Proxima Centauri

Rasatı

1915 yılında Güney Afrika'daki Union Rasathanesi'nin müdürü İskoçyalı astronom Robert Innes, Alfa Centauri ile aynı özdevinime sahip bir yıldız keşfetti. Proxima Centauri ismini önermiştir. (aslında Proxima Centaurus). 1917 yılında, Ümit Burnundaki  Royal Gözlemevi'nde Hollandalı astronom Joan Voûte yıldızın trigonometrik paralaksını 0,755 ± 0,028″ olarak ölçtü ve Proxima Centauri'nin Güneş'e olan mesafesinin Alfa Centauri ile aynı olduğunu buldu. Bulunduğunda, aydınlatma gücü en düşük olarak bilinen yıldızdı. 1928 yılında Amerikalı astronom Harold L. Alden tarafından Proxima Centauri'nin hassas paralaks tespiti yapılmıştır. Böylece Innes'in, yıldızın 0,783 ± 0,005″ paralaksı ile daha yakın olduğu görüşü kanıtlanmıştır.
1951 yılında, Amerikalı astronom Harlow Shapley Proxima Centauri'nin bir parıltılı yıldız olduğunu açıkladı. Geçmiş fotoğraf kayıtlarının incelenmesi, görüntülerin yaklaşık %8'inde ölçülebilir bir parlaklık artışı olduğunu göstermiştir. O zaman için bilinen en aktif parıltılı yıldızdı. Yıldızın yakın bir mesafede olması, parlama aktivitesinin detaylı gözlemine izin vermektedir. 1980 yılında Einstein Gözlemevi Proxima Centauri'deki parlamanın yarattığı detaylı bir X-ışını enerji eğrisi üretti. Daha sonra, EXOSAT ve ROSAT uyduları ile parlama aktivitesi gözlemleri yapıldı. Ve 1995 yılında Japonların ASCA uydusundan alınan veriler güneştekilere benzer püskürmelerin X-ışını emisyonu yaptığını gösterdi. Proxima Centauri XMM - Newton ve Chandra dahil olmak üzere birçok X-ışını gözlemevinin araştırma konusu olmuştur.
Proxima Centauri'nin −62° yükselimi nedeniyle, sadece 27° K enleminin güneyinde gözlemlenebilir. Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler, çıplak gözle görülebilmesi için çok sönüktürler. Alfa Centauri yıldız sisteminin A veya B'sinden bile Proxima beşinci kadirden bir yıldız olarak görülür. Görünür kadri 11'dir bu yüzden yıldızı gözlemek için en az 8 cm ( 3.1 inç) ışık düzengeci gereklidir. İdeal gözlem koşulları altında olunsa bile ( açık ve karanlık bir gökyüzünde)  Proxima Centauri ufkun hemen üzerindedir.

Özellikleri

Proxima Centauri kırmızı cüce olarak sınıflandırılmıştır çünkü Hertzsprung-Russell diyagramında anakola aittir. Spektral sınıfı M5.5'tir. M5.5, M - tipi yıldızların  düşük kütleye doğru yol alacağı anlamına gelir. Bu yıldızın mutlak görsel kadri veya 10 parsek uzaklıktan görülen görsel şiddeti 15,5'tir. Tüm dalga boylarındaki toplam parlaklığı Güneş'in %0,17'sidir. Görünür ışığın dalga boylarında gözlendiği zamanlarda gözün en hassas olmasına rağmen, Güneş'in sadece 0,0056 %'si kadar parlaktır. Yayılan ışımanın % 85'inden fazlası kızılötesi dalga boyundadır.
2002 yılında, Very Large Telescope ile optik girişimölçer Proxima Centauri'nin açısal çapını 1,02 ± 0,08 miliaçı saniye olarak buldu. Uzaklığı bilindiği için, Proxima Centauri'nin gerçek çapı Güneş'inkinin 1/7'si olarak veya Jüpiter'in 1,5 katı olarak hesaplanmıştır. Yıldızın tahmini kütlesi, Güneş kütlesinin %12,3'ü veya Jüpiter'in kütlesinin 129 katıdır. Anakol yıldızının ortalama yoğunluğu, kütlenin azalmasıyla artar. Proxima Centauri de bir istisna değildir. Ortalama yoğunluğu 56,8 × 10³ kg/m³ (56,8 g/cm³)'dir. Güneş'in ortalama yoğunluğu ise 1,411 × 10³ kg/m³ (1,411 g/cm³)'dir.
Düşük kütlesi sebebiyle, yıldızın içi tamamen konvektifdir. Bu olay, enerjinin plazmanın fiziksel hareketi ile dışa aktarılmasına neden olur. Anakol yıldızı olmaktan ayrılmadan önce sadece toplam hidrojeninin yaklaşık %10'unu yakan Güneş'in aksine, Proxima Centauri, hidrojen füzyonunun bitmesinden önce  kendi yakıtının neredeyse tümünü tüketecektir.
Konveksiyon, manyetik alanın oluşumu ve değişimi ile ilişkilidir. Bu alandaki manyetik enerji yıldızın yüzeyindeki parlamalarla yıldızın toplam parlaklığını kısa bir süreliğine artırır. Bu parlamalar yıldızın boyutlarına kadar büyüyebilir ve X ışını yaymaya yetecek kadar -27 milyon Kelvin- sıcaklığa ulaşabilir.
Aslında, bu yıldızın durgun X ışını parlaması kabaca (4–16) × 10²⁶ erg/sn ((4–16) × 10¹⁹ W)'dir, Güneş'in ürettiğinden çok daha büyük sayıya eşittir. En büyük parlamanın X ışını parlaklığı 10²⁸ erg/sn (10²¹ W.)'e ulaşabilir. Proxima Centauri'nin renk yuvarı aktiftir ve tayfı  280 nm dalga boyundaki tek başına iyonize olmuş magnezyumun güçlü bir salım hattını gösterir. Proxima Centauri'nin yüzeyinin yaklaşık %88'i aktif olabilir. Bu yüzden, Güneş'in kendi güneş döngüsünün zirvesinde olduğu zamanlardan bile çok daha fazladır. Az veya hiç parlamanın olmadığı sakin dönemlerde bile bu aktiflik, Proxima Centauri'nin renk yuvarının sıcaklığını 3,5 milyon Kelvin sıcaklığa kadar artırır. Güneş'in 2 milyon Kelvin sıcaklığındaki renk yuvarı ile karşılaştırıldığında daha fazla olduğu görülür. Bununla birlikte, bu yıldızın toplam aktivite seviyesinin diğer M sınıfındaki cüceler ile karşılaştırıldığında düşük olduğu düşünülmektedir. Bu da yıldızın tahmin edilen yaşı olan 4,85 milyar yıl ile tutarlıdır. Kırmızı cücenin aktivite düzeyinin milyarlarca yıl boyunca dönme hızının azalmasıyla giderek zayıflaması beklenmektedir. Aktivite düzeyinin de yaklaşık olarak 442 günlük bir süre ile değiştiği görünmektedir ve bu süre, 11 yıllık güneş döngüsünden daha kısdır.
Proxima Centauri göreli olarak zayıf bir yıldız rüzgârına sahiptir. Güneş rüzgarları ile, Güneş'in  %20'lik bir kütle kaybı oranından daha fazla değildir. Çünkü yıldız, Güneş'ten çok daha küçüktür. Bununla birlikte Proxima Centauri'de birim yüzey alanına düşen kütle kaybı, Güneş'in yüzeyine göre sekiz kat fazla olabilir.
Proxima Centauri'nin kütlesine sahip bir kırmızı cüce, yaklaşık dört trilyon yıl boyunca anakolda kalacaktır. Hidrojen füzyonundan dolayı helyum oranı arttıkça, yıldız giderek kırmızıdan maviye dönüşürken, daha küçük ve daha sıcak olacaktır.
Döngünün sonlarına doğru yaklaştıkça, önemli ölçüde daha parlak olacak. Güneş'in parlaklığının % 2,5'ine ulaşacak ve birkaç milyar yıllık bir süre içinde  eğer varsa yörüngesinde dolanan cisimleri ısıtacaktır. Hidrojen yakıtı bir kere tükendikten sonra, Proxima Centauri beyaz cüceye dönüşecek (kırmızı dev evresinden geçmeden) ve yavaşça kalan ısı enerjisini kaybedecektir.

Uzaklık ve hareket

Hipparcos gökölçüm uydusu kullanılarak ve Hubble Uzay Teleskobu'ndaki yüksek hassasiyetle ölçümler yapan Fine Guidance Sensörleri ile ölçülen 768,7 ± 0,3 mili açı dakika paralaksına göre Proxima Centauri Güneş'ten yaklaşık 4,24 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Veya Güneş ile Dünya arasındaki mesafeden 270.000 kez daha fazla. Dünya'nın görüş noktasından Proxima, Alpha Centauri'den 2,18° ile ayrılır veya dolunayın açısal çapının dört katı ile ayrılır. Proxima'nın göreceli olarak büyük bir hareketi vardır. Gökyüzünde yılda 3,85 yay saniye ile hareket eder. Güneş'e doğru olan radyal hızı 21,7 km/sn'dir.
Bilinen yıldızlar arasında Proxima Centauri, yaklaşık 32.000 yıldır Güneş'e en yakın yıldızdır ve yaklaşık bir 33.000 yıl daha olmaya devam edecektir. Daha sonra ise Güneş'e en yakın yıldız Ross 248 olacaktır. 2001 yılında J. García Sánchez Proxima'nın Güneş'e en yakın yaklaşımını yapacağını tahmin etti.  Yaklaşık 26.700 yıl içinde, ikinci yaklaşımı 3,11 ışık yılı mesafesinde olacak. VV Bobylev tarafından 2010 yılında yapılan bir çalışmada yaklaşık 27.400 yıl içinde 2,90 ışık yılı mesafesinde en yakın konuma ulaşacağını öngörmüştür. Proxima Centauri, Galaktik Merkezden bir mesafede Samanyolu'na doğru dönüyor. Bu mesafe, 8,3'den 9,5 kiloparseke değişiyor ve yörünge dış merkezliliği 0,07'dir.
Proxima'nın keşfinden bu yana Alfa Centauri ikili yıldız sisteminin gerçek bir arkadaşı olduğundan şüphelenilmiştir. Alfa Centauri'nin mesafesi 0,21 ışık yılıdır (15.000 ± 700 astronomik birim). Proxima Centauri, Alfa Centauri etrafında bir yörüngede olabilir. Yörünge periyodu 500.000 yıl veya daha fazladır. Bu sebeptendir ki, Proxima bazen Alfa Centauri C diye isimlendirilir. Modern tahminler, yıldızların göreceli hızı ve arasındaki küçük ayrılma ile gözlenen uyumun bir tesadüf olma şansını, kabaca milyonda bir olarak düşünmektedirler. Yer tabanlı gözlemler ile birleştirilen Hipparcos uydusundan gelen  veriler, üç yıldızın gerçekten bağlı sistem olduğu hipotezi ile tutarlıdır. Eğer öyleyse, Proxima şu anda yakın aksisde, Alpha Centauri sisteminden kendi yörüngesinde en uzak noktada olacaktır. Bu gibi bir üçlü sistemde düşük kütleli bir yıldız doğal olarak oluşabilir. 1,5-2 Güneş kütlesindeki ikili sistem tarafından dinamik olarak yakalanabilir. Bu hipotezi teyit etmek için radyal hızın daha hassas ölçümleri gereklidir. Eğer Proxima, oluşumu sırasında Alpha Centauri sistemine bağlandı ise, yıldızlar aynı element bileşimine sahip olma eğilimde olacaklardır. Proxima'nın kütleçekim etkisi, Alpha Centauri ilkel gezegen diskleri ile karıştırılmış olabilir. Bunun gibi kuru iç bölgelere su gibi uçucuların dağılımı artabilir. Sistemdeki herhangi yerbenzeri gezegenler, bu malzeme ile zenginleştirilmiş olabilir. Altı tek yıldız, iki tane çift  yıldız sistemi ve üçlü yıldız uzay boyunca Proxima Centauri ve Alpha Centauri sistemi ile ortak bir hareket paylaşmaktadır. Bu yıldızların uzaydaki hızları, Alpha Centauri'nin 10 km/sn'lik kendine özgü hareketi arasındadır. Böylece, hareket eden bir yıldız kümesi oluşabilir. Bu yıldız kümesinde olduğu gibi kökenlerinin ortak bir noktasını gösterir. Eğer  Proxima Centauri'nin kütleçekimsel olarak Alpha Centauri'ye bağlı olmadığı tespit edilirse, o zaman böyle bir grup hareketi göreceli olarak yakın olan konumlarıyla açıklanabilir.