プロキシマ・ケンタウリ

プロキシマ・ケンタウリは、太陽に次いで地球に最も近い恒星で、南天のケンタウルス座に位置し、地球から4.25光年（1.3パーセク）離れています。1915年にロバート・イネスによって発見されたこの星は、肉眼では見えないほど暗い小型の低質量星で、視等級は11.13です。プロキシマ・ケンタウリはアルファ・ケンタウリ星系の一員で、アルファ・ケンタウリCとして識別されており、アルファ・ケンタウリABペアの南西2.18°に位置しています。現在、 ABから12,950天文単位（0.2光年）離れており、約55万年の周期でABの周りを公転しています。ラテン語名は「ケンタウルス座で最も近い[星]」を意味します。     

プロキシマ・ケンタウリは、質量が太陽の約12.5%（M☉）で、平均密度が太陽の約33倍の赤色矮星です。_{プロキシマ}・ケンタウリは地球に近いため、角直径を直接測定できます。実際の直径は太陽の直径の約7分の1（14%）です。平均光度は非常に低いものの、プロキシマ・ケンタウリは磁気活動によってランダムに明るさが劇的に増加するフレア星です。この星の磁場は恒星全体にわたる対流によって生成され、その結果生じるフレア活動は太陽が生成するのと同様のX線放射を放出します。核を通る対流による燃料の内部混合とプロキシマの比較的低いエネルギー生成率により、プロキシマは今後4兆年間主系列星であり続けるでしょう。 

プロキシマ・ケンタウリには、既知の系外惑星が 2 つと候補系外惑星が 1 つあります。プロキシマ・ケンタウリ b、プロキシマ・ケンタウリ d、そして議論のあるプロキシマ・ケンタウリ cです。^{[ nb 3 ]}プロキシマ・ケンタウリb は、約0.05 AU (750万km) の距離で恒星の周りを公転しており、公転周期は約 11.2 地球日です。その推定質量は、地球の少なくとも 1.06 倍です。^{[ 8 ]}プロキシマb は、プロキシマ・ケンタウリのハビタブル ゾーン(表面に液体の水が存在するのに適した温度の範囲) 内を公転していますが、プロキシマ・ケンタウリは赤色矮星でフレア星であるため、この惑星の居住可能性は非常に不確実です。地球より小さいプロキシマ・ケンタウリd は、約0.028 AU (420万km)離れたところにあり、5.1 日ごとに公転しています。^{[ 8 ]}準海王星候補であるプロキシマ・ケンタウリc は、プロキシマ・ケンタウリから約1.5 AU (2億2000万km)離れており、 1900日 (5.2年)ごとにプロキシマ・ケンタウリの周りを公転している。^{[ 17 ] [ 18 ]}               

プロキシマ・ケンタウリは赤色矮星です。ヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列に属し、スペクトル型はM5.5です。M5.5型とは、M型矮星の低質量側に位置することを意味し、^{[ 15 ]}有効温度によって色相が赤黄色にシフトしています。^{[ 21 ]}約3,000  K。^{[ 9} ]絶対視等級、つまり10パーセク（33光年）の距離から見た視等級は^15.5です。^{[ 22 ]}全波長における全光度は太陽のわずか0.16%ですが、^{[ 7 ]}人間の目が最も敏感な可視光の波長で観測すると、太陽のわずか0.0056%の光度しかありません。^{[ 23 ]}放射される電力の85%以上は赤外線波長です。^{[ 24 ]} 

2002年、超大型望遠鏡（VLTI）による光学干渉法でプロキシマ・ケンタウリの角直径が1.02 ± 0.08 mas 。距離が既知であるため、プロキシマ・ケンタウリの実際の直径は太陽の約 1/7、または木星の 1.5 倍と計算できる。恒星理論から推定されるこの星の質量は、太陽_質量の 12.2%、または木星質量の129 倍( M _J ) である。^{[ 25 ]}質量は、マイクロレンズ現象の観測から直接計算されているが、精度は低い。 0.150 +0.062 −0.051 M☉ _。 ^{[ 26 ]}​

質量の小さい主系列星は質量の大きい主系列星よりも平均密度が高く、^{[ 27 ]}プロキシマ・ケンタウリも例外ではありません。プロキシマ・ケンタウリの平均密度は47.1 × 10 ³ kg/m ³ (47.1 g/cm ³ )で、太陽の平均密度1.411 × 10 ³ kg/m ³ (1.411 g/cm ³ )と比較すると高くなっています。^{[ nb 4 ]}プロキシマ・ケンタウリの表面重力は、 cgs 単位の加速度の常用対数で表すと5.20 です。^{[ 9 ]}これは地球の表面重力の162 倍です。^{[ nb 5 ]}    

1998年の測光変動の研究では、プロキシマ・ケンタウリは83.5日ごとに1回転することが示された。^{[ 28 ]} 2002年の彩層指標の時系列分析では、より長い回転周期が示唆された。116.6 ± 0.7 日。^{[ 29 ]}その後の星の磁場の観測により、星は周期で回転していることが明らかになった。89.8 ± 4 日、^{[ 30 ]}測定値と一致して 視線速度観測から92.1 +4.2 −3.5日; ^{[ 31 ]} 2026年時点での最新の推定値は84.9 ± 0.6 日。^{[ 13 ]}傾斜角で回転していると考えられている。視線に対して47° ± 7° 。 ^{[ 8 ]}

質量が小さいため、この星の内部は完全に対流状態にあり、^{[ 32 ]}放射過程ではなくプラズマの物理的な動きによってエネルギーが外部に伝達されます。この対流により、水素の熱核融合で残ったヘリウム灰は中心部に蓄積されず、星全体に循環します。主系列星を離れる前に全水素供給量の約10%しか燃焼しない太陽とは異なり、プロキシマ・ケンタウリは水素の核融合が終わる前にほぼすべての燃料を消費します。^{[ 33 ]}

対流は磁場の生成と持続に関連している。この磁場からの磁気エネルギーは、恒星フレアによって表面で放出され、短時間（最短で10秒）^{[ 34 ]} 、恒星の全体的な光度を増加させる。2019年5月6日、太陽のM型およびX型フレアクラスに隣接するフレアイベント^{[ 35 ]}が、これまでに観測された中で最も明るいフレアとなり、遠紫外線放射は2 × 10 ³⁰  erg。^{[ 34 ]}これらのフレアは恒星と同じくらいの大きさに成長し、2700 万Kにも達する高温に達することがあります^{[ 36 ]} ― X 線を放射するのに十分な高温です^{[ 37 ]}プロキシマ・ケンタウリの静止時の X 線光度は約 (4–16) × 10 ²⁶ erg /s ((4–16) × 10 ¹⁹ W ) で、はるかに大きい太陽の光度とほぼ等しいです。最大のフレアのピーク X 線光度は10に達することがあります      ²⁸  erg/s ( 10²¹  W). ^{[ 36 ]}

プロキシマ・ケンタウリの彩層は活発で、そのスペクトルには波長280 nmで一価イオン化マグネシウムの強い輝線が見られます。^{[ 38 ]}プロキシマ・ケンタウリの表面の約88%が活発である可能性があり、これは太陽活動周期のピーク時でも太陽よりもはるかに高い割合です。フレアがほとんどまたは全くない静穏期でも、この活動によりプロキシマ・ケンタウリのコロナ温度は太陽のコロナの200万 Kと比較して350万 Kまで上昇し、^{[ 39 ]}そのX線放射総量は太陽に匹敵します。^{[ 40 ]}プロキシマ・ケンタウリの全体的な活動レベルは、他の赤色矮星と比較して低いと考えられており、^{[ 40 ]}これは、恒星の推定年齢 4.85 × 10 ⁹年と一致しています。^{[ 15 ]}赤色矮星の活動レベルは、恒星の自転速度が低下するにつれて、数十億年かけて着実に衰退すると予想されているためです。^{[ 41 ]}活動レベルは、約 442 日の周期で変動しているようです。 ^{[ 42 ]}これは、太陽の太陽周期である 11 年よりも短い周期です。^{[ 43 ]}      

プロキシマ・ケンタウリの恒星風は比較的弱く、太陽風の質量損失率の20%以下である。この恒星は太陽よりもはるかに小さいため、プロキシマ・ケンタウリからの単位表面積あたりの質量損失は、太陽の表面からの質量損失の8倍になる可能性がある。^{[ 44 ]}

プロキシマ・ケンタウリの質量を持つ赤色矮星は、約4兆年間主系列星として存在し続けます。水素核融合によってヘリウムの割合が増加するにつれて、星は小さくなり、温度が上昇し、徐々にいわゆる「青色矮星」へと変化していきます。この期間の終わりに近づくと、光度が著しく増加し、太陽の光度（L☉）の2.5%に達し、数十億年にわたって周囲の天体を温めます。水素燃料が枯渇すると、プロキシマ・ケンタウリは（赤色巨星段階を経ずに）ヘリウム白色矮星へと進化し_、残りの熱エネルギーを徐々に失っていきます。^{[ 33 ] [ 45 ]}

アルファ・ケンタウリ系は、星団が散逸する前に、その星団内に埋め込まれた1.5～2 _M☉のより質量の大きい連星によって低質量星が力学的に捕獲されて形成された可能性がある。 ^{[ 46 ]}しかし、この仮説を確認するには、視線速度のより正確な測定が必要である。^{[ 47 ]}プロキシマ・ケンタウリが形成中にアルファ・ケンタウリ系に束縛されていた場合、星は同じ元素組成を共有している可能性が高い。プロキシマの重力の影響により、アルファ・ケンタウリの原始惑星系円盤が乱された可能性がある。これにより、乾燥した内側領域への水などの揮発性物質の供給が増加し、系内の地球型惑星がこの物質で豊かになった可能性がある。^{[ 47 ]} 

あるいは、プロキシマ・ケンタウリは後の時期に遭遇した際に捕獲され、その結果、非常に偏心した軌道となり、その後、銀河潮汐とさらなる恒星との遭遇によって安定化された可能性がある。このようなシナリオは、プロキシマ・ケンタウリの惑星伴星がアルファ・ケンタウリによって軌道が破壊される可能性がはるかに低いことを意味するかもしれない。^{[ 12 ]}アルファ・ケンタウリ連星のメンバーが進化を続け、質量を失うにつれて、プロキシマ・ケンタウリは 現在から約35億年後に連星系から分離すると予測されている。その後、この星は連星系から着実に離れていく。^{[ 48 ]}

視差に基づいて768.0665 ± 0.0499  mas 、2020年にGaiaデータリリース3で発表、プロキシマ・ケンタウリは太陽から4.2465光年（1.3020 pc 、268,550 AU ）離れている。 ^{[ 2 ]}以前に発表された視差には以下がある。   Gaia DR2による2018年の値は768.5 ± 0.2 masでした。768.13 ± 1.04  mas、2014年に近傍星研究コンソーシアムにより測定。^{[ 49 ]} 1997年のオリジナルのヒッパルコスカタログでは772.33 ± 2.42 masでした。 ^{[ 50 ]} 2007年のヒッパルコス新縮小では771.64 ± 2.60 masであった。^{[ 51 ]} 1999年にハッブル宇宙望遠鏡の精密誘導センサーを使用して、 768.77 ± 0.37 masと測定された。 ^{[ 6 ]}地球から見ると、プロキシマ・ケンタウリはアルファ・ケンタウリから 2.18 度離れており、^{[ 52 ]}満月の角直径の 4 倍である。^{[ 53 ]}プロキシマ・ケンタウリは比較的大きな固有運動を持ち、1 年間に 3.85秒角で空を横切る。^{[ 54 ]}太陽に向かう視線速度は 22.2 km/sである。 ^{[ 5 ]}プロキシマ・ケンタウリから見ると、太陽はカシオペヤ座の明るい 0.4 等級の星として見え、地球から見たアケルナルやプロキオンに似ている。^{[注 6 ]}この星はG 雲に位置している。^{[ 55 ]}  

既知の恒星の中で、プロキシマ・ケンタウリは約 32,000 年間太陽に最も近い恒星であり 、今後約 25,000 年間もその状態が続くと予想されています。その後、アルファ・ケンタウリ A とアルファ・ケンタウリ B が約 79.91 年ごとに交互に太陽に最も近い恒星となります。2001 年に、J. García-Sánchezらは、プロキシマ・ケンタウリが約 26,700 年後に太陽に最も接近し、 3.11光年 (0.95 pc) 以内まで近づくと予測しました。^{[ 56 ]} VV Bobylev による 2010 年の研究では、約 27,400年で最接近距離が2.90 ly (0.89 pc)になると予測され、 ^{[ 57 ]}続いて CAL Bailer-Jones による 2014 年の研究では、約 26,710 年で近日点接近距離が3.07 ly (0.94 pc)になると予測されました。^{[ 58 ]}プロキシマ・ケンタウリは、銀河中心から27 ～ 31 kly (8.3 ～ 9.5 kpc )の距離で天の川銀河を周回しており、軌道離心率は 0.07 です。^{[ 59 ]}          

2025年現在、プロキシマ・ケンタウリの周回軌道上に3つの惑星（2つは確認済み、1つは候補）が発見されており、そのうち1つは視線速度法でこれまで検出された中で最も軽い惑星（「d」）、1つはハビタブルゾーン内の地球に近い大きさの惑星（「b」）、そして内側の2つよりもはるかに外側を周回する可能性のあるガス矮星（「c」）であるが、その存在については議論が続いている。^{[ 8 ]}

プロキシマ・ケンタウリ周辺の系外惑星の探索は1970年代後半に始まった。1990年代には、プロキシマ・ケンタウリの視線速度の複数回の測定により、検出可能な伴星が持つことができる最大質量が制限された。^{[ 6 ] [ 64 ]} 恒星の活動レベルは視線速度の測定にノイズを加え、この方法による伴星の検出を複雑にする。^{[ 65 ]} 1998年、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された微弱天体分光器を用いたプロキシマ・ケンタウリの調査により、約0.5 AUの距離を周回する伴星の証拠が示された 。^{[ 66 ]}その後、広視野惑星カメラ2 を用いた探索では伴星は見つからなかった。^{[ 67 ]}セロ・トロロ汎米天文台での位置天文測定では、公転周期が2〜12年の木星サイズの惑星は除外されるようだ。^{[ 68 ]} 

2017年、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）を使用する天文学者チームは、プロキシマ・ケンタウリから1〜4 AUの範囲で周回する低温の塵の帯を検出したと報告した 。この塵の温度は約40  Kで、総質量は地球の1%と推定されている。彼らはさらに2つの特徴を暫定的に検出した。1つは温度10  Kで約30  AUを周回する低温の帯、もう1つは恒星から約1.2秒角離れたコンパクトな放射源 である。恒星から0.4 AUの距離に、さらに高温の塵の帯が存在する可能性が示唆された 。^{[ 69 ]}しかし、さらなる分析の結果、これらの放射は2017年3月に恒星から放出された大規模なフレアの結果である可能性が最も高いと判断された。恒星から半径 4 AU以内に塵が存在することは、 観測をモデル化する上で必要ない。^{[ 70 ] [ 71 ]}

2025年現在視線速度観測により、最小質量が0.15 M _🜨より大きく周期が 10 日未満の未検出の惑星、ハビタブル ゾーン内の0.3 M _🜨 、最大 100日の0.6 M _{🜨 、最大 1,000 日の}1 M _🜨、最大 10,000 日の4 M _{🜨 の}惑星の存在は除外されている。^{[ 8 ]}     

居住性

プロキシマ・ケンタウリbの発見以前 、テレビドキュメンタリー「エイリアン・ワールド」では、プロキシマ・ケンタウリや他の赤色矮星の周回軌道上に生命を維持できる惑星が存在する可能性があると仮説が立てられていた。そのような惑星は、プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーン内、恒星から約0.023～0.054天文単位（340万～810万km）の距離にあり、公転周期は3.6～14日である。^{[ 87 ]} このゾーン内を公転する惑星は、恒星との潮汐ロックを受ける可能性がある。この仮説上の惑星の軌道離心率が低ければ、プロキシマ・ケンタウリは惑星の空でほとんど動かず、表面の大部分は永久に昼か夜になるだろう。大気の存在は、恒星の光が当たる側から惑星の反対側へ熱を再分配する役割を果たす可能性がある。^{[ 88 ]}    

プロキシマ・ケンタウリのフレア噴出は、居住可能領域にある惑星の大気を侵食する可能性があるが、ドキュメンタリーに登場する科学者たちは、この障害は克服できると考えていた。カリフォルニア大学バークレー校のギボール・バスリ氏は、「居住可能性を阻害する決定的な要因は誰も見つけていない」と主張した。例えば、懸念事項の一つは、恒星のフレアから放出される荷電粒子の奔流が、近くの惑星の大気を剥ぎ取ってしまう可能性があることだった。惑星に強い磁場があれば、その磁場が粒子を大気から逸らす。惑星の内部の一部が溶融状態のままであれば、恒星を一周するごとに一回転する潮汐固定された惑星のゆっくりとした自転でさえ、磁場を生成するのに十分である。^{[ 89 ]}

他の科学者、特に希土類仮説の支持者^{[ 90 ]}は、赤色矮星が生命を維持できるという考えに反対している。この恒星のハビタブルゾーンにある系外惑星は潮汐固定される可能性が高く、その結果、惑星の磁気モーメントが比較的弱くなり、プロキシマ・ケンタウリからのコロナ質量放出による大気侵食が激しくなる。^{[ 91 ]} 2020年12月、 SETIの候補電波信号BLC-1がこの恒星から発信された可能性があると発表された。^{[ 92 ]}この信号は後に、人為的な電波干渉であることが判明した。^{[ 93 ]}

1915年、南アフリカのヨハネスブルグにあるユニオン天文台の所長を務めていたスコットランドの天文学者ロバート・イネスは、アルファ・ケンタウリと同じ固有運動を持つ星を発見した。^{[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]}彼はそれをプロキシマ・ケンタウリと名付けることを提案した^{[ 97 ]}（実際にはプロキシマ・ケンタウルス）。^{[ 98 ]} 1917年、喜望峰の王立天文台で、オランダの天文学者ジョアン・ヴォートは、この星の三角視差を測定した。0.755 ″ ± 0.028 ″と測定し、プロキシマ・ケンタウリはアルファ・ケンタウリとほぼ同じ距離にあると判断した。当時知られていた中で最も光度の低い恒星であった。 ^{[ 99 ]}プロキシマ・ケンタウリの視差測定は、1928 年にアメリカの天文学者ハロルド・L・オールデンによって同様に正確に行われ、視差は 0.755 ″ ± 0.028 ″ であった。インネスの見解を裏付けるように、プロキシマ・ケンタウリはアルファ・ケンタウリよりも太陽に近いことが確認された。0.783″ ± 0.005″。^{[ 95 ] [ 97 ]}

プロキシマ・ケンタウリの大きさは、1925年にカナダの天文学者ジョン・スタンレー・プラスケットによって干渉計を用いて推定された。その結果は207,000マイル（333,000 km）、または約0.24 R☉_であった。^{[ 100 ]}  

1951年、アメリカの天文学者ハーロー・シャプレーは、プロキシマ・ケンタウリがフレア星であると発表した。過去の写真記録を調べたところ、この星は画像の約8%で測定可能な明るさの増加を示しており、当時知られていた中で最も活発なフレア星であった。^{[ 101 ] [ 102 ]} この星が地球に近いため、フレア活動を詳細に観測することができる。1980年、アインシュタイン天文台はプロキシマ・ケンタウリの恒星フレアの詳細なX線エネルギー曲線を作成した。フレア活動のさらなる観測はEXOSATとROSAT衛星で行われ、 1995年には日本のASCA衛星によって、より小さな太陽のようなフレアのX線放射が観測された。^{[ 103 ]}プロキシマ・ケンタウリはその後、 XMM-Newtonやチャンドラを含むほとんどのX線天文台によって研究対象となっている。^{[ 36 ]}

プロキシマ・ケンタウリは南向きの赤緯のため、北緯27度 以南でしか見ることができません。^{[注8 ]}プロキシマ・ケンタウリのような赤色矮星は暗すぎて肉眼では見えません。アルファ・ケンタウリAやBから見ても、プロキシマは5等星としてしか見えません。^{[ 104 ] [ 105 ]}視等級は11等な ので、プロキシマ・ケンタウリが地平線よりずっと上にあるような、晴れた暗い空という理想的な観測条件でも、少なくとも口径8cm （3.1インチ）の望遠鏡でなければ観測できません。^{[ 106 ]} 2016年、国際天文学連合は恒星の固有名をカタログ化して標準化するために、恒星名作業部会（WGSN）を組織しました。 ^{[ 107 ]} WGSNは2016年8月21日にこの星にプロキシマ・ケンタウリという名前を承認し、現在IAU承認星名リストにそのように記載されています。^{[ 108 ]}  

2016年にプロキシマ・ケンタウリからスーパーフレアが観測され、これはこれまで観測された中で最も強いフレアでした。光学的明るさは68倍に増加し、等級は約 6.8になりました。同様のフレアは毎年約5回発生すると推定されていますが、継続時間がわずか数分と非常に短いため、これまで観測されたことはありませんでした。^{[ 19 ]} 2020年4月22日と23日に 、ニューホライズンズ探査機は、最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリとウォルフ359の2つの画像を撮影しました。地球からの画像と比較すると、非常に大きな視差効果が容易に確認できました。しかし、これは説明目的のみに使用され、以前の距離測定を改善するものではありませんでした。^{[ 109 ] [ 110 ]}

地球に近いことから、プロキシマ・ケンタウリは恒星間旅行のフライバイ目的地として提案されている。^{[ 111 ]}非核の従来型推進技術を使用した場合、宇宙船がプロキシマ・ケンタウリとその惑星に到達するにはおそらく数千年かかるだろう。^{[ 112 ]}例えば、現在太陽に対して17 km/s (38,000 mph) ^{[ 113 ]}で移動しているボイジャー1号は、宇宙船がその恒星の方向に移動していてプロキシマが静止していると仮定すると、73,775年でプロキシマ・ケンタウリに到達する。プロキシマの実際の銀河軌道では、ゆっくり移動する探査機は、恒星が手の届かないところまで遠ざかる前に、最接近時にそれを捉えることができるのはわずか数万年しかない。^{[ 114 ]}  

核パルス推進は、 1世紀程度の時間スケールでこのような恒星間旅行を可能にする可能性があり、プロジェクト・オリオン、プロジェクト・ダイダロス、プロジェクト・ロングショットなどのいくつかの研究を刺激している。^{[ 114 ]}プロジェクト・ブレークスルー・スターショットは、21世紀前半にアルファ・ケンタウリ系に到達することを目指しており、マイクロプローブは光速の20%で移動し、地球上の約100ギガワットのレーザーによって推進される。 ^{[ 115 ]}プローブは、打ち上げから約20年後にプロキシマ・ケンタウリをフライバイするか、プロキシマ・ケンタウリまたはアルファ・ケンタウリの周りをスイングバイする場合は約140年後に軌道に乗る可能性がある。 ^{[ 116 ]}その後、プローブは恒星の惑星の写真を撮影し、データと大気組成を収集する。収集された情報が地球に送り返されるまでには4.25年かかる。^{[ 117 ]}