Проксима Кентаур

**Проксима Кентаур(и)** — мала ѕвезда со која се наоѓа на 4.2465 светлосни години (1.33020 парсеци) далеку од Сонцето во јужното соѕвездие на Кентаур. Нејзиното латинско име значи „најблиската [ѕвезда] на Кентаур“. Откриена е во 1915 година од Роберт Инес и е најблиската ѕвезда до Сонцето. Со мирна привидна величина од 11.13, премногу е слаба за да се види со голо око. Проксима Кентаур е член на ѕвездениот систем Алфа Кентаур, кој е идентификуван како компонента **Алфа Кентаур&nbsp;C** и е 2,18° југозападно од Алфа Кентаур&nbsp;AB. Моментално е на 12.950 АЕ (0.2 светлосни години) од AB, околу која орбитира со период од околу 550.000&nbsp;години.

Проксима Кентаур е црвено џуџеста ѕвезда со маса околу 12,5% од масата на Сонцето ) и просечна густина околу 33&nbsp;пати повеќе од Сонцето. Поради близината на Проксима Кентаур до Земјата, нејзиниоѕ аголен пречник може директно да се измери. Нејзиниот вистински пречник е околу една седмина (14%) од пречникот на Сонцето. Иако има многу ниска просечна сјајност, Проксима Кентаур е болскотна ѕвезда која случајно претрпува драматично зголемување на светлината поради магнетната активност. Магнетното поле на ѕвездата се создава со конвекција низ целото ѕвездено тело, а како резултат на активноста на блесокот генерира вкупна емисија на Х-зраци слична на онаа што ја произведува Сонцето. Внатрешното мешање на горивото со конвекција низ нејзиното јадро, и релативно ниската стапка на производство на енергија на Проксима, значи дека таа ќе биде ѕвезда од главната низа уште четири трилиони години.

Проксима Кентаур има две познати вонсончеви планети и една кандидат: Проксима Кентаур b, Проксима Кентаур d и спорната Проксима Кентаур c. Проксима Кентаур&nbsp;b орбитира околу ѕвездата на растојание од приближно 0.05 АЕ (7.5 милиони километри) со орбитален период од приближно 11,2 земјини денови. Нејзината проценета маса е најмалку 1,07&nbsp;пати повеќе од онаа на Земјата. Проксима b орбитира во животопогодниот појас на Проксима Кентаур - опсегот каде што температурите се соодветни за да постои течна вода на нејзината површина - но, бидејќи Проксима Кентаур е црвено џуџе и сјајна ѕвезда, погодноста на планетата е многу неизвесна. Кандидат за супер-Земја, Проксима Кентаури с, приближно 1.5 АЕ (220 милиони километри) подалеку од Проксима Кентаур, орбитира на секои 1,900 d (5.2 светлосни години). Проксима Кентаур d, приближно 0.029 АЕ (4.3 милиони километри) подалеку, орбитира на секои 5,1 денови.

## Општи карактеристики
[лево|мини| Прикажани се три [Светлинска крива|светлински криви на визуелната лента за Проксима Кентаур. Парцела А покажува супер блесок кој драматично ја зголемува сјајноста на ѕвездата за неколку минути. Парцела Б ја прикажува релативната варијација на сјајноста во текот на периодот на вртење на ѕвездата од 83 дена. Парцела В покажува варијации во период од 6,8 години, што може да биде должината на периодот на магнетна активност на ѕвездата. Адаптирано од Хауард *и сор.* (2018) и Масчерано и сор. (2016)]]
Проксима Кентаур е црвено џуџе, бидејќи припаѓа на главната низа на Херцшрунг-Раселовиот дијаграмот и е од спектрална класа M5.5. Класата M5.5 значи дека паѓа во нискомасениот крај на џуџестите ѕвезди од типот М, со нејзината нијанса поместена кон црвено-жолта  со делотворна температура од  келвини. Нејзината апсолутна ѕвездена величина или нејзината визуелна величина гледана од растојание од 10 парсеци (33 светлосни години), е 15,5. Нејзината вкупна осветленост над сите бранови должини е само 0,16% онаа на Сонцето, иако кога се набљудува во брановите должини на видливата светлина на окото е најчувствителна, тоа е само 0,0056% посјајно како Сонцето. Повеќе од 85% од нејзината зрачена моќ е на инфрацрвени бранови должини.

Во 2002 година, оптичката интерферометрија со многу големиот телескоп (МГТ) открила дека аголниот пречник на Проксима Кентаур е  маси. Бидејќи нејзиното растојание е познато, вистинскиот пречник на Проксима Кентаур може да се пресмета дека е околу 1/7 од оној на Сонцето или 1,5 пати поголем од оној на Јупитер. Масата на ѕвездата, проценета од теоријата на ѕвездите, е  или 129 јупитерови маси (). Масата е пресметана директно, иако со помала прецизност, од набљудувањата на настаните на микролеќи да биде .

Ѕвездите од главната низа со помала маса имаат поголема средна густина од оние со поголема маса, и Проксима Кентаур не е исклучок: има средна густина од 47.1×103 кг/м3 (47.1 г/см3), во споредба со средната густина на Сонцето од 1.411×103 кг/м3 (1.411 г/см3). Измерената површинска гравитација на Проксима Кентаур, дадена како основен 10 логаритам на забрзувањето во единици cgs, е 5,20.  Ова е 162 пати поголема од површинската гравитација на Земјата. 

Студијата за фотометриски варијации од 1998 година покажува дека Проксима Кентаур завршува целосно вртење еднаш на секои 83,5 денови. Последователна анализа на временски низи на хромосферските индикатори во 2002 година сугерира подолг период на вртење од &nbsp;денови. Подоцнежните набљудувања на магнетното поле на ѕвездата последователно откриле дека ѕвездата се врти со период од &nbsp;дена, во согласност со мерење од &nbsp;денови од набљудувања на радијална брзина.

## Структура и јадрено соединување
Поради нејзината мала маса, внатрешноста на ѕвездата е целосно струевит слој, предизвикувајќи енергијата да се пренесе на надворешноста преку физичкото движење на плазмата наместо преку зрачниот слој. Оваа значи дека пепелта од хелиум што останала од јадреното соединување на водород не се акумулира во јадрото, туку наместо тоа, циркулира низ ѕвездата. За разлика од Сонцето, кое ќе изгори само околу 10% од вкупното снабдување со водород пред да ја напушти главната низа, Проксима Кентаур ќе го потроши речиси целото гориво пред јадреното соединување на водородот да заврши.

Струењето е поврзано со создавање и опстојување на магнетно поле. Магнетната енергија од ова поле се ослободува на површината преку ѕвездени блесоци кои накратко (накратко за десет секунди)  ја зголемуваат вкупната сјајност на ѕвездата. На 6 мај 2019 година, настанал блесокот што се граничи со класата на блесоци на сончевата енергија М и Х, кој накратко станал најсветлиот откриен досега, со далеку ултравиолетова емисија од 2×1030 erg. Овие блесоци можат да пораснат големи колку ѕвездата и да достигнат температури измерени до 27 милиони K  - доволно жешко за да зрачи Х-зраци. Неподвижна сјајност на Х-зраците на Проксима Кентаур, приближно (4–16) × 1026 erg/s ((4–16) × 1019 W), е приближно еднаква на онаа на многу поголемото Сонце. Максималната осветленост на Х-зраците на најголемите блесоци може да достигне 1028 erg/s (1021 W).

Хромосферата на Проксима Кентаур е активна, а нејзиниот спектар прикажува силна емисиона линија на поединечно јонизиран магнезиум на бранова должина од 280&nbsp;nm. Околу 88% од површината на Проксима Кентаур може да биде активна, процент што е многу поголем од оној на Сонцето дури и на врвот на сончевиот циклус. Дури и за време на мирни периоди со малку или без блесоци, оваа активност ја зголемува температурата на короната на Проксима Кентаур на 3,5&nbsp;милиони К, во споредба со 2&nbsp;милиони келвини од Сончевата корона, и нејзината вкупна емисија на Х-зраци е споредлива со сончевата. Целокупното ниво на активност на Проксима Кентаур се смета за ниско во споредба со другите црвени џуџиња, што е во согласност со проценетата возраст на ѕвездата од 4,85  &nbsp;години, бидејќи нивото на активност на црвеното џуџе се очекува постојано да опаѓа во текот на милијарди години како што се намалува нејзината стапка на ѕвездено вртење. Нивото на активност се смета дека варира  со период од приближно 442 дена, што е пократко од сончевиот циклус од 11 години.

Проксима Кентаур има релативно слаб ѕвезден ветер, не повеќе од 20% од стапката на загуба на масата на сончевиот ветер. Бидејќи ѕвездата е многу помала од Сонцето, загубата на маса по единица површина од Проксима Кентаур може да биде осум пати поголема од сончевата површина.

## Животни фази
Црвено џуџе со масата на Проксима Кентаур ќе остане на главната низа околу четири трилиони години. Како што процентот на хелиум се зголемува поради јадреното соединување на водород, ѕвездата ќе стане помала и пожешка, постепено претварајќи се во таканареченото „сино џуџе“. Приближно на крајот на овој период ќе стане значително посветла, достигнувајќи 2,5% од сјајноста на Сонцето (L☉) и загревајќи ги сите тела кои орбитираат во период од неколку милијарди години. Кога ќе се исцрпи водородното гориво, Проксима Кентаур потоа ќе се развие во хелиумско бело џуџе (без да помине низ фазата на црвен џин) и постојано ќе ја губи преостанатата топлинска енергија.

Системот Алфа Кентаур можеби се формирал преку ѕвезда со мала маса која е динамички заробена од помасивен двоен систем од  во нивното вградено ѕвездено јато пред јатото да се распрсне. Сепак, потребни се попрецизни мерења на радијалната брзина за да се потврди оваа хипотеза. Доколку Проксима Кентаур била врзана за системот Алфа Кентаур за време на нејзиното формирање, ѕвездите веројатно ќе го делат истиот елементарен состав. Гравитациското влијание на Проксима можеби ги поттикнало протопланетарните дискови Алфа Кентаур. Ова би ја зголемило испораката на испарливи материи како што е водата во сувите внатрешни региони, па веројатно ќе ги збогати сите земјовидни планети во системот со овој материјал..

Алтернативно, Проксима Кентаур можеби била заробена подоцна, што резултирало со многу ексцентрична орбита која потоа била стабилизирана од галактичката плима и дополнителните ѕвездени средби. Таквото сценарио може да значи дека планетарните придружници на Проксима Кентаур имале многу помали шанси за орбитално нарушување од Алфа Кентаур. Како што членовите на парот Алфа Кентаур продолжуваат да се развиваат и губат маса, се предвидува дека Проксима Кентаур ќе се одврзе од системот за околу 3,5&nbsp;милијарди години од сегашноста. Потоа, ѕвездата постојано ќе се оддалечува од парот.

## Движење и местоположба
[лево|мини|300x300пкс| [Алфа Кентаури А и В се сјајните привидни ѕвезди лево, кои се во троен ѕвезден систем со Проксима Кентаур, заокружена во црвено. Сјајниот ѕвезден систем десно е неповрзаниот Бета Кентаур.]]

Врз основа на паралакса од  маси, објавена во 2020 година во Gaia Data Release 3, Проксима Кентаур е на 4.2465 светлосни години (1.3020 парсеци; 268,550 АЕ)     од Сонцето. Претходно објавените паралакси вклучуваат:  маси во 2018 година од Gaia DR2, , во 2014 година од Истражувачкиот конзорциум за блиските ѕвезди; , во оригиналниот каталог на Хипаркос, во 1997 година;  во новото издание на Хипаркос, во 2007 година; и  од вселенскиот телескоп „Хабл“, во 1999 година. Од гледна точка на Земјата, Проксима Кентаур е одвоена од Алфа Кентаур за 2,18 степени, или четири пати повеќе од аголниот пречник од полната Месечина. Проксима Кентаур има релативно големо правилно движење - се движи 3,85&nbsp;лачни секунди годишно низ небото.  Има радијална брзина кон Сонцето од 22,2 км/сек. Од Проксима Кентаур, Сонцето би се појавило како светла ѕвезда со магнитуда од 0,4 во соѕвездието Касиопеја, слична на онаа на Ахернар или Прокион од Земјата. 

Меѓу познатите ѕвезди, Проксима Кентаур е најблиската ѕвезда до Сонцето околу 32.000&nbsp;години и ќе биде така уште околу 25.000&nbsp;години, по што Алфа Кентаур А и Алфа Кентаур В ќе се менуваат приближно на секои 79,91 години како најблиска ѕвезда до Сонцето. Во 2001 година, Х. Гарсија-Санчез и соработниците прогнозирале дека Проксима Кентаур ќе се приближи до Сонцето за приближно 26.700&nbsp;години, доаѓајќи во рок од 3.11 светлосни години (0.95 парсеци). Иследување од 2010 година на В.В. Бобилев предвидел најблиско приближно растојание од 2.9 с.г. во околу 27.400&nbsp;години, проследено со иследување од 2014 година од страна на Бајлер-Џонс која предвидува пристап на перихел од 3.07 с.г. (0.94 парсеци) во приближно 26.710&nbsp;години. Проксима Кентаур орбитира низ Млечниот Пат на растојание од Галактичкото Средиште што варира од 27-31 кило светлосни години (8.3 до 9.5 парсеци), со орбитално занесување од 0,07.

### Алфа Кентаур

[мини|300x300пкс| Радарска карта на сите ѕвездени објекти или [Ѕвезден систем|ѕвездени системи во рок од 9 светлосни години од неговото средиште Сонцето (Сон). Проксима Кентаур е необележаната ознака веднаш до Алфа Кентаур. Дијамантските форми се нивните позиции внесени според десно воздигнување во часовен агол (означена на работ на дискот на картата) и според нивната деклинација. Втората ознака го покажува растојанието на секој објект од Сонцето, при што концентричните кругови го покажуваат растојанието во чекори од една светлосна година.]]

Постои сомнеж дека Проксима Кентаур е придружник на двојниот ѕвезден систем Алфа Кентаур од нејзиното откривање во 1915 година. Поради оваа причина, понекогаш се нарекува Алфа Кентаур&nbsp;В. Податоците од сателитот Хипаркос, комбинирани со набљудувања од земја, биле доследни со хипотезата дека трите ѕвезди претставуваат гравитациски поврзан систем. Кервела и сор. (2017) користеле високопрецизни радијални мерења на брзината за да одредат со висок степен на сигурност дека Проксима и Алфа Кентаури се гравитациски поврзани. Орбиталниот период на Проксима Кентаур околу тежиштето на Алфа Кентаур&nbsp;АВ е  години со ексцентричност од ; се приближува до Алфа Кентаур до  во периастрон и се повлекува до  кај апастрон. Во моментов, Проксима Кентаур е 12,947 ± 260 АЕ (1.94 ± 0.04 трилиони километри) од тежиштето на Алфа Кентаур&nbsp;AB, речиси до најоддалечената точка во неговата орбита.

Шест единечни ѕвезди, два двојни ѕвездени системи и тројна ѕвезда делат заедничко движење низ вселената со Проксима Кентаур и системот Алфа Кентаур. (Ѕвездите кои се движат вклучуваат HD 4391, γ2 Рамнило и Глизе676) Вселенските брзини на овие ѕвезди се во рамките на 10 км/сек. од необичното движење на Алфа Кентаур. Така, тие може да формираат подвижна група ѕвезди, што би укажала на заедничка точка на потекло, како на пример во ѕвездено јато.

## Планетарен систем

[мини|250x250пкс| Модел на трите планети (d, b и c) од системот Проксима Кентаур, со идентификуван [животопогоден појас]]
Започнувајќи од 2022 година, три планети (две потврдени и еден кандидат) се откриени во орбитата околу Проксима Кентаур, при што едната е меѓу најлесните откриени со радијална брзина („d“), една блиску до големината на Земјата во животопогодниот појас (“ b“), и можно гасно џуџе кое орбитира многу подалеку од внатрешните две („c“), иако неговиот статус останува спорен.

Пребарувањата за вонсончеви планети околу Проксима Кентаур датираат од доцните 1970-ти. Во 1990-тите, повеќекратните мерења на радијалната брзина на Проксима Кентаур ја ограничиле максималната маса што може да ја поседува еден забележлив придружник. Нивото на активност на ѕвездата додава бучава на мерењата на радијалната брзина, што го отежнува откривањето на придружник со помош на овој метод. Во 1998 година, испитувањето на Проксима Кентаур со помош на спектрографот за слаб објект на вселенскиот телескоп „Хабл“ покажало дека придружник орбитира на растојание од околу 0,5 АЕ. Последователното пребарување со помош на Wide Field и Planetary Camera 2 не успеало да пронајде ниту еден придружник. Астрометриските мерења во меѓуамериканската опсерваторија „Серо Тололо“ се смета дека исклучуваат планета со големина на Јупитер со орбитален период од 2-12&nbsp;години.

Во 2017 година, тим астрономи што ја користеле Големата милиметарска низа Атакама објавиле дека откриле појас од ладна прашина што орбитира околу Проксима Кентаур на опсег од 1-4 АЕ од ѕвездата. Оваа прашина има температура од околу 40 К и има вкупна проценета маса од 1% од планетата Земја. Тие привремено откриле две дополнителни карактеристики: ладен појас со температура од 10&nbsp;К орбитира околу 30АЕ и компактен извор на емисија околу 1,2&nbsp;лачни секунди од ѕвездата. Имало навестување за дополнителен топол појас од прашина на растојание од 0,4 АЕ од ѕвездата. Сепак, по понатамошна анализа, било утврдено дека овие емисии најверојатно се резултат на голем одблесокот што го емитирала ѕвездата во март 2017 година. Присуството на прашина во полупречник од 4 АЕ од ѕвездата не е потребно за моделирање на набљудувањата.

### Планетата b

Проксима Кентаур b, или Алфа Кентаур Cb, орбитира околу ѕвездата на растојание од приближно 0.05 АЕ (7.5 милиони километри) со орбитален период од приближно 11,2 земјини денови. Неговата проценета маса е најмалку 1,17 пати поголема од масата на Земјата. Покрај тоа, температурата на рамнотежата на Проксима Кентаур b се проценува дека е во опсегот каде што водата може да постои како течност на нејзината површина; на тој начин, сместувајќи го во животопогодниот појас на Проксима Кентаур.

Првите индикации за вонсончева планетата Проксима Кентаур b биле пронајдени во 2013 година од Мико Туоми од Универзитетот во Хертфордшир од архивски податоци за набљудување. За да го потврди можното откритие, тим од астрономи го започнале проектот Бледа црвена точка  во јануари 2016 година. На 24 август 2016 година, тимот од 31 научник од целиот свет, предводен од Гилем Англада-Ескуде од Универзитетот Квин Мери во Лондон, го потврдил постоењето на Проксима Кентаур b  преку рецензирана статија објавена во *Nature*. Мерењата биле извршени со помош на два спектрографи: HARPS на телескопот ESO 3,6 m во опсерваторијата Ла Сила и МГТ на 8.&nbsp;m Многу голем телескоп во опсерваторијата Паранал. Направени се неколку обиди да се открие премин на оваа планета преку лицето на Проксима Кентаур. Сигнал сличен на премин кој се појавил на 8 септември 2016 година, бил привремено идентификуван, користејќи го телескопот за истражување на светла ѕвезда на станицата Чонгшан на Антарктикот.

Во 2016 година, во трудот што помогнал да се потврди постоењето на Проксима Кентаур b, бил откриен втор сигнал во опсег од 60 до 500 дена. Сепак, ѕвездената активност и несоодветното земање примероци предизвикуваат нејзината природа да остане нејасна.

### Планетата c

Проксима Кентаур c е кандидат за супер-земја или гасно џуџе со околу 7 земјини маси што орбитира со приближно 1.5 астрономски единици (220,000,000 км) на секои 1,900 денови (5.2 с.г.). Доколку Проксима Кентаур b била Земјата на ѕвездата, Проксима Кентаур c ќе била еквивалентна на Нептун. Поради големата оддалеченост од Проксима Кентаур, мала е веројатноста да може да се живее, со ниска рамнотежна температура од околу 39 К. Планетата првпат била пријавена од италијанскиот астрофизичар Марио Дамасо и неговите колеги во април 2019 година. Тимот на Дамасо забележал мали движења на Проксима Кентаур во податоците за радијалната брзина од инструментот HARPS на ЕЈО, што укажува на можна дополнителна планета која орбитира околу Проксима Кентаур. Во 2020 година, постоењето на планетата било потврдено со податоците од астрометријата Хабл од . Можен пандан на директна слика бил откриен во инфрацрвеното светло со SPHERE, но авторите признаваат дека „не добиле јасно откривање“. Ако нивниот кандидат извор е всушност Проксима Кентаур c, тој е премногу светол за планета со нејзината маса и старост, што значи дека планетата може да има прстенест систем со полупречник од околу 5 RJ. Иследување од 2022 година ја оспорило потврдата за радијална брзина на планетата.

### Планетата d

Во 2019 година, тим астрономи повторно ги разгледаle податоците од ESPRESSO за Проксима Кентаур b за да ја усовршат нејзината маса. Притоа, тимот открил уште еден скок на радијална брзина со периодичност од 5,15 дена. Тие процениле дека доколку се работи за планетарен придружник, нема да биде помала од 0,29 Земјини маси.  Понатамошната анализа го потврдило постоењето на сигналот што довел до објавувањето на откритието во февруари 2022 година.

### Живеалиште

Пред откривањето на Проксима Кентаур b, телевизискиот документарен филм *„Вонземски светови“* претпоставува дека планетата што го одржува животот може да постои во орбитата околу Проксима Кентаур или други црвени џуџиња. Таквата планета би се наоѓала во животопогодниот појас на Проксима Кентаур, околу 0.023–0.054 АЕ (3.4–8.1 милиони километри) од ѕвездата и би имала орбитален период од 3,6–14&nbsp;денови. Планетата која орбитира во овој појас може да доживее плимно заклучување кон ѕвездата. Кога орбиталната ексцентричност на оваа хипотетичка планета би била мала, Проксима Кентаур малку би се движела на небото на планетата, а поголемиот дел од површината ќе го доживува или денот или ноќта вечно. Присуството на атмосфера би можело да послужи за прераспределба на топлината од страната осветлена со ѕвезди до далечната страна на планетата.

Изливите на блесокот на Проксима Кентаур може да ја еродираат атмосферата на која било планета во нејзиниот животопогоден појас но научниците од документарецот сметаат дека оваа пречка може да се надмине. Гибор Басри од Универзитетот во Калифорнија, Беркли, тврди: „Никој [не нашол] никакви показатели за населување“. На пример, една загриженост била дека пороите од наелектризирани честички од блесоците на ѕвездата би можеле да ја отстранат атмосферата од која било блиска планета. Кога планетата би имала силно магнетно поле, полето би ги отфрлило честичките од атмосферата; дури и бавното вртење на плима заклучена планета која се врти еднаш за секој пат кога орбитира околу својата ѕвезда би била доволна за да генерира магнетно поле, сè додека дел од внатрешноста на планетата остане стопена.

Други научници, особено застапниците на хипотезата за ретките земји, не се согласуваат дека црвените џуџиња можат да одржат живот. Секоја вонсончева планета во животопогодниот појас на оваа ѕвезда најверојатно би била плимно заклучена, што ќе резултира со релативно слаб планетарен магнетски момент, што ќе доведе до силна атмосферска ерозија со исфрлање на короналната маса од Проксима Кентаур. Во декември 2020 година, бил објавен кандидат за SETI радио сигнал BLC-1 дека потенцијално доаѓа од ѕвездата. Подоцна било утврдено дека сигналот е радио интерференција направена од човек.

## Историја на набљудување
мини|300x300пкс| Местоположба на Проксима Кентаур (заокружено во црвено)
Во 1915 година, шкотскиот астроном Роберт Инес, директор на Опсерваторијата во Јоханесбург, Јужна Африка, открил ѕвезда која го имала истото правилно движење како Алфа Кентаур. Тој предложил да се именува *Проксима Кентаур*  Во 1917 година, во Кралската опсерваторија на ’Ртот на Добрата Надеж, холандскиот астроном Џоан Вуте ја измерил тригонометриската паралакса на ѕвездата на  и утврдил дека Проксима Кентаур е приближно исто растојание од Сонцето како и Алфа Кентаур. Тоа била ѕвездата со најниска сјајност позната во тоа време. Подеднакво точно определување на паралаксата на Проксима Кентаур било направено од американскиот астроном Харолд Л. Алден во 1928 година, кој го потврдил ставот на Инес дека е поблиску, со паралакса од .

Проценката за големината на Проксима Кентаур била добиена од канадскиот астроном Џон Стенли Пласкет во 1925 година со помош на интерферометрија. Резултатот бил 207.000 милји (333.000 км), или приближно .

Во 1951 година, американскиот астроном Харлоу Шепли објавил дека Проксима Кентаур е болскотна ѕвезда. Испитувањето на минатите фотографски записи покажале дека ѕвездата прикажала мерливо зголемување на големината на околу 8% од сликите, што ја направила најактивната болскотна ѕвезда позната во тоа време. Близината на ѕвездата овозможува детално набљудување на нејзината блескава активност. Во 1980 година, Ајнштајновата опсерваторија произвела детална енергетска крива на Х-зраци на ѕвездениот одблесок на Проксима Кентаур. Дополнителни набљудувања на активноста на блесоци биле направени со сателитите EXOSAT и ROSAT, а емисиите на рендгенски зраци на помали, сончеви блесоци биле забележани од јапонскиот сателит ASCA во 1995 година. Оттогаш, Проксима Кентаур е предмет на проучување на повеќето опсерватории на Х-зраци, вклучувајќи ги XMM-Њутн и Чандра.

Поради јужната деклинација на Проксима Кентаур, може да се гледа само јужно од географската ширина 27°Н.  Црвените џуџиња како Проксима Кентаур се премногу слаби за да се видат со голо око. Дури и од Алфа Кентаур А или В, Проксима ќе се гледа само како ѕвезда со петта величина. Има привидна величина 11, значи телескоп со отвор од најмалку 8 сантиметри е потребно за да се набљудува, дури и при идеални услови на гледање - под ведро, темно небо со Проксима Кентаур многу над хоризонтот. Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. РГИЅ го одобрила името *Проксима Кентаур* за оваа ѕвезда на 21 август 2016 година, и денес е вклучена во Списокот на имиња на ѕвезди одобрени од МАС.

Во 2016 година, бил забележан супер одблесок од Проксима Кентаур, најсилниот одблесокот некогаш виден. Оптичката осветленост се зголемила за фактор од 68× до приближна големина&nbsp;6.8. Се проценува дека слични блесоци се случуваат околу пет пати секоја година, но се со толку кратко времетраење, само неколку минути, што никогаш претходно не биле забележани. Во април 2020 година, на 22 и 23, вселенското летало *Нови хоризонти* направило фотографии од две од најблиските ѕвезди, Проксима Кентаур и Волф 359. Во споредба со сликите базирани на Земјата, многу голем ефект на паралакса бил лесно видлив. Сепак, ова се користело само за илустративни цели и не се подобрило во однос на претходните мерења на растојанието.

## Идно истражување

Поради близината на ѕвездата до Земјата, Проксима Кентаур е предложена како место за прелетување за меѓуѕвезденото патување. Ако се користат нејадрени, конвенционални погонски технологии, за летот на вселенско летало до Проксима Кентаур и неговите планети веројатно би биле потребни илјадници години. На пример, *Војаџер 1*, кој сега патува 17&nbsp;km/s (38,000&nbsp;mph)  во однос на Сонцето, ќе стигне до Проксима Кентаур за 73.775 години, доколку леталото патувало во правец на таа ѕвезда и Проксима стоела во место. Вистинската галактичка орбита на Проксима значи дека бавната сонда би имала само неколку десетици илјади години за да ја фати ѕвездата на нејзиниот најблизок пристап, пред да се повлече надвор од дофат.

Јадрениот импулсен погон може да овозможи такво меѓуѕвездено патување со временска рамка на патување од еден век, инспирирајќи неколку испитувања како што се Проектот Орион, Проектот Дедал и Проектот Лонгшот. Проектот Breakthrough Starshot има за цел да го достигне системот Алфа Кентаур во првата половина на 21 век, со микросонди кои патуваат со 20% од брзината на светлината придвижени од околу 100 гигавати ласери базирани на Земјата. Сондите би извршиле прелетување на Проксима Кентаур околу 20 години по неговото лансирање, или евентуално заминале во орбитата по околу 140 години, доколку се користат маневри околу Проксима Кентаур или Алфа Кентаур. Потоа сондите би фотографирале и собирале податоци за планетите на ѕвездите и нивните атмосферски состави. Ќе бидат потребни 4,25 години за собраните информации да се вратат на Земјата.

## Белешки

## Наводи

## Дополнителна литература

*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*
*

## Надворешни врски

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

Категорија:TIC-објекти
Категорија:Именувани ѕвезди
Категорија:Променливи ѕвезди со ознаки
Категорија:HIP-објекти
Категорија:Глизеови објекти
Категорија:Кентаур (соѕвездие)
Категорија:Астрономски тела откриени во 1915 година
Категорија:Планетарни ситеми со две потврдени планети
Категорија:Ѕвезди со оддавни линии
Категорија:Болскотни ѕвезди
Категорија:Црвени џуџиња од главната низа
Категорија:Ѕвезди од типот G