Proxima Centauri

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Współrzędne: Astronomia 14h29m42,95s; -62°40'46,10"

Proxima Centauri (alfa Centauri C)
New shot of Proxima Centauri, our nearest neighbour.jpg
Proxima Centauri widziana przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Centaur
Rektascensja 14h 29m 42,95s
Deklinacja -62° 40' 46,1"
Odległość 4,22 ly
(1,29[1] pc)
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy czerwony karzeł
Typ widmowy M5,5V
Masa 0,123 ± 0,006[2] M
Promień 0,141 ± 0,007[3] R
Okres obrotu 83,5 dnia[4]
Wiek 4,85 mld lat[5]
Jasność obserwowana 11,12m
Jasność absolutna 15,49m
Temperatura 3042 ± 117[2] K
Alternatywne oznaczenia
alfa Centauri C, V645 Centauri

Proxima Centauri (łac. proxima – najbliższa)[6]gwiazda typu czerwony karzeł znajdująca się około 4,22 lat świetlnych (40 bilionów km) od Ziemi, w gwiazdozbiorze Centaura. Została odkryta w 1915 przez Roberta Innesa. Jest najbliższą Słońca gwiazdą, jednak jej blask jest zbyt słaby, aby można ją było dostrzec gołym okiem. Znajduje się w odległości 0,23 roku świetlnego od układu podwójnego alfa Centauri i może stanowić razem z nim układ potrójny.

Dzięki niewielkiej odległości do niej udało się bezpośrednio zmierzyć jej rozmiar kątowy i na tej podstawie określić jej średnicę na około 1/7 średnicy Słońca. Ponieważ jej masa wynosi około 1/8 masy Słońca, jej średnia gęstość jest około 40 razy większa, niż gęstość Słońca. Proxima Centauri jest gwiazdą rozbłyskową i choć jej średnia jasność jest bardzo niewielka, może się gwałtownie zwiększać w wyniku aktywności magnetycznej[7]. Pole magnetyczne tej gwiazdy powstaje w wyniku konwekcji w obrębie gwiazdy, a wywoływane przez nie rozbłyski w zakresie promieniowania rentgenowskiego dorównują jasnością tym wytwarzanym przez Słońce. Z powodu niewielkiej emisji energii i mieszania paliwa jądrowego w całej objętości dzięki konwekcji Proxima Centauri może pozostać w ciągu głównym przez następne 4 biliony lat, czyli prawie 300 razy dłużej, niż obecny wiek Wszechświata.

Dotychczas nie wykryto żadnych ciał krążących wokół Proximy, co wyklucza możliwość istnienia tam brązowych karłów i masywnych planet. Dokładne pomiary prędkości radialnej wykluczyły też obecność superziemi w ekosferze, chyba że krążyłyby one w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku, z którego ją obserwujemy. Wykrycie mniejszych obiektów wymagałoby dokładniejszych urządzeń pomiarowych, takich jak planowany Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Ponieważ Proxima Centauri jest czerwonym karłem i gwiazdą rozbłyskową, kwestia możliwości istnienia życia na planecie krążącej wokół niej jest dyskusyjna. Niezależnie od tego z powodu swojej bliskości była ona proponowana jako cel lotu międzygwiezdnego.

Obserwacje[edytuj | edytuj kod]

W 1915 Robert Innes, kierownik Union Observatory w Johannesburgu, odkrył gwiazdę o takim samym ruchu własnym jak alfa Centauri[8][9]. Zaproponował dla niej nazwę Proxima Centauri[10]. W 1917, korzystając z teleskopu w South African Astronomical Observatory na Przylądku Dobrej Nadziei, holenderski astronom Joan Voûte zmierzył paralaksę tej gwiazdy i potwierdził, że znajduje się ona w tej samej odległości co alfa Centauri. Potwierdził też, że jasność absolutna tej gwiazdy jest najmniejsza ze wszystkich dotychczas znanych[11]. Dokładniejsze pomiary paralaksy Proximy Centauri, przeprowadzone przez amerykańskiego astronoma Harolda Lee Aldena w 1928 ustaliły ją na 0,783 ± 0,005″[8][10].

W 1951 amerykański astronom Harlow Shapley odkrył, że Proxima Centauri jest gwiazdą rozbłyskową. Badania jej fotografii pokazały, że na około 8% z nich można zaobserwować widoczne zmiany jej jasności, co oznaczało że była najaktywniejszą dotychczas znaną taką gwiazdą[12]. Dzięki niewielkiej odległości możliwe było przeprowadzenie dokładnych obserwacji. W 1980 teleskop kosmiczny Einstein Observatory zmierzył jej zmiany aktywności w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Kolejne obserwacje były prowadzone przy użyciu satelitów Exosat, ROSAT, ASCA[13], XMM-Newton i Chandra[14].

Ponieważ Proxima Centauri znajduje się na niebie południowym, może być obserwowana jedynie na południe od równoleżnika 27° N. Z racji tego, że gwiazda jest czerwonym karłem, świeci zbyt słabo, żeby można było zaobserwować ją gołym okiem. Nawet dla kogoś patrzącego z orbity alfy Centauri A lub B, byłaby jedynie gwiazdą piątej wielkości[15][16]. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa wynosi 11, co oznacza, że do jej zobaczenia potrzebny jest teleskop o aperturze co najmniej 8 cm (przy czystym niebie i gdy Proxima jest wysoko nad horyzontem)[17].

Charakterystyka[edytuj | edytuj kod]

Proxima Centauri jest klasyfikowana jako czerwony karzeł, ponieważ znajduje się w ciągu głównym na diagramie Hertzsprunga-Russella, a jej typ widmowy to M5,5. Typ ten oznacza, że jest mało masywna nawet jak na czerwonego karła[5]. Jej jasność absolutna wynosi 15,5[18]. Całkowita ilość wydzielanej przez nią energii na wszystkich długościach fali to 0,17% energii wydzielanej przez Słońce[19][20], ale w świetle widzialnym jej jasność to jedynie 0,0056% jasności Słońca[21]. Ponad 85% emitowanej przez nią energii należy do podczerwieni[22].

Porównanie wielkości gwiazd (od lewej do prawej): Słońce, alfa Centauri A, alfa Centauri B i Proxima Centauri

W 2002 za pomocą Very Large Telescope zmierzono rozmiar kątowy Proximy Centauri, równy 1,02 ± 0,08 milisekundy kątowej. Ponieważ znana jest odległość do niej, wyliczono na tej podstawie jej średnicę wynoszącą około 1/7 średnicy Słońca (1,5 razy większą niż Jowisz)[9]. Szacowana masa gwiazdy wynosi 12,3% masy Słońca (129 mas Jowisza)[5]. Jej średnia gęstość wynosi zatem 56,8 g/cm³. Jest to około 40 razy więcej niż średnia gęstość Słońca wynosząca 1,409 g/cm³. Jest to zgodne z modelami ewolucji gwiazd, mówiącymi że gęstość gwiazd ciągu głównego jest tym mniejsza, im większa jest masa gwiazdy[23][24][25].

Proxima Centauri ma na tyle małą masę, że jej strefa konwekcyjna obejmuje całą jej objętość, co oznacza że energia wytworzona w wyniku fuzji jądrowej jest transportowana na powierzchnię przez fizyczne przemieszczanie się plazmy, a nie tylko przez promieniowanie. Ta konwekcja powoduje, że wytworzony w wyniku fuzji hel nie pozostaje w jądrze tak jak to się dzieje w przypadku Słońca, tylko jest rozprowadzany w całej objętości. W przeciwieństwie do Słońca, które w ciągu swojego istnienia przekształci w hel około 10% swojego wodoru, Proxima Centauri wypali niemal cały posiadany wodór zanim ustaną w niej reakcje jądrowe[26].

Konwekcja powoduje również powstanie pola magnetycznego, które na powierzchni anihiluje wywołując gwałtowne rozbłyski. W przypadku Proximy Centauri rozbłyski te mogą osiągać rozmiary samej gwiazdy i temperaturę 27 milionów K[14] – wystarczająco dużo, aby emitować promieniowanie rentgenowskie[27]. W stanie uśpienia Proxima Centauri emituje w postaci promieni rentgena około 4–16 × 1019 W, czyli mniej więcej tyle co Słońce. W momencie rozbłysku moc emitowanego promieniowania może sięgać 1021 W[14].

Chromosfera gwiazdy jest bardzo aktywna, a jej widmo optyczne zawiera wyraźną linię emisyjną pojedynczo zjonizowanego magnezu o długości fali 280 nm[28]. Około 88% jej powierzchni może być aktywne, co oznacza o wiele większą aktywność niż Słońca u szczytu jego aktywności. Nawet w okresach spoczynku, gdy na powierzchni nie pojawiają się żadne rozbłyski, aktywność ta zwiększa temperaturę jej korony do 3,5 milionów K (temperatura korony słonecznej sięga 2 milionów K)[29]. W porównaniu z innymi gwiazdami typu M, aktywność Proximy Centauri jest jednak uważana za niewielką[30]. Ponieważ szacowany wiek Proximy Centauri to 4,85 miliarda lat[5], taka aktywność jest zgodna z modelami ewolucji gwiazd, przewidującymi że aktywność czerwonych karłów stopniowo maleje przez miliardy lat, w miarę zwalniania ich ruchu obrotowego[31]. Aktywność Proximy Centauri wydaje się ulegać cyklicznym zmianom o okresie 442 dni, wyraźnie krótszym niż jedenastoletni cykl Słońca[32].

Proxima Centauri generuje stosunkowo słaby wiatr gwiazdowy, o intensywności nie większej niż 20% wiatru słonecznego. Ponieważ jest znacznie mniejsza niż Słońce, spowodowana tym utrata masy w przeliczeniu na jej powierzchnię może być jednak osiem razy większa niż u Słońca[33].

Czerwony karzeł o masie Proximy Centauri powinien pozostać w ciągu głównym przez około 4 biliony lat, czyli prawie 300 razy dłużej, niż obecny wiek Wszechświata[26]. W miarę zwiększania się zawartości helu będzie się stawać coraz mniejszy i gorętszy, stopniowo zmieniając barwę z czerwonej na niebieską. Pod koniec tego okresu stanie się o wiele jaśniejszy, osiągając 2,5% jasności Słońca w ciągu ostatnich miliardów lat istnienia. Gdy wodór w jej wnętrzu się wypali, Proxima Centauri zamieni się w białego karła (bez przechodzenia przez fazę czerwonego olbrzyma) i stopniowo zacznie stygnąć[26].

Odległość i prędkość[edytuj | edytuj kod]

Paralaksa Proximy Centauri, zmierzona za pomocą Fine Guidance Sensor zamontowanego na Teleskopie Hubble'a, wynosi 768,7 ± 0,3 milisekund łuku[34]. Na tej podstawie można określić, że znajduje się ona około 4,2 lat świetlnych od Ziemi, czyli około 270 000 razy dalej niż Słońce. Patrząc z Ziemi, odległość kątowa między Proximą Centauri a alfą Centauri wynosi 2,18°[35], czyli około 4 średnice Księżyca[36]. Proxima ma też stosunkowo duży ruch własny, przemieszczając się po niebie o 3,85 sekundy łuku rocznie[37]. Jej prędkość radialna w kierunku Słońca wynosi 21,7 km/s[38].

Wykres odległości do najbliższych gwiazd od 20 000 lat temu do 80 000 lat w przyszłość. Proxima Centauri zaznaczona na żółto.

Spośród znanych gwiazd, Proxima Centauri znajduje się najbliżej Słońca od około 32 tys. lat i pozostanie najbliższa przez kolejne 33 tys. lat. Po tym czasie bliżej znajdzie się Ross 248[39]. Wyliczono, że Proxima znajdzie się najbliżej Słońca za około 26400–26700 lat, w odległości 2,9–3,11 roku świetlnego[40][41]. Proxima Centauri krąży wokół centrum Drogi Mlecznej w odległości od 8,3 do 9,5 kpc, a ekscentryczność jej orbity wynosi 0,07[42].

Od momentu jej odkrycia podejrzewano, że Proxima Centauri może być częścią układu alfy Centauri. Będąc w odległości 0,21 roku świetlnego (15 000 ± 700 jednostek astronomicznych), może wykonywać okrążenia wokół tego układu z okresem 500 000 lat lub dłuższym. Dlatego czasem określa się ją jako alfa Centauri C. Współczesne pomiary, biorące pod uwagę niewielkie różnice we względnej prędkości tych gwiazd sugerują, że szansa na przypadkowe ułożenie się tych gwiazd w takiej konfiguracji wynosi około jeden do miliona[43]. Dane z satelity Hipparcos, w połączeniu z naziemnymi obserwacjami, potwierdzają hipotezę, że te trzy gwiazdy tworzą układ związany. Jeśli tak jest, Proxima Centauri jest obecnie blisko najdalszego od alfy Centauri punktu swojej orbity (apocentrum). Aby to potwierdzić wymagane są dokładniejsze pomiary prędkości radialnej tych trzech gwiazd[44].

Jeśli Proxima Centauri była związana z alfą Centauri od swojego powstawania, gwiazdy te powinny mieć podobny skład chemiczny. Proxima Centauri mogła wpłynąć swoją grawitacją na proces formowania się planet w dysku protoplanetarnym, w szczególności zwiększając ilość lotnych substancji takich jak woda w wewnętrznych regionach układu. Jeśli powstały tam jakieś planety skaliste, zwiększyłoby to szanse na powstanie tam życia[44].

Zidentyfikowano sześć gwiazd, dwa układy podwójne i jeden układ potrójny gwiazd, które poruszają się w przestrzeni z prędkościami podobnymi jak Proxima Centauri i alfa Centauri. Może to sugerować, że wszystkie stanowią gromadę gwiazd pochodzącą z jednego źródła[45]. Jeśli okazałoby się, że Proxima Centauri nie jest grawitacyjnie związana z alfą Centauri, mogłoby to wyjaśnić ich bliskie położenie[46].

Choć Proxima Centauri jest najbliższą znaną gwiazdą, istnieje możliwość że bliżej znajdują się jakieś dotychczas nieodkryte brązowe karły[47].

Potencjalne planety[edytuj | edytuj kod]

Limit masy planety
na podstawie prędkości radialnej[48]
Okres orbitalny
(dni)
Odległość
(j.a.)
Maksymalna
masa
(M)
3,6–13,8 0,022–0,054 2–3
<100 <0,21 8,5
<1000 <1 16

Jeśli Proxima Centauri miałaby towarzyszące planety o dużych masach, sama również krążyłaby wokół wspólnego środka masy. Jeśli płaszczyzna tych orbit nie byłaby prostopadła do kierunku z którego ją obserwujemy, krążenie to dałoby się zauważyć jako okresowe zmiany prędkości radialnej Proximy Centauri. Fakt, że wielokrotne pomiary nie wykryły takich zmian, pozwala wykluczyć możliwość istnienia wokół tej gwiazdy planet o dużej masie[34][49]. Planety o małych masach mogły uniknąć wykrycia, ponieważ poziom aktywności tej gwiazdy sprawia, że dokładne pomiary jej prędkości radialnej są utrudnione[50].

W 1998 spektrograf zamontowany na Teleskopie Hubble'a wykrył sygnały mogące stanowić dowód istnienia planety w odległości około 0,5 j.a.[51] Próby zaobserwowania tej planety za pomocą Wide Field and Planetary Camera 2 zakończyły się jednak niepowodzeniem[52]. Proxima Centauri, razem z alfą Centauri A i B, były głównymi celami obserwacji dla anulowanej Space Interferometry Mission, która mogłaby wykryć planety o masie trzech mas Ziemi, krążące w odległości dwóch j.a.[53]

Artystyczna wizja tarczy czerwonego karła

Ekosfera[edytuj | edytuj kod]

Aby znajdować się w ekosferze planeta krążąca wokół Proxima Centauri powinna utrzymywać się w odległości 0,023–0,054 j.a. od gwiazdy, a jej okres obiegu powinien wynosić 3,6–14 dni[54]. W tej odległości siły pływowe zsynchronizowałyby obrót tej planety, tak że byłaby ona zwrócona cały czas tą samą stroną w kierunku gwiazdy. W ten sposób jedna część planety wystawiona byłaby cały czas na światło, a druga byłaby w permanentnych ciemnościach. Obecność atmosfery mogłaby jednak umożliwić rozprowadzenie ciepła z oświetlonej strony na nieoświetloną[55].

Rozbłyski Proximy Centauri mogłyby zniszczyć atmosferę planety znajdującej się w tej odległości. Niektórzy astrobiolodzy spekulują, że planeta mogłaby tego uniknąć. Gibor Basri z University of California stwierdził, że jeśli planeta miałaby wystarczająco silne pole magnetyczne, mogłoby ono chronić atmosferę przed rozbłyskami. Nawet powolna rotacja planety obracającej się synchronicznie wystarczałaby do wygenerowania pola magnetycznego, jeśli tylko jądro planety pozostałoby stopione[56]. Inni naukowcy, w szczególności zwolennicy hipotezy rzadkiej Ziemi, nie zgadzają się z tym poglądem. Peter D. Ward napisał, że tak powolny obrót sprawiałby, że planeta miałaby słabe pole magnetyczne, przez co koronalne wyrzuty masy z gwiazdy łatwo niszczyłyby jej atmosferę[57][58].

Lot międzygwiezdny[edytuj | edytuj kod]

Słońce oglądane z systemu alfy Centauri (obraz z programu Celestia).

Proxima Centauri była proponowana jako pierwszy cel lotu międzygwiezdnego[59]. Choć sondy programu Voyager mają jako pierwsze wejść w przestrzeń międzygwiezdną, poruszają się one stosunkowo powoli, z prędkością około 17 km/s. Oznacza to, że przebycie jednego roku świetlnego zajmie im ponad 10 tysięcy lat[60]. Dla porównania Proxima Centauri aktualnie zbliża się do naszego układu z prędkością 21,7 km/s[38]. Zbliży się jednak jedynie na 3,11 roku świetlnego i za 26700 lat zacznie się oddalać[40]. Dlatego powoli poruszające się sondy miałyby tylko kilkadziesiąt tysięcy lat na osiągnięcie Proximy Centauri w czasie jej zbliżenia i mogłyby jej nie dogonić, gdy zacznie się ona oddalać[61].

Przy użyciu współczesnych niejądrowych napędów, podróż do układu Proximy Centauri zajęłaby prawdopodobnie tysiące lat[62]. Silnik nuklearny umożliwiłby dotarcie do niej w czasie poniżej stu lat. Był on rozważany kolejno w niezrealizowanych programach Orion (1955), Dedal (1978) i Longshot (1988)[61].

Z orbity Proximy Centauri, Słońce byłoby jasną gwiazdą o wielkości 0,4, zlokalizowaną w gwiazdozbiorze Kasjopei[63].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons


Przypisy

  1. Baza danych SIMBAD
  2. 2,0 2,1 D. Ségransan, Kervella, P.; Forveille, T.; Queloz, D. First radius measurements of very low mass stars with the VLTI. „Astronomy and Astrophysics”. 397 (3), s. L5–L8, 2003. doi:10.1051/0004-6361:20021714. Bibcode2003A&A...397L...5S (ang.). 
  3. B.-O. Demory, et al. Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI. „Astronomy and Astrophysics”. 505 (1), s. 205–215, October 2009. doi:10.1051/0004-6361/200911976. Bibcode2009A&A...505..205D (ang.). 
  4. Benedict, G. Fritz et al. Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: A Search for Periodic Variations. „The Astronomical Journal”. 116 (1), s. 429–439, 1998. doi:10.1086/300420. Bibcode1998AJ....116..429B. 
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 Kervella, Pierre; Thevenin, Frederic: A Family Portrait of the Alpha Centauri System: VLT Interferometer Studies the Nearest Stars (ang.). ESO, 2003-03-15. [dostęp 2007-07-09].
  6. Latin Resources (ang.). Joint Association of Classical Teachers. [dostęp 2007-07-15].
  7. D. J. Christian, Mathioudakis, M.; Bloomfield, D. S.; Dupuis, J.; Keenan, F. P.. A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri. „The Astrophysical Journal”. 612 (2), s. 1140–1146, 2004. doi:10.1086/422803. Bibcode2004ApJ...612.1140C (ang.). 
  8. 8,0 8,1 I. S. Glass. The Discovery of the Nearest Star. „African Sky”. 11, July 2007. Bibcode2007AfrSk..11...39G (ang.). 
  9. 9,0 9,1 Didier Queloz: How Small are Small Stars Really? VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars (ang.). European Southern Observatory, 2002-11-29. [dostęp 2007-07-09].
  10. 10,0 10,1 Harold L. Alden. Alpha and Proxima Centauri. „Astronomical Journal”. 39 (913), s. 20–23, 1928. doi:10.1086/104871. Bibcode1928AJ.....39...20A (ang.). 
  11. J. Voûte. A 13th magnitude star in Centaurus with the same parallax as α Centauri. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 77, s. 650–651, 1917. Bibcode1917MNRAS..77..650V (ang.). 
  12. Harlow Shapley. Proxima Centauri as a Flare Star. „Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America”. 37 (1), s. 15–18, 1951. doi:10.1073/pnas.37.1.15. PMID 16588985. Bibcode1951PNAS...37...15S (ang.). 
  13. Bernhard Haisch, Antunes, A.; Schmitt, J. H. M. M.. Solar-Like M-Class X-ray Flares on Proxima Centauri Observed by the ASCA Satellite. „Science”. 268 (5215), s. 1327–1329, 1995. doi:10.1126/science.268.5215.1327. PMID 17778978. Bibcode1995Sci...268.1327H (ang.). 
  14. 14,0 14,1 14,2 M. Guedel, Audard, M.; Reale, F.; Skinner, S. L.; Linsky, J. L. Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton. „Astronomy and Astrophysics”. 416 (2), s. 713–732, 2004. doi:10.1051/0004-6361:20031471. Bibcode2004A&A...416..713G (ang.). 
  15. Proxima Centauri UV Flux Distribution (ang.). ESA/Laboratory for Space Astrophysics and Theoretical Physics. [dostęp 2007-07-11].
  16. Jim Kaler: Rigil Kentaurus (ang.). University of Illinois. [dostęp 2008-08-03].
  17. P. Clay Sherrod, Koed, Thomas L.; Aleichem, Thomas L. Sholem: A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. Courier Dover Publications, 2003. ISBN 0486428206. (ang.)
  18. K. W. Kamper, Wesselink, A. J. Alpha and Proxima Centauri. „Astronomical Journal”. 83, s. 1653–1659, 1978. doi:10.1086/112378. Bibcode1978AJ.....83.1653K (ang.). 
  19. J. G. Doyle, Butler, C. J. Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars. „Astronomy and Astrophysics”. 235, s. 335–339, 1990. Bibcode1990A&A...235..335D (ang.). 
  20. P. J. E. Peebles: Principles of Physical Cosmology. Princeton, New Jersey: Princeton University Press, 1993. ISBN 0-691-01933-9. (ang.)
  21. James Binney, Scott Tremaine: Galactic Dynamics. Princeton, New Jersey: Princeton University Press, 1987. ISBN 0691084459. (ang.)
  22. S. K. Leggett. Infrared colors of low-mass stars. „Astrophysical Journal Supplement Series”. 82 (1), s. 351–394, 1992. doi:10.1086/191720. Bibcode1992ApJS...82..351L (ang.). 
  23. Martin V. Zombeck: Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Wyd. Third. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2007, s. 109. ISBN 0521782422. (ang.)
  24. Munsell, Kirk; Smith, Harman; Davis, Phil; Harvey, Samantha: Sun: Facts & Figures (ang.). W: Solar System Exploration [on-line]. NASA, 2008-06-11. [dostęp 2008-07-12].
  25. Bergman, Marcel W.; Clark, T. Alan; Wilson, William J. F.: Observing Projects Using Starry Night Enthusiast. Wyd. 8. Macmillan, 2007, s. 220–221. ISBN 142920074X. (ang.)
  26. 26,0 26,1 26,2 Fred C. Adams, Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M: Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (ang.). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 2004. [dostęp 13 lutego 2012]. s. 46–49.
  27. Staff: Proxima Centauri: The Nearest Star to the Sun (ang.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2006-08-30. [dostęp 2007-07-09].
  28. Guinan E. F., Morgan, N. D. Proxima Centauri: Rotation, Chromosperic Activity, and Flares. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 28, s. 942, 1996. Bibcode1996BAAS...28S.942G (ang.). 
  29. Bradford J. Wargelin, Drake, Jeremy J. Stringent X-Ray Constraints on Mass Loss from Proxima Centauri. „The Astrophysical Journal”. 578 (1), s. 503–514, 2002. doi:10.1086/342270. Bibcode2002ApJ...578..503W (ang.). 
  30. Wood, B. E.; Linsky, J. L.; Müller, H.-R.; Zank, G. P. Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra. „The Astrophysical Journal”. 547 (1), s. L49–L52, 2001. doi:10.1086/318888. Bibcode2001ApJ...547L..49W (ang.). [dostęp 2007-07-09]. 
  31. J. R. Stauffer, Hartmann, L. W. Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs. „Astrophysical Journal Supplement Series”. 61 (2), s. 531–568, 1986. doi:10.1086/191123. Bibcode1986ApJS...61..531S (ang.). 
  32. Cincunegui, C.; Díaz, R. F.; Mauas, P. J. D. A possible activity cycle in Proxima Centauri. „Astronomy and Astrophysics”. 461 (3), s. 1107–1113, 2007. doi:10.1051/0004-6361:20066027. Bibcode2007A&A...461.1107C (ang.). 
  33. B. E. Wood, Linsky, J. L.; Muller, H.-R.; Zank, G. P. Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of Alpha Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyman-alpha Spectra. „Astrophysical Journal”. 537 (2), s. L49–L52, 2000. doi:10.1086/309026. Bibcode2000ApJ...537..304W (ang.). 
  34. 34,0 34,1 Benedict, G. Fritz et al. Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using HUBBLE SPACE TELESCOPE Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for Substellar Companions. „The Astronomical Journal”. 118 (2), s. 1086–1100, 1999. doi:10.1086/300975. Bibcode1999astro.ph..5318B (ang.). 
  35. Kirkpatrick, J. Davy et al. Brown Dwarf Companions to G-type Stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C. „The Astronomical Journal”. 121 (6), s. 3235–3253, 1999. doi:10.1086/321085. Bibcode2001AJ....121.3235K (ang.). 
  36. D. R. Williams: Moon Fact Sheet (ang.). NASA, 2006-02-10. [dostęp 2007-10-12].
  37. Benedict, G. F. et al: Astrometric Stability and Precision of Fine Guidance Sensor #3: The Parallax and Proper Motion of Proxima Centauri (ang.). [dostęp 2007-07-11]. s. 380–384.
  38. 38,0 38,1 SIMBAD query result: V* V645 Cen – Flare Star (ang.). W: SIMBAD [on-line]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [dostęp 2008-08-11].
  39. R. A. J. Matthews. The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood. „Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society”. 35, s. 1–9, 1994. Bibcode1994QJRAS..35....1M (ang.). 
  40. 40,0 40,1 J. García-Sánchez, Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. Stellar encounters with the solar system. „Astronomy and Astrophysics”. 379 (2), s. 634–659, 2001. doi:10.1051/0004-6361:20011330. Bibcode2001A&A...379..634G (ang.). 
  41. V. V. Bobylev. Searching for stars closely encountering with the solar system. „Astronomy Letters”. 36 (3), s. 220–226, March 2010. doi:10.1134/S1063773710030060. Bibcode2010AstL...36..220B (ang.). 
  42. C. Allen, Herrera, M. A. The galactic orbits of nearby UV Ceti stars. „Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica”. 34, s. 37–46, 1998. Bibcode1998RMxAA..34...37A (ang.). 
  43. Matthews, Robert; Gilmore, Gerard. Is Proxima really in orbit about Alpha CEN A/B?. „MNRAS”. 261, s. L5, 1993. Bibcode1993MNRAS.261L...5M (ang.). 
  44. 44,0 44,1 Wertheimer, Jeremy G.; Laughlin, Gregory. Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?. „The Astronomical Journal”. 132 (5), s. 1995–1997, 2006. doi:10.1086/507771. Bibcode2006astro.ph..7401W (ang.). 
  45. Kathryn V. Johnston. Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 27, s. 1370, 1995. doi:10.1086/177418. Bibcode1996ApJ...465..278J (ang.). 
  46. J. Anosova, Orlov, V. V.; Pavlova, N. A. Dynamics of nearby multiple stars. The Alpha Centauri system. „Astronomy and Astrophysics”. 292 (1), s. 115–118, 1994. Bibcode1994A&A...292..115A (ang.). 
  47. WISE Satellite Set to Map the Infrared Universe (ang.). Scientific American, December 9, 2009. [dostęp 2009-12-10].
  48. Endl, M. and Kürster, M. Toward detection of terrestrial planets in the habitable zone of our closest neighbor: Proxima Centauri. „Astronomy and Astrophysics”. 488 (3), s. 1149–1153, 2008. doi:10.1051/0004-6361:200810058. Bibcode2008A&A...488.1149E (ang.). 
  49. Kürster, M. et al. Precise radial velocities of Proxima Centauri. Strong constraints on a substellar companion. „Astronomy & Astrophysics Letters”. 344, s. L5–L8, 1999. Bibcode1999A&A...344L...5K (ang.). 
  50. Steven H. Saar, Donahue, Robert A. Activity-related Radial Velocity Variation in Cool Stars. „Astrophysical Journal”. 485 (1), s. 319–326, 1997. doi:10.1086/304392. Bibcode1997ApJ...485..319S (ang.). 
  51. A. B. Schultz, Hart, H. M.; Hershey, J. L.; Hamilton, F. C.; Kochte, M.; Bruhweiler, F. C.; Benedict, G. F.; Caldwell, John; Cunningham, C.; Wu, Nailong; Franz, O. G.; Keyes, C. D.; Brandt, J. C. A possible companion to Proxima Centauri. „Astronomical Journal”. 115 (1), s. 345–350, 1998. doi:10.1086/300176. Bibcode1998AJ....115..345S (ang.). 
  52. Daniel J. Schroeder, Golimowski, David A.; Brukardt, Ryan A.; Burrows, Christopher J.; Caldwell, John J.; Fastie, William G.; Ford, Holland C.; Hesman, Brigette; Kletskin, Ilona; Krist, John E.; Royle, Patricia; Zubrowski, Richard. A. A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2. „The Astronomical Journal”. 119 (2), s. 906–922, 2000. doi:10.1086/301227. Bibcode2000AJ....119..906S (ang.). 
  53. Susan Watanabe: Planet-Finding by Numbers (ang.). NASA JPL, 2006-10-18. [dostęp 2007-07-09].
  54. M. Endl, Kuerster, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Hatzes, A. P.; Cochran, W. D. Extrasolar Terrestrial Planets: Can We Detect Them Already?. , s. 75–79, June 18–21, 2002 (ang.). 
  55. Tarter, Jill C. et al. A Reappraisal of The Habitability of Planets around M Dwarf Stars. „Astrobiology”. 7 (1), s. 30–65, 2007. doi:10.1089/ast.2006.0124. PMID 17407403. Bibcode2007AsBio...7...30T (ang.). 
  56. Mark Alpert: Red Star Rising (ang.). Scientific American, November 2005. [dostęp 2008-05-19].
  57. Peter D. Ward, Brownlee, Donald: Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe. Springer, 2000. ISBN 0-387-98701-0. (ang.)
  58. Khodachenko, Maxim L. et al. Coronal Mass Ejection (CME) Activity of Low Mass M Stars as An Important Factor for The Habitability of Terrestrial Exoplanets. I. CME Impact on Expected Magnetospheres of Earth-Like Exoplanets in Close-In Habitable Zones. „Astrobiology”. 7 (1), s. 167–184, 2007. doi:10.1089/ast.2006.0127. PMID 17407406. Bibcode2007AsBio...7..167K (ang.). 
  59. Paul Gilster: Centauri Dreams: Imagining and Planning. Springer, 2004. ISBN 038700436X. (ang.)
  60. Mallove, Eugene F.; Gregory L. Matloff: The starflight handbook: a pioneer's guide to interstellar travel. Wiley, 1989, s. 6. ISBN 0471619124. (ang.)
  61. 61,0 61,1 K. A. Beals, Beaulieu, M.; Dembia, F. J.; Kerstiens, J.; Kramer, D. L.; West, J. R.; Zito, J. A.: Project Longshot, an Unmanned Probe to Alpha Centauri (ang.). W: NASA-CR-184718 [on-line]. U. S. Naval Academy, 1988. [dostęp 2008-06-13].
  62. I. A. Crawford. Interstellar Travel: A Review for Astronomers. „Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society”. 31, s. 377–400, September 1990. Bibcode1990QJRAS..31..377C (ang.). 
  63. Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press, 1994, s. 16. ISBN 0-521-45885-4. (ang.)

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]