比鄰星或毗鄰星是一顆小型低質量恆星，位於半人馬座南部，距太陽，是距離太陽最近的恆星。它由蘇格蘭天文學家羅伯特因尼斯於 1915 年在南非聯合天文臺發現。比鄰星的寧靜視星等為 1113，肉眼難以直接觀察。它屬於南門二恆星系統的第三顆星，因此依拜耳命名法也稱為半人馬座 α 星 C。目前比鄰星與半人馬座 α 星 A 和 B 的距離為，位於其西南 218，軌道週期 55 萬年。 比鄰星屬於紅矮星，質量約為太陽（M）的 122，平均密度是太陽的 33 倍。得益於該恆星與地球較近的距離，人們可直接測量其角直徑，它的直徑約為太陽的 17。雖然比鄰星的光度較低，但其為一顆耀星，因此會不定時因磁場活動出現光度爆發。恆星磁場來自內部對流，活動劇烈時，產生的 X 射線強度與太陽相當。比鄰星藉助核心的對流混合燃料，加上相對較低的能量產生效率，意味著它仍可作為主序恆星存在 4 萬億年。 比鄰星系統中有兩顆已知的系外行星比鄰星 b 和比鄰星 d，以及一顆可能的系外行星比鄰星 c。比鄰星 b 距恆星約，若以地球時間作為單位，其公轉週期約為 112 天。它的質量至少是地球的 107 倍。比鄰星 b 位於行星系中的宜居帶，這一區域的溫度適宜地表液態水存在。然而，由於比鄰星是紅矮星且為耀星，恆星活動很可能會對比鄰星 b 的造成影響。比鄰星 c 是一顆可能的超級地球，它距離恆星，軌道週期為 1900 天（52 年）。比鄰星 d 是一顆次地球，距中央恆星，公轉週期 51 天。 基礎性質 比鄰星位於赫羅圖的主序星位置，恆星光譜分類為 M55，因此屬於紅矮星。光譜分類 M55 意味著比鄰星落於低質量 M 型矮星末端，顏色偏紅黃色，有效溫度約為 3000K。它的絕對視星等為 155，如果從半人馬座 α 三合星的其他兩個星觀測，則是 45 等星。比鄰星所有波長的總光度只有太陽的 016，如果只論可見光波長，則只有太陽的 00056。它的輻射能量中有 85 為紅外輻射。 2002 年，歐洲南天天文臺位於智利的甚大望遠鏡以光學干涉測量得到比鄰星的角直徑為 102 008 毫角秒。由已知它的距離，推算它的直徑大約是太陽的 17，或者木星的 15 倍。根據恆星模型推算，比鄰星的質量約為太陽（M）的 122，或者木星（MJ）的 129 倍。它的質量亦可借微引力透鏡直接計算，但這種方法得出的結果精確性較低，值約為。 低質量主序星的平均密度通常大於高質量主序星，比鄰星的平均密度為，相比之下太陽為，因此比鄰星的平均密度大約是太陽的 33 倍。若以 10 為底的對數形式，以釐米 克 秒製表示，比鄰星的表面重力為 52，是地球的 162 倍。 1998 年對比鄰星的光度測定研究顯示，其完成一次完整自轉的週期約為 835 天。而隨後於 2002 年進行的色球時間序列分析顯示，比鄰星的自轉週期為天。但後續研究排除了 2002 年研究得出的結果，更準確的結果被認為是天。 結構和核融合 由於比鄰星質量較低，恆星內部物質完全對流，導致核心處的能量由等離子物質的物理運動而非輻射過程帶出至表層。這種對流現象使得熱核聚變生成的氦不會在核心積累，而是在整個星體內環流。因此，在比鄰星脫離主序階段之前，它能夠利用幾乎所有的燃料進行核融合。相比之下，太陽只能利用約 10 的氫質量進行核融合。 對流也造成並維持著比鄰星的磁場，磁場能量透過恆星表面耀斑得到快速釋放，持續時間可能短至 10 秒，引發恆星總體亮度的瞬時增加。2019 年 5 月 6 日，科學家探測到比鄰星一次介於 M 和 S 級之間的耀斑爆發，導致其亮度顯著增加，釋放出的紫外輻射達到。這些耀斑可能達到恆星大小，溫度高至 2700 萬 K 這個溫度足以釋放 X 射線。比鄰星的寧靜 X 射線亮度約為 416 ergs 416 W，幾乎和太陽相當。而它在最大型耀斑爆發時的峰值 X 射線亮度可達到 ergs W。 比鄰星的色球層十分活躍，光譜顯示出強烈的單電離鎂譜線，波長 280nm。比鄰星 88 的表面都處於活躍狀態，這個比例遠高於處於太陽週期峰值時的太陽表面活動。即使是在寧靜狀態，很少或幾乎沒有耀斑活動時，其星冕溫度仍能達到 350 萬 K，相比之下太陽星冕溫度只有 200 萬 K，並且比鄰星的總 X 射線強度也與太陽相當。比鄰星的總體活動強度在紅矮星中處於較低水平，因為它的年齡已有 485 億年，在經歷數十億年後紅矮星的自轉速度降低，活動強度因此減弱。它的活動週期約為 442 天，短於太陽的 11 年（約為 4000 天）週期。 比鄰星的星風較弱，由此造成的質量損失率不超過太陽風的 20。但由於比鄰星的體積較小，因此每單位面積的質量損失可能是太陽表面的 8 倍。 生命階段 質量類似比鄰星的紅矮星可以在主序星階段維持約 4 萬億年時間。由於氫核聚變反應使恆星內氦元素的比例增加，隨著時間的推移，恆星的體積會逐漸變小，直至進入 藍矮星 階段。在這個階段，恆星的亮度顯著增加，可以達到太陽光度（L）的 25，並持續數十億年為其軌道上的天體提供熱量。當氫燃料最終耗盡時，比鄰星將演化為氦白矮星（沒有紅巨星階段），並逐漸失去留存的熱量。 比鄰星所在的南門二包含三顆恆星，它最初可能只是一個由約 15 至 2 倍太陽質量的雙星組成的系統。在星團散開前，這個雙星系統捕獲了另一個質量較低的恆星（也即比鄰星），從而形成了現在的三合星系統。然而，為了確認這個假說，還需要更準確地測量恆星的徑向速度。如果比鄰星是在恆星形成期被捕獲的，那麼這三顆恆星可能具有類似的元素構成。比鄰星的引力會干擾雙星的原行星盤，將揮發成分（如水）輸送到較乾燥的區域，從而使這些物質在類地行星富集。而假如比鄰星是在較晚時才被捕獲至雙星系統的，那麼它最初可能具有一個高離心軌道，經由星系潮汐與其它星際物質而逐漸穩定下來。如果依照上述說法，那麼比鄰星對行星軌道的干擾影響將會更小。隨著南門二雙星的演化，其質量將不斷減少，比鄰星可能會在大約 35 億年後脫離當前的三合星系統，並在此後逐漸遠離這對雙星。 運動和位置 基於蓋亞任務發表於 2020 年的第三批資料，從測得的視差可推算比鄰星距離太陽。先前的測量資料有 2018 年蓋亞任務第二批資料測得的，2014 年由近星研究會測得的，1997 年依巴谷衛星初始資料，2007 年重新處理的依巴谷衛星資料，以及 1999 年透過哈勃太空望遠鏡精細導星感測器測得的。從地球視角看來，比鄰星位於南門二另外兩顆恆星 218 度位置，或四倍於滿月直徑。比鄰星的自行相對較高，在天空中每年移動約 385 角秒。它面向太陽的徑向速度為 222 kms。在比鄰星看來，太陽位於仙后座，亮度為 04 星等，類似於從地球上觀察到的水委一或南河三。 比鄰星在大約 32000 年前成為距離太陽最近的恆星，並在後續 25000 年內仍是如此。再之後半人馬座 α 星 A 和半人馬座 α 星 B 將會以約 7991 年為週期交替成為距離太陽最近的恆星。2001 年，有學者推測比鄰星將會在 26700 年後到達與太陽最近的距離。2010 年的研究預測，比鄰星將在大約 27400 年後到達與太陽最接近的。2014 年另一項研究預測比鄰星會在 26710 年前後到達與太陽最接近的。比鄰星正在穿越銀河系，與銀河系中心的距離在之間變化，軌道離心率為 007。 南門二 自發現以來，人們就推測比鄰星是南門二的雙星系統的伴星，因此比鄰星有時也被稱為半人馬座 α 星 C。透過對依巴谷衛星和地面觀測資料的分析，科學家確定了這一伴星假說：比鄰星與南門二的雙星是由引力結合的恆星系統。2017 年的一項研究使用高精度徑向速度測量得出，比鄰星有極高可能性受南門二引力束縛。比鄰星圍繞雙星系統質心的軌道週期為年，離心率，近拱點，遠拱點。當前比鄰星距雙星質心，接近遠拱點。 在天空中，有 6 顆恆星、2 個雙星系統，以及一個三合星系統與比鄰星及南門二保持一致的運動。這些恆星的空間速度均在比鄰星本動速度的 10kms 內，因此它們或許是來自同一起源的移動星群，比如源於同一星團。 行星系統 截止 2022 年，在比鄰星系統已觀測到三顆行星（2 顆已確認，1 顆尚有爭議）。其中比鄰星 d 是迄今為止透過徑向速度法測得的質量最輕的系外行星之一；比鄰星 b 大小與地球相當，並位於宜居帶；比鄰星 c 是一顆可能的氣態矮星，公轉軌道半徑比另外兩顆行星更遠。 人們從 1970 年代就開始著手探測比鄰星系統中可能存在的系外行星。1990 年代，多個測量結果限定了比鄰星可能存在的行星的最大質量。不過，比鄰星的恆星活動也對徑向速度測量方法造成了諸多幹擾。1998 年，一項利用哈勃天文望遠鏡暗天體攝譜儀的觀測顯示，比鄰星系統中存在有一顆軌道半徑為的行星。然而，後續使用第二代廣域和行星照相機並沒有找到可能的目標。託洛洛山美洲際天文臺的天體測量排除了可能存在軌道週期為 2 至 12 年、大小類似木星的行星的可能性。 2017 年，一個天文研究團隊使用阿塔卡馬大型毫米波 亞毫米波陣列發現了一個環繞於比鄰星 14 AU 距離的寒冷塵埃帶。該塵埃帶的溫度在 40K 左右，總質量相當於地球質量的 1。初步測量還顯示出另外兩個特徵：一個環繞於 30 AU 的溫度為 10K 的塵埃帶。以及位於恆星 12 角秒處的緻密發射源。此外，在距離恆星 04 AU 處或許還有一個相對溫暖的塵埃帶。然而，進一步分析表明，上述塵埃帶更有可能是比鄰星於 2017 年 3 月發生的大型耀斑所致，對觀測結果的建模並不需要假設這些塵埃帶。 比鄰星 b 比鄰星 b 也稱半人馬座 α 星 Cb，在距離環繞比鄰星運動，公轉週期約 112 地球天。該行星質量估計至少是地球的 117 倍，地表溫度範圍被認為適合液態水存在，因此處於恆星宜居帶。 2013 年，赫特福德大學的最早從歸檔資料中注意到比鄰星 b 可能存在的痕跡。Aron Jacob August 24 2016 Proxima b Closest Earthlike planet discovered right next door New Scientist Retrieved August 24 2016 為確認這一發現，一個科學團隊於 2016 年 1 月啟動了 暗淡紅點 計劃。2016 年 8 月 24 日，由倫敦瑪麗女王大學領導的 31 人國際天文小組在《自然》期刊一篇經同行評審的文章中確認了比鄰星 b 的存在。該計劃使用了兩個光譜儀：拉西拉天文臺 ESO 36 米望遠鏡上的高精度徑向速度行星搜尋器，以及帕瑞納天文臺 8 米口徑甚大望遠鏡上的。科學家也多次嘗試探測該行星凌過比鄰星的現象，並於 2016 年 9 月 8 日藉助位於南極洲中山站的亮星巡天光學望遠鏡初步確認一次疑似凌星事件。 2016 年確認比鄰星 b 存在的論文還顯示存在有 60 至 500 天範圍的第二個訊號。然而，因恆星活動影響以及取樣不足問題，該證據仍難以確認。 比鄰星 c 比鄰星 c 是一顆超級地球（或氣態矮星），質量約為地球 7 倍，軌道半徑，公轉週期。如果把比鄰星 b 比作太陽系中的地球，那麼比鄰星 c 就相當於海王星的大小和距離。由於軌道半徑較遠，比鄰星 c 的宜居性較低，平衡溫度約在 39K 左右。比鄰星 c 最初由義大利天文學家馬里奧達馬索領導的團隊於 2019 年發現，證據源自 ESO 36 米望遠鏡上高精度徑向速度行星搜尋器有關比鄰星徑向速度的微小運動。2020 年，科學家根據哈勃天文望遠鏡在年獲取的測量資料確認了這一發現。曾捕獲一個可能的比鄰星 c 直接影像，但研究者承認該結果尚無法確認。如果他們拍攝到的目標的確是比鄰星 b，似乎影像中的亮度相對此行星的質量與年齡而言過高，這或許暗示行星帶有一個環系統，其半徑約為 5。2022 年發表的一篇研究對確認此行星所用的徑向速度資料提出了質疑。 比鄰星 d 2019 年，一個研究團隊在使用評估比鄰星 b 的質量時，注意到另一個以 515 天為週期的徑向速度突變。分析表明，該週期變化可能為另一行星候選者，其質量不低於地球質量的 29。這顆新行星於後續研究得到確認，結果在 2022 年 2 月發表。 宜居性 早在比鄰星 b 發現之前，美國國家地理頻道紀錄片《地外生命》就假設了一顆環繞類似比鄰星的紅矮星執行的系外行星。這顆假想行星位於宜居帶，就比鄰星而言，宜居帶距中央恆星大約，環繞週期在 36 至 14 天，處於該位置的行星很可能會被潮汐鎖定。如果行星的軌道離心率很低，那麼比鄰星在該星球天空中的位置幾乎不會發生變化。因此，行星上大部分割槽域都會處於極晝或是極夜狀態。行星上的大氣層可以發揮能量調節作用，將受到陽光照耀一面的能量分配至處於黑暗中的區域。 然而，比鄰星的耀斑爆發很可能會破壞位於宜居帶中星球的大氣。針對這一疑慮，《地外生命》紀錄片中接受採訪的科學家認為這並非是不可避免的障礙，加利福尼亞大學伯克利分校的天文學家表示，沒有人發現有任何阻礙宜居性的因素。 舉例來說，有人擔憂源自恆星的帶電粒子可能剝奪行星大氣層，但如果行星具有強大的磁場，便可藉此偏移帶電粒子。即使是被潮汐鎖定的天體，只要行星內部仍保持熔融狀態，它在公轉週期內緩慢完成的一次自轉也足以生成磁場。 不過，部分科學家（尤其是地球殊異假說的擁護者）認為紅矮星系統不太可能孕育生命。他們表示，任何處於比鄰星宜居帶的行星都很可能被潮汐鎖定，因此行星的磁矩相對較弱，很容易受到來自恆星日冕物質拋射的影響而失去大氣層。 2020 年 12 月，搜尋地外文明計劃探測到可能來自比鄰星的一個訊號，其被命名為，然而後續被確定為人為無線電干擾。 觀測歷史 1915 年，時任南非約翰內斯堡聯合天文臺主管的蘇格蘭天文學家羅伯特因尼斯發現，有一顆恆星的自行與南門二一致。 This is the original Proxima Centauri discovery paper 他主張將這顆恆星命名為（實際上是）。1917 年，荷蘭天文學家在南非好望角皇家天文臺測得該恆星三角視差為，並得出結論：比鄰星與太陽的距離和南門二相同。在當時，比鄰星是已知光度最低的恆星。1928 年，美國天文學家亦得出同等精度測量結果，並證實了因內斯關於比鄰星比南門二距離更近的說法，測得視差為。 1951 年，美國天文學家哈羅沙普利發現比鄰星為耀星。根據對過去天文影像的分析，比鄰星大約在 8 的影像中表現出可測量的星等增加，這使得它成為了當時已知最活躍的耀星。該恆星較近的距離也方便科學家觀測其耀斑活動。1980 年，愛因斯坦衛星藉助觀測資料生成了詳細的比鄰星恆星耀斑 X 射線能量曲線。後續與倫琴衛星也觀測到比鄰星的耀斑活動，1995 年日本觀測到規模較小的類太陽耀斑 X 射線。比鄰星自此成為諸多 X 射線觀測裝置，如 XMM 牛頓衛星和錢德拉 X 射線天文臺的研究目標。 從地球觀察，比鄰星位於天頂以南，因此它只能在北緯 27 度線以南觀察到。與比鄰星類似的紅矮星光度較暗，僅憑肉眼無法觀察。即使是在同為南門二恆星系統的半人馬座 α 星 A 和半人馬座 α 星 B 看來，比鄰星也僅為 45 等星。比鄰星的視星等為 11 等，因此即使在理想條件下，仍需要使用光圈大於的望遠鏡對其觀測。2016 年，國際天文學聯合會組織了 IAU 恆星名稱工作組，為各恆星分類並制定標準名稱。2016 年 8 月 21 日，批准將作為比鄰星的標準名稱，並將其歸入。 2016 年，在比鄰星上觀測到有記錄以來以來最強的超級閃焰。在此期間恆星的光亮度增加 68 倍，達到 68 星等。科學家猜測這類強烈的爆發每隔 5 年左右便會出現，但因其持續時間極短（只持續幾分鐘），因此過去從未觀測到。2020 年 4 月 22 日和 23 日，新視野號拍攝了兩顆距離太陽最近的恆星 比鄰星和沃夫 359 的照片，與從地球拍攝的影像相比，可分辨出非常明顯的視差效果。不過上述影像僅用作說明目的，並未提升先前對比鄰星的測量精度。 未來探索 比鄰星因其與地球較近距離而常被設想為星際旅行目標。如果使用非核能驅動的傳統推動裝置，太空飛船從地球飛至比鄰星需要花費數千年。以旅行者一號為例，它當前相對太陽的速度為，若以此速度朝向比鄰星前進，則需要花費 73775 年到達目的。移動速度緩慢的探測器只有在未來數萬年時間視窗內才有機會接近比鄰星，在此之後比鄰星將會逐漸遠離地球。 使用核能驅動的探測器或許可以在數個世紀內完成這一旅程，與此相關的研究包括獵戶座計劃、代達羅斯計劃、。突破攝星專案計劃在 21 世紀上半葉抵達比鄰星，為實現這一目標，地球上的雷射陣列將為探測器提供約 100 吉瓦能量，將其加速至光速的 20。該探測任務的目標為飛掠比鄰星，拍攝照片並採集行星大氣組成資料，資料傳回地球需要 425 年的時間。 相關條目 南門二 半人馬座 離太陽系最近的恆星一覽表 註釋 參考來源 延伸閱讀 外部連結 Category 紅矮星 Category 耀星 Category 半人馬座 P Category 毗鄰星