Про́ксима Кентавра ( — найближча, поруч) — тьмяна червона зоря 11-ї видимої зоряної величини, яка є найближчою зорею до Сонця. Третя і найменша компонента потрійної зорі Альфа Кентавра, розташована на великій відстані (близько 0,2 світлового року або 12 950 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).

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

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.

Зоря має планетну систему (2 підтверджені і 1 кандидат), одна з яких — Проксима b — перебуває в зоні, придатній для життяG. Anglada-Escudé et al., «A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri» Nature 536 (2016) 437—440.. Також Проксима Кентавра є об'єктом численних творів наукової фантастики та гіпотетичним об'єктом дослідження в різноманітних проєктах міжзоряних перельотів.

Загальні характеристики

Проксима Кентавра 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. Водночас 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 спектра.

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

Зорі пізніх спектральних класів мають значно більшу густину, ніж зорі ранніх спектральних класів і Проксима Кентавра не є винятком: 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 доби.

Структура і внутрішні процеси

Через малу масу Проксима Кентавра 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 Кентавра перетворить на гелій майже весь свій початковий запас водню.

Конвекція призводить до утворення електромагнітного поля. При цьому енергія може вивільнятися за рахунок зоряних спалахів, які на короткий проміжок часу (порядку 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 у 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. Пікова потужність випромінювання може сягати 1028 ерг/с (2·1021 Вт).

Хромосфера Проксими 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 мільйона кельвінів, що майже вдвічі більше за температуру сонячної корони (близько 2 мільйонів кельвінів). Загальна потужність випромінювання в рентгенівському діапазоні співставна з сонячною. Активність змінюється з періодом у 442 дні (приблизно 1,2 року), 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 млрд років. Згідно з припущеннями сучасної теорій еволюції маломасивних зір, рівень активності червоних карликів знижується з часом, так само як і швидкість обертання.

Зоряний вітер від Проксими Кентавра доволі слабкий, втрата речовини за одиницю часу становить не більше 20 % відносно аналогічного показника для сонячного вітру. Однак, у відносних величинах (втрата речовини на одиницю площі поверхні) цей показник увосьмеро перевищує інтенсивність сонячного вітру за рахунок значно меншого розміру цієї зорі.

Етап еволюції Проксима Кентавра 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 гіганта) та поступово охолоджуватиметься, допоки не перетвориться на чорного карлика.

Сама система Альфа Кентавра могла бути сформована шляхом гравітаційного захвату маломасивної Проксими значно масивнішою парою α Кентавра A та α Кентавра B. Однак для підтвердження цієї гіпотези потрібні точніші вимірювання радіальної швидкості. Якщо подвійна зоря Альфа Кентавра захопила Проксиму на ранніх етапах, то усі три зорі повинні мати схожий хімічний склад. Водночас гравітаційний вплив Проксими міг призвести до руйнування протопланетних дисків навколо цих зір. Це могло призвести до розповсюдження летючих елементів, як-от вода в області з меншою концентрацією цих елементів та потенційного збагачення планет земного типу цими елементами.

Згідно з альтернативною теорією, Проксима Кентавра могла бути захоплена пізніше, що призвело до руху зорі по витягнутій орбіті, яка, своєю чергою, призводить до додаткових зближень із системою α Кентавра AB. У такому випадку гравітаційний вплив всіх трьох зір на планети був би значно меншим. Із часом, протягом приблизно 3,5 млрд років масивніші зорі з подвійної системи втратили б значну частину речовини. Тому в такій моделі існує ймовірність того, що зоря α Кентавра C відокремиться від двох інших зір, поступово віддаляючись від них та знову стане окремою одиночною зорею.

Власний рух і координати

Базуючись на паралаксі, опублікованому в 2020 році в , що дорівнює 768,0665 ± 0,0499 mas, відстань до Проксими становить 4,2465 світлового року (1,3020 пк або 268 550 а. о.). Попередні розрахунки надавали дещо інше значення паралакса: 768,5 ± 0,2 mas (, 2018) 768,13 ± 1,04 mas (, 2014) 772,33 ± 2,42 mas (оригінальне видання каталогу Гіппаркос, 1997) 771,64 ± 2,60 mas (Hipparcos New Reduction, 2007) 768,77 ± 0,37 mas (телескоп «Габбл», 1999) Для земного спостерігача Проксима Кентавра віддалена від двох інших зір системи на 2,18°, що вчетверо більше за видимий діаметр повного Місяця. Власний рух зорі відносно великий і становить 0,368 mas/рік по схиленню та −3,775 mas/рік по прямому піднесенню. 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 Кассіопеї. Для земного спостерігача аналогічну зоряну величину мають 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 Кентавра, причому компоненти системи (А та В) будуть «забирати» цей статус одна в одної кожні 79,91 року внаслідок обертання по орбітах навколо спільного центру мас. Проксима наблизиться до Сонця на певну мінімальну відстань, оцінка якої трохи відрізняється в різних дослідженнях. СтаттяМін. відстань, св. р.Мін. відстань, пкЧас до макс. зближенняПриміткиJ. García-Sánchez та ін., 20013,110,9526 700 роківV. V. Bobylev, 20102,900,8927 400 роківC. A. L. Bailer-Jones, 20143,070,9426 710 років

Альфа Кентавра

Як вже неодноразово зазначалося, Проксима є третьою компонентою в системі Альфа Кентавра. 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 телескопа Гіппаркос). З більшим довірчим інтервалом цей факт було підтверджено в дослідженні Kervella та інші, 2017. У цьому дослідженні використовувалися високоточні вимірювання радіальної швидкості. Проксима Кентавра разом із системою Альфа Кентавра обертаються навколо спільного центру мас із періодом 547 000 років по еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,5 ± 0,08, причому відстань у періастрі становить близько 4300 а. о., а в апоастрі — 13 000 а. о. Наразі відстань від компоненти α Cen С до центру мас α Cen АВ становить 12 947 ± 260 а. о. (1,94 ± 0,04 трильйонів км), тобто майже в найвіддаленішій точці своєї орбіти. А вся потрійна система Альфа Кентавра обертається навколо центру галактики по еліпсу з великою піввіссю близько 27—31 кпк та ексцентриситетом 0,07.

Альфа Кентавра може належати до рухомої зоряної групи, що складається з цієї потрійної системи, а також , Глізе 676, гамма2 Косинця та кількох інших зір. Всі вони мають просторові швидкості, які відрізняються всього на 10 км/с (за модулем) від пекулярної швидкості системи Альфа Кентавра.

Планетна система