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 C и е 2,18° југозападно од Алфа Кентаур AB. Моментално е на 12.950 АЕ (0.2 светлосни години) од AB, околу која орбитира со период од околу 550.000 години.
Проксима Кентаур е црвено џуџеста ѕвезда со маса околу 12,5% од масата на Сонцето ) и просечна густина околу 33 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.Имињата на екстрасончевите планети се назначени според конвенциите за именување на Меѓународниот астрономски сојуз по азбучен редослед според нивните соодветни датуми на откривање, при што „Проксима Кентаур a“ е самата ѕвезда. Проксима Кентаур 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 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 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).Густината (ρ) е дадена со масата поделена со волуменот. Според тоа, во однос на Сонцето, густината е: 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. Стандардната површинска гравитација на Земјата е 980.665, за вредност „log g“ од 2.992. Разликата во логаритмите е 5,20 − 2,99 = 2,21, што дава множител од 102,21 = 162. За гравитацијата на Земјата, видете:
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 денови. Подоцнежните набљудувања на магнетното поле на ѕвездата последователно откриле дека ѕвездата се врти со период од дена, во согласност со мерење од 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 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 милиони К, во споредба со 2 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 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 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 лачни секунди годишно низ небото. Има радијална брзина кон Сонцето од 22,2 км/сек. Separation: 3.1, left column of page 3; Orbital period and epoch of periastron: Table 3, right column of page 3. 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. Координатите на Сонцето би биле дијаметрално спротивни на Проксима Кентаур, на α=02ч 29м 42,9487с, δ=+62° 40′ 46,141″. Апсолутната величина Mv на Сонцето е 4,83, така што при паралакса π од 0,77199 привидната величина m е дадена со 4,83 − 5 (log10(0,77199) + 1) = 0,40. Види: