【比邻星】
比邻星或毗邻星（Proxima Centauri）是一颗小型低质量恒星，位于半人马座南部，距太阳lk=on，是距离太阳最近的恒星。它由苏格兰天文学家罗伯特·因尼斯于1915年在南非联合天文台发现。比邻星的宁静视星等为11.13，肉眼难以直接观察。它属于南门二恒星系统的第三颗星，因此依拜耳命名法也称为半人马座α星C。它位于该三合星系统另外两颗恒星西南2.18°。目前比邻星与半人马座α星A和B的距离为lk=on，轨道周期55万年。
比邻星属于红矮星，质量约为太阳（M☉）的12.2%，平均密度是太阳的33倍。得益于该恒星与地球较近的距离，人们可直接测量其角直径，它的直径约为太阳的1/7。虽然比邻星的光度较低，但其为一颗耀星，因此会不定时因磁场活动出现光度爆发。恒星磁场来自内部对流，活动剧烈时，产生的X射线强度与太阳相当。比邻星借助核心的对流混合燃料，加上相对较低的能量产生效率，意味着它仍可作为主序恒星存在4万亿年。
比邻星系统中有两颗已知的系外行星比邻星b和Proxima Centauri d，以及一颗可能的系外行星比邻星c。Efn|太阳系外行星的命名依照国际天文联会规定，依照发现时间顺序依次命名为b、c、d……，而比邻星a指代比邻星这颗恒星。比邻星b距恒星约abbr=unit，若以地球时间作为单位，其公转周期约为11.2天。它的质量至少是地球的1.07倍。比邻星b位于恒星系统中的宜居带，这一区域的温度适宜地表液态水存在。然而，由于比邻星是红矮星且为耀星，恒星活动很可能会对比邻星b的宜居性造成影响。比邻星c是一颗可能的超级地球Efn|质量高于地球，但远低于冰巨星（例如天王星和海王星）的系外行星。，它距离恒星abbr=unit，轨道周期为1,900天（5.2年）。比邻星d是一颗次地球Efn|质量远低于地球或金星的系外行星。，距中央恒星abbr=unit，公转周期5.1天。
== 基础性质 ==
光变曲线图。图A显示出一次持续数分钟的强烈光度爆发。图B为恒星83天自转周期内的相对光度变化。图C为6.8年周期（可能是该恒星的磁场周期）光度变化。
比邻星位于赫罗图的主序星位置，恒星光谱分类为M5.5，因此属于红矮星。光谱分类M5.5意味着比邻星落于低质量M型矮星末端，颜色偏红黄色，有效温度约为3,000K。它的绝对视星等为15.5，如果从半人马座α三合星的其他两个星观测，则是4.5等星。比邻星所有波长的总光度只有太阳的0.16%，如果只论可见光波长，则只有太阳的0.0056%。它的辐射能量中有85%为红外辐射。
2002年，欧洲南天天文台（ESO）位于智利的甚大望远镜以光学干涉测量得到比邻星的角直径为1.02 ± 0.08毫角秒。由已知它的距离，推算实际直径大约是太阳的1/7，或者木星的1.5倍。根据恒星模型推算，比邻星的质量约为太阳（M☉）的12.2%，或者木星（MJ）的129倍。它的质量亦可借微引力透镜直接计算，但这种方法得出的结果精确性较低，值约为u=solar mass。
低质量主序星的平均密度通常大于高质量主序星，比邻星的平均密度为abbr=on，相比之下太阳为abbr=on，因此比邻星的平均密度大约是太阳的33倍。若以10为底的对数形式，以厘米-克-秒制表示，比邻星的表面重力为5.2，是地球的162倍。
1998年对比邻星的光度测定研究显示，其完成一次完整自转的周期约为83.5天。而随后于2002年进行的色球时间序列分析显示，比邻星的自转周期为0.7天。但后续研究排除了2002年研究得出的结果，更准确的结果被认为是0.1天。
== 结构和核融合 ==
由于比邻星质量较低，恒星内部物质完全对流，导致核心处的能量由等离子物质的物理运动而非辐射过程带出至表层。这种对流现象使得热核聚变生成的氦不会在核心积累，而是在整个星体内环流。因此，在比邻星脱离主序阶段之前，它能够利用几乎所有的燃料进行核融合。相比之下，太阳只能利用约10%的氢质量进行核融合。
对流也造成并维持着比邻星的磁场，磁场能量透过恒星表面耀斑得到快速释放，持续时间可能低至10秒，引发恒星总体亮度的短时增加。2019年5月6日，科学家探测到比邻星一次介于M和S级之间的耀斑爆发，导致其亮度显著增加，释放出的紫外辐射达到u=erg。这些耀斑可能达到恒星大小，温度高至2,700万K——这个温度足以释放X射线。比邻星的宁静X射线亮度约为(4–16)26 erg/s ((4–16)19 W)，几乎和太阳相当。而它在最大型耀斑爆发时的峰值X射线亮度可达到28 erg/s (21 W)。
比邻星的色球层十分活跃，光谱显示出强烈的单电离镁谱线，波长280nm。比邻星88%的表面都处于活跃状态，这个比例远高于处于太阳周期峰值时的太阳表面活动。即使是在宁静状态，很少或几乎没有耀斑活动时，其星冕温度仍能达到350万K，相比之下太阳星冕温度只有200万K，并且比邻星的总X射线强度也与太阳相当。比邻星的总体活动强度在红矮星中处于较低水平，因为它的年龄已有48.5亿年，在经历数十亿年后红矮星的自转速度降低，活动强度因此减弱。它的活动周期约为442天，短于太阳的11年（约为4,000天）周期。
比邻星的星风较弱，由此造成的质量损失率不超过太阳风的20%。但由于比邻星的体积较小，因此每单位面积的质量损失可能是太阳表面的8倍。
== 生命阶段 ==
质量类似比邻星的红矮星可以在主序星阶段维持约4万亿年时间。由于氢核聚变反应使恒星内氦元素的比例增加，随着时间的推移，恒星的体积会逐渐变小，直至进入“蓝矮星”阶段。在这个阶段，恒星的亮度显著增加，可以达到太阳光度（L☉）的2.5%，并持续数十亿年为其轨道上的天体提供热量。当氢燃料最终耗尽时，比邻星将演化为氦白矮星（没有红巨星阶段），并逐渐失去留存的热量。
比邻星所在的南门二包含三颗恒星，它最初可能只是一个由约1.5至2倍太阳质量的双星组成的系统。在星团散开前，这个双星系统捕获了另一个质量较低的恒星（也即比邻星），从而形成了现在的三合星系统。然而，为了确认这个假说，还需要更准确地测量恒星的径向速度。如果比邻星是在恒星形成期被捕获的，那么这三颗恒星可能具有类似的元素构成。比邻星的引力会干扰双星的原行星盘，将挥发成分（如水）输送到较干燥的区域，从而使这些物质在类地行星富集。而假如比邻星是在较晚时才被捕获至双星系统的，那么它最初可能具有一个高离心轨道，经由星系潮汐与其它星际物质而逐渐稳定下来。如果依照上述说法，那么比邻星对行星轨道的干扰影响将会更小。随着南门二双星的演化，其质量将不断减少，比邻星可能会在大约35亿年后脱离当前的三合星系统，并在此后逐渐远离这对双星。
== 运动和位置 ==
比邻星（最右）与其邻星之大小比较
基于盖亚任务发表于2020年的第三批数据（Gaia DR3），其测得的视差u=mas，可推算比邻星距离太阳lk=on。先前的测量数据有2018年盖亚任务第二批数据（Gaia DR2）测得的u=mas，2014年由近星研究会测得的u=mas，1997年依巴谷卫星初始数据u=mas，2007年重新处理的依巴谷卫星数据u=mas，以及1999年透过哈勃太空望远镜精细导星感测器测得的u=mas。从地球视角，比邻星位于南门二2.18度位置，或四倍于满月直径。比邻星的自行相当较高，在天空中每年移动约3.85角秒。它面向太阳的视向速度为22.2 km/s。在比邻星看来，太阳位于仙后座，亮度为0.4星等，类似于从地球上观察到的水委一或南河三。
比邻星在大约32,000年前成为距离太阳最近的恒星，并在后续25,000年内仍是如此。再之后半人马座α星A和半人马座α星B将会以约79.91年为周期交替成为距离太阳最近的恒星。2001年，有学者推测比邻星将会在26,700年后达到与太阳最近的距离abbr=on。2010年的研究预测，比邻星将在大约27,400年后到达与太阳最接近的abbr=on。2014年另一项研究预测比邻星会在26,710年前后到达与太阳最接近的abbr=on。比邻星正在穿越银河系，与银河系中心的距离在abbr=on之间变化，轨道离心率为0.07。
=== 南门二 ===
自发现以来，人们就推测比邻星是南门二的双星系统的伴星，因此比邻星有时也被称为半人马座α星C。通过对依巴谷卫星和地面观测数据的分析，科学家确定了这一伴星假说：比邻星与南门二的双星是由引力结合的恒星系统。2017年的一项研究使用高精度径向速度测量得出，比邻星有极高可能性受南门二引力束缚。比邻星围绕双星系统质心的轨道周期为4000年，离心率0.08，近拱点u=AU，远拱点u=AU。当前比邻星距双星质心abbr=unit，接近远拱点。
在天空中，有6颗恒星、2个双星系统，以及一个三合星系统与比邻星及南门二保持一致的运动。Efn|这些共同运动的恒星包括HD 4391、矩尺座γ2、葛利斯676这些恒星的空间速度均在比邻星本动速度的10km/s内，因此它们或许是来自同一起源的移动星群，比如源于同一星团。
== 行星系统 ==
三颗行星环绕比邻星示意图，绿色为宜居带。
截止2022年，在比邻星已观测到三颗行星（2颗已确认，1颗尚有争议）。其中比邻星d是迄今为止通过径向速度法测得的质量最轻的系外行星之一；比邻星b大小与地球相当，并位于宜居带；比邻星c是一颗可能的气态矮星Efn|又称为迷你海王星，其质量低于太阳系中的天王星和海王星，但性质相当类似。，公转轨道半径比另外两颗行星更远。
人们从1970年代就开始着手探测比邻星系统中可能存在的系外行星。1990年代，多个测量结果限定了比邻星可能存在的行星的最大质量。不过，比邻星的恒星活动也对径向速度测量方法造成了诸多干扰。1998年，一项利用哈勃天文望远镜暗天体摄谱仪对比邻星的观测显示，比邻星系统中存在有一颗轨道为0.5AU的行星。然而，后续使用第二代广域和行星照相机并没有找到可能的目标。托洛洛山美洲际天文台的天体测量排除了可能存在轨道周期为2至12年、大小类似木星的行星的可能性。
2017年，一个天文研究团队使用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列发现一个环绕于比邻星14AU距离的寒冷尘埃带。该尘埃带的温度在40K左右，总质量相当于地球质量的1%。初步测量还显示出另外两个特征：一个环绕于30AU的温度为10K的尘埃带。以及位于恒星1.2角秒处的致密发射源。此外，在距离恒星0.4AU处或许还有一个相对温暖的尘埃带。然而，进一步分析表明，上述尘埃带更有可能是比邻星于2017年3月发生的大型耀斑所致，对观测结果的建模并不需要假设这些尘埃带。
== 表面活动观测 ==
比邻星有很活跃的色球层活动，在X-光波段可观测到它色球层的喷发，是属于典型的耀星（变星命名：半人马座V645）；在紫外线波长观测它的色球层的变化，得知它的自转周期大约31天。由90年代哈勃太空望远镜所测量的资料显示，比邻星应存在著一颗尚未被观测到的暗淡伴星。2016年8月24日欧洲南天天文台正式宣布发现了比邻星的一颗行星，命名为比邻星b，它位于比邻星的适居带内。即与恒星距离适中、可能有液态水存在的区域。但也有人提出，比邻星是一颗M型矮星，这类恒星比较容易爆发耀斑，破坏行星的大气。
2017年3月24日，位于智利的阿塔卡马望远镜观测到比邻星亮度在10秒内上升了1,000倍，随后迅速回落。研究分析数据后发现，亮度的上升集中发生在极短时间内，应该是一次比最强烈的太阳耀斑还强10倍的恒星耀斑。行星“比邻星b”在这次事件中受到的辐射，比通常太阳耀斑爆发时地球受到的辐射高约4,000倍。研究人员认为，比邻星b在它近50亿年的生涯中，可能曾多次遭受强烈耀斑袭击，即使表面曾有过液态水和大气，也早就被摧毁殆尽，环境不适合生命存在。2020年研究说还有超级地球的比邻星c可能存在。
== 相关条目 ==
* 比邻星b
* 半人马座
* 南门二
* 离太阳系最近的恒星一览表
* 阿凡达的虚构宇宙