마 센타우리는 북위 27°의 남쪽에서만 볼 수 있습니다.[nb 8] 프록시마 센타우리와 같은 적색 왜성은 너무 희미해서 육안으로 볼 수 없습니다.센타우루스자리 알파 A나 B에서도 프록시마는 5등급 항성으로만 보일 것입니다.[103][104]프록시마의 겉보기 등급은 11이기 때문에 프록시마 센타우리가 수평선 훨씬 위에 있는 맑고 어두운 하늘에서 이상적인 관측 조건에서도 관측하려면 최소 8cm(3.1인치)의 구경을 가진 망원경이 필요합니다.[105]2016년 국제천문연맹은 항성의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하기 위해 항성명칭작업반(WGSN)을 조직했습니다.[106]WGSN은 2016년 8월 21일 이 별에 대해 프록시마 센타우리라는 이름을 승인했으며, 현재 IAU 승인 항성명 목록에 포함되어 있습니다.[107]

2016년 프록시마 센타우리에서 관측된 슈퍼플레어 중 가장 강력한 플레어입니다.광학 밝기는 약 6.8 크기로 68배 증가했습니다.비슷한 플레어는 매년 약 5회 발생하지만, 지금까지 관측된 적이 없을 정도로 짧은 시간, 단 몇 분 동안 발생하는 것으로 추정됩니다.[20]2020년 4월 22일과 23일, 뉴호라이즌스 우주선은 가장 가까운 두 별인 프록시마 센타우리와 울프 359의 사진을 찍었습니다.지구 기반 이미지와 비교했을 때, 매우 큰 시차 효과가 쉽게 눈에 띄었습니다.그러나 이는 설명을 위한 목적으로만 사용되었을 뿐 이전의 거리 측정에서는 개선되지 않았습니다.[108][109]

미래탐구

주요 기사: 소설 속 프록시마 센타우리와 인터스텔라 여행

프록시마 센타우리는 지구와 근접해 있기 때문에 성간 여행을 위한 근접 목적지로 제안되어 왔습니다.[110]만약 핵이 없는 기존의 추진 기술이 사용된다면, 우주선이 프록시마 센타우리와 그 행성들로 비행하는 데 수천 년이 걸릴 것입니다.[111]예를 들어, 보이저 1호는 현재 태양과 상대적으로 17 km/s (38,000 mph)[112]를 이동하고 있으며, 73,775 년 후에 프록시마 센타우리에 도달할 것입니다.천천히 움직이는 탐사선은 프록시마 센타우리가 가장 가까이 접근할 때까지 겨우 몇 만 년밖에 걸리지 않을 것이며, 그 후 별은 손이 닿지 않는 곳으로 물러날 것입니다.[113]

핵펄스 추진은 한 세기의 여행 시간 척도로 그러한 성간 여행을 가능하게 할 수 있으며, 오리온 계획, 다이달로스 계획, 롱샷 계획과 같은 여러 연구에 영감을 줄 수 있습니다.[113]획기적인 프로젝트 별똥별은 21세기 전반에 알파 센타우리 시스템에 도달하는 것을 목표로 하며, 마이크로프로브는 빛의 속도의 20%로 지구 기반 레이저로 추진됩니다.[114]탐사선들은 프록시마 센타우리를 근접 비행하여 사진을 찍고 행성의 대기 구성물의 데이터를 수집할 것입니다.수집된 정보가 지구로 다시 보내지기 위해서는 4.25년이 걸릴 것입니다.[115]

해설서

  1. ^ 프록시마 센타우리의 절대시력, V ∗ = }}= 태양의 절대시력, M ⊙ {\}}=4로부터 프록시마 센타우리의 시각적 광도를 계산할 수 있습니다: ∗ L = 0. (M = - M V ∗) ⊙ .
  2. ^ 프록시마 센타우리가 나중에 센타우리자리 알파 항성계에 포착되었다면, 프록시마의 금속성과 나이는 센타우리자리 알파 A, B와 상당히 다를 것입니다.프록시마를 다른 비슷한 별들과 비교해 본 결과, 프록시마의 금속성은 우리 태양의 3분의 1 미만에서 거의 같은 수준으로 낮게 추정되었습니다.[11][12]
  3. ^ 외계 행성 이름은 국제천문연맹의 명명규칙에 따라 각각의 발견 연대에 따라 알파벳 순서로 지정되며, '프록시마 센타우루스자리 a'는 항성 그 자체입니다.
  4. ^ 밀도(ρ)는 질량을 부피로 나눈 값입니다.따라서 태양에 대한 밀도는 다음과 같습니다.
    = M ⊙ ⋅ ( R R⊙ ) -⋅ ρ ⊙ {\begin { ({\ _
    = 0.122 · 0.154−3 · (1.41 × 10 kg3/m3)
    = 33.4 · (1.41 × 10 kg3/m3)
    = 4.71 × 10 kg4/m3

    여기서 ρ ⊙ begin는 평균 태양 밀도입니다.참조:

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  5. ^ 지구의 표준 표면 중력은 980.665 cm/s이며2, 'log g' 값은 2.992입니다.로그의 차이는 5.20 - 2.99 = 2.21로 10 = 162의 승수를 산출합니다.지구의 중력에 대해서는 다음을 참조하십시오.
  6. ^ 태양의 좌표는 프록시마 센타우리와 정반대 방향으로 α=02 29 42.9487, δ=+62° 40' 46.141 ″일 것입니다.태양의 절대 등급 M은 4.83이므로 시차 π 0.77199에서 겉보기 등급 m은 4.83 - 5 (log(0.77199)) + 1) = 0.40입니다.참조:
  7. ^ 옅은 붉은 점은 보이저 1호가 찍은 지구의 먼 사진인 옅은 푸른 점을 가리키는 말입니다.
  8. ^ 정점 남쪽에 있는 별의 경우, 정점에 대한 각도는 위도에서 점각을 뺀 값과 같습니다.이 별은 첨두각이 90° 이상일 때, 즉 지평선 아래에 숨겨져 있습니다.따라서 프록시마 센타우리의 경우:
    최고 위도 = 90° + (-62.68°)= 27.32°.
    참조:

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