Proxima Centauri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Koordinat:Sky map 14s 29d 42,9487sn; -62º 40' 46,9487″

Proxima Centauri
Position from Proxima Centauri.png
Proxima Centauri konumu.
Gözlem verisi
Dönem J2000.0
Takımyıldız Erboğa
Bahar açısı (α) 14s 29d 42,9487sn[1]
Yükselim (δ) −62° 40′ 46,141″[1]
Görünür parlaklık  (V) 11,05[1]
Sınıflandırma
Tayfsal sınıf
M5.5 Ve[1]
U-B Renk ölçeği 1,43[1]
B-V Renk ölçeği 1,90[1]
Değişen yıldız türü Parıltılı yıldız
Gökölçümsel nitelikleri
Dikey hız (Rv) −21,7 ± 1,8[2] km/sn
Iraklık açısı (π) 768,7 ± 0,3[3] mys
Uzaklık4,243 ± 0,002 Iy
(1,3009 ± 0,0005 pc)
mutlak parlaklık (V) 15,49[4]
Özdevinim nitelikleri
Bahar açısı payı (μ) −3775.40[1] mys/y
Yükselim payı (μ) 769.33[1] mys/y
Fiziksel özellikler
Kütle (m) 0,123 ± 0,006[5] M
Yarıçap (r) 0,141 ± 0.007[5] R
Aydınlatma gücü bol. 0,0017[6] (L)
Yüzey kütleçekimi (log g) 5,20 ± 0,23[5] cgs
Etkin sıcaklık 3,042 ± 117[5] K
Dönüş 83,5 gün[7]
Dönme hızı (v sin i) 2,7 ± 0,3[8] km/sn
Tahmini yaş 4,85 milyar[9] y
Katalog belirtmeleri
Alpha Centauri C, CCDM J14396-6050C, GCTP 3278.00, GJ 551, HIP 70890, LFT 1110, LHS 49, LPM 526, LTT 5721, NLTT 37460, V645 Centauri[1]

Proxima Centauri (Latince proxima ("(en) yakında")[10] Erboğa Takımyıldızı bölgesinde G-bulutu içinde Güneş'ten 4,24 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir kırmızı cücedir.[11][12] 1915 yılında İskoçyalı astronom Robert Innes tarafından keşfedilmiştir. Güney Afrika'daki Union Rasathanesi'nin müdürüydü. Proxima Centauri 11,05 kadirle çıplak gözle göremeyecek kadar sönük olmasına rağmen bilinen Güneş'e en yakın yıldızdır.[9]. En yakınındaki 2. ve 3. yıldıza (Alfa Centauri çift yıldız sistemi) olan mesafesi 0,237 ± 0,011  ışık yılıdır (15.000 ± 700 astronomik birim).[13] Proxima Centauri, Alfa Centauri'nin A ve B yıldızlarıyla birlikte üçlü bir yıldız sistemi oluşturmuş olabilir. Yörünge periyodu 550.000 yıldır.

Yıldızın yakınlığından dolayı Dünya'ya olan uzaklığı ve açısal çapı direkt olarak ölçülebilir.[9] Proxima Centauri'nin kütlesi yaklaşık bir Güneş kütlesi‘nin sekiz de biri olup ortalama yoğunluğu Güneş'ten yaklaşık 33 defa daha fazladır.[nb 1] Çok düşük parlaklığa sahip olmasına rağmen Proxima, parıltılı yıldızlar sınıfına girer, çünkü manyetik aktivitesi nedeniyle rastgele parlaklığında artmalar meydana gelir.[14] Yıldızın içindeki konveksiyon sebebiyle ortaya çıkan manyetik alan, patlamalar ve püskürtmeler ortaya çıkarır. Toplam X ışını emisyonu Güneş'in ürettiğine benzerdir.[15] Proxima Centauri'nin merkezindeki yakıtın konveksiyon sayesinde karıştırılması ve yıldızın nisbî olarak düşük enerji üretme oranı bir anakol yıldızı olduğunu ve dört trilyon yıl boyunca da öyle olacağını gösterir.[16]

Proxima Centauri yörüngesinde gezegenlerin varlığı üzerine yapılan araştırmalar sonuç vermiştir. Ağustos 2016'da Avrupa Güney Rasathanesi Proxima Centauri b gezegenin keşfini açıkladı. Keşiften kısa bir süre sonra araştırmacılar, Proxima b'nin yaşanabilirlik potansiyelini inceleyince Güneş dışı gezegenin muhtemelen Güneş Sistemi'ne en yakın hayat barındıran yer olabileceğini ileri sürdüler. Araştırmacılar, Dünya'ya yakınlığıyla için Toprak sunan bir fırsat için olası robot keşif gezegen "gelecek yüzyıllarda" robot keşif araçlarınca inceleme imkânı sağladığını düşünüyorlar.[17]

Rasatı[değiştir | kaynağı değiştir]

1915 yılında Güney Afrika'daki Union Rasathanesi'nin müdürü İskoçyalı astronom Robert Innes, Alfa Centauri ile aynı özdevinime sahip bir yıldız keşfetti.[18][19][20][21] Proxima Centauri ismini önermiştir.[22] (aslında Proxima Centaurus).[23] 1917 yılında, Ümit Burnundaki Royal Gözlemevi'nde Hollandalı astronom Joan Voûte yıldızın trigonometrik paralaksını 0,755 ± 0,028″ olarak ölçtü ve Proxima Centauri'nin Güneş'e olan mesafesinin Alfa Centauri ile aynı olduğunu buldu. Bulunduğunda, aydınlatma gücü en düşük olarak bilinen yıldızdı.[24] 1928 yılında Amerikalı astronom Harold L. Alden tarafından Proxima Centauri'nin hassas paralaks tespiti yapılmıştır. Böylece Innes'in, yıldızın 0,783 ± 0,005″ paralaksı ile daha yakın olduğu görüşü kanıtlanmıştır.[19][22]

Proxima Centauri'nin de olduğu Güneş'e en yakın yıldızlar.[25]

1951 yılında, Amerikalı astronom Harlow Shapley Proxima Centauri'nin bir parıltılı yıldız olduğunu açıkladı. Geçmiş fotoğraf kayıtlarının incelenmesi, görüntülerin yaklaşık %8'inde ölçülebilir bir parlaklık artışı olduğunu göstermiştir. O zaman için bilinen en aktif parıltılı yıldızdı.[26][27] Yıldızın yakın bir mesafede olması, parlama aktivitesinin detaylı gözlemine izin vermektedir. 1980 yılında Einstein Gözlemevi Proxima Centauri'deki parlamanın yarattığı detaylı bir X-ışını enerji eğrisi üretti. Daha sonra, EXOSAT ve ROSAT uyduları ile parlama aktivitesi gözlemleri yapıldı. Ve 1995 yılında Japonların ASCA uydusundan alınan veriler güneştekilere benzer püskürmelerin X-ışını emisyonu yaptığını gösterdi.[28] Proxima Centauri XMM - Newton ve Chandra dahil olmak üzere birçok X-ışını gözlemevinin araştırma konusu olmuştur.[29]

Proxima Centauri'nin −62° yükselimi nedeniyle, sadece 27° K enleminin güneyinde gözlemlenebilir. Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler, çıplak gözle görülebilmesi için çok sönüktürler. Alfa Centauri yıldız sisteminin A veya B'sinden bile Proxima beşinci kadirden bir yıldız olarak görülür.[30][31] Görünür kadri 11'dir bu yüzden yıldızı gözlemek için en az 8 cm ( 3.1 inç) ışık düzengeci gereklidir. İdeal gözlem koşulları altında olunsa bile ( açık ve karanlık bir gökyüzünde) Proxima Centauri ufkun hemen üzerindedir.[32]

Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Proxima Centauri kırmızı cüce olarak sınıflandırılmıştır çünkü Hertzsprung-Russell diyagramında anakola aittir. Spektral sınıfı M5.5'tir. M5.5, M - tipi yıldızların düşük kütleye doğru yol alacağı anlamına gelir. Bu yıldızın mutlak görsel kadri veya 10 parsek uzaklıktan görülen görsel şiddeti 15,5'tir.[4] Tüm dalga boylarındaki toplam parlaklığı Güneş'in %0,17'sidir.[6] Görünür ışığın dalga boylarında gözlendiği zamanlarda gözün en hassas olmasına rağmen, Güneş'in sadece 0,0056 %'si kadar parlaktır.[33] Yayılan ışımanın % 85'inden fazlası kızılötesi dalga boyundadır.[34]

Bu ilüstrasyon α Centauri A, α Centauri B ve Proxima Centauri'nin büyüklüklerinin Güneş ile karşılaştırılmasını gösteriyor.

2002 yılında, Very Large Telescope ile optik girişimölçer Proxima Centauri'nin açısal çapını 1,02 ± 0,08 miliaçı saniye olarak buldu. Uzaklığı bilindiği için, Proxima Centauri'nin gerçek çapı Güneş'inkinin 1/7'si olarak veya Jüpiter'in 1,5 katı olarak hesaplanmıştır. Yıldızın tahmini kütlesi, Güneş kütlesinin %12,3'ü veya Jüpiter'in kütlesinin 129 katıdır.[35] Anakol yıldızının ortalama yoğunluğu, kütlenin azalmasıyla artar.[36] Proxima Centauri de bir istisna değildir. Ortalama yoğunluğu 56,8 × 103 kg/m³ (56,8 g/cm³)'dir. Güneş'in ortalama yoğunluğu ise 1,411 × 103 kg/m³ (1,411 g/cm³)'dir.[nb 1]

Düşük kütlesi sebebiyle, yıldızın içi tamamen konvektifdir. Bu olay, enerjinin plazmanın fiziksel hareketi ile dışa aktarılmasına neden olur. Anakol yıldızı olmaktan ayrılmadan önce sadece toplam hidrojeninin yaklaşık %10'unu yakan Güneş'in aksine, Proxima Centauri, hidrojen füzyonunun bitmesinden önce kendi yakıtının neredeyse tümünü tüketecektir.[16]

Konveksiyon, manyetik alanın oluşumu ve değişimi ile ilişkilidir. Bu alandaki manyetik enerji yıldızın yüzeyindeki parlamalarla yıldızın toplam parlaklığını kısa bir süreliğine artırır. Bu parlamalar yıldızın boyutlarına kadar büyüyebilir ve X ışını yaymaya yetecek kadar -27 milyon Kelvin- sıcaklığa ulaşabilir.[29]

Aslında, bu yıldızın durgun X ışını parlaması kabaca (4–16) × 1026 erg/sn ((4–16) × 1019 W)'dir, Güneş'in ürettiğinden çok daha büyük sayıya eşittir. En büyük parlamanın X ışını parlaklığı 1028 erg/sn (1021 W.)'e ulaşabilir.[29] Proxima Centauri'nin renk yuvarı aktiftir ve tayfı 280 nm dalga boyundaki tek başına iyonize olmuş magnezyumun güçlü bir salım hattını gösterir.[37] Proxima Centauri'nin yüzeyinin yaklaşık %88'i aktif olabilir. Bu yüzden, Güneş'in kendi güneş döngüsünün zirvesinde olduğu zamanlardan bile çok daha fazladır. Az veya hiç parlamanın olmadığı sakin dönemlerde bile bu aktiflik, Proxima Centauri'nin renk yuvarının sıcaklığını 3,5 milyon Kelvin sıcaklığa kadar artırır. Güneş'in 2 milyon Kelvin sıcaklığındaki renk yuvarı ile karşılaştırıldığında daha fazla olduğu görülür.[38] Bununla birlikte, bu yıldızın toplam aktivite seviyesinin diğer M sınıfındaki cüceler ile karşılaştırıldığında düşük olduğu düşünülmektedir.[15] Bu da yıldızın tahmin edilen yaşı olan 4,85 milyar yıl ile tutarlıdır.[9] Kırmızı cücenin aktivite düzeyinin milyarlarca yıl boyunca dönme hızının azalmasıyla giderek zayıflaması beklenmektedir.[39] Aktivite düzeyinin de yaklaşık olarak 442 günlük bir süre ile değiştiği görünmektedir ve bu süre, 11 yıllık güneş döngüsünden daha kısdır.[40]

Proxima Centauri göreli olarak zayıf bir yıldız rüzgârına sahiptir. Güneş rüzgarları ile, Güneş'in %20'lik bir kütle kaybı oranından daha fazla değildir. Çünkü yıldız, Güneş'ten çok daha küçüktür. Bununla birlikte Proxima Centauri'de birim yüzey alanına düşen kütle kaybı, Güneş'in yüzeyine göre sekiz kat fazla olabilir.[41]

Proxima Centauri'nin kütlesine sahip bir kırmızı cüce, yaklaşık dört trilyon yıl boyunca anakolda kalacaktır. Hidrojen füzyonundan dolayı helyum oranı arttıkça, yıldız giderek kırmızıdan maviye dönüşürken, daha küçük ve daha sıcak olacaktır.

Döngünün sonlarına doğru yaklaştıkça, önemli ölçüde daha parlak olacak. Güneş'in parlaklığının % 2,5'ine ulaşacak ve birkaç milyar yıllık bir süre içinde eğer varsa yörüngesinde dolanan cisimleri ısıtacaktır. Hidrojen yakıtı bir kere tükendikten sonra, Proxima Centauri beyaz cüceye dönüşecek (kırmızı dev evresinden geçmeden) ve yavaşça kalan ısı enerjisini kaybedecektir.[16]

Uzaklık ve hareket[değiştir | kaynağı değiştir]

Hipparcos gökölçüm uydusu kullanılarak ve Hubble Uzay Teleskobu'ndaki yüksek hassasiyetle ölçümler yapan Fine Guidance Sensörleri ile ölçülen 768,7 ± 0,3 mili açı dakika paralaksına göre Proxima Centauri Güneş'ten yaklaşık 4,24 ışık yılı uzaklıkta bulunmaktadır. Veya Güneş ile Dünya arasındaki mesafeden 270.000 kez daha fazla. Dünya'nın görüş noktasından Proxima, Alpha Centauri'den 2,18° ile ayrılır veya dolunayın açısal çapının dört katı ile ayrılır. Proxima'nın göreceli olarak büyük bir hareketi vardır. Gökyüzünde yılda 3,85 yay saniye ile hareket eder. Güneş'e doğru olan radyal hızı 21,7 km/sn'dir.

Geçmişteki 20,000 yıl ve gelecekteki 80,000 yıl boyunca en yakındaki yıldızların mesafeleri. Proxima Centauri sarı renkte.

Bilinen yıldızlar arasında Proxima Centauri, yaklaşık 32.000 yıldır Güneş'e en yakın yıldızdır ve yaklaşık bir 33.000 yıl daha olmaya devam edecektir. Daha sonra ise Güneş'e en yakın yıldız Ross 248 olacaktır. 2001 yılında J. García Sánchez Proxima'nın Güneş'e en yakın yaklaşımını yapacağını tahmin etti. Yaklaşık 26.700 yıl içinde, ikinci yaklaşımı 3,11 ışık yılı mesafesinde olacak. VV Bobylev tarafından 2010 yılında yapılan bir çalışmada yaklaşık 27.400 yıl içinde 2,90 ışık yılı mesafesinde en yakın konuma ulaşacağını öngörmüştür. Proxima Centauri, Galaktik Merkezden bir mesafede Samanyolu'na doğru dönüyor. Bu mesafe, 8,3'den 9,5 kiloparseke değişiyor ve yörünge dış merkezliliği 0,07'dir.

Proxima'nın keşfinden bu yana Alfa Centauri ikili yıldız sisteminin gerçek bir arkadaşı olduğundan şüphelenilmiştir. Alfa Centauri'nin mesafesi 0,21 ışık yılıdır (15.000 ± 700 astronomik birim). Proxima Centauri, Alfa Centauri etrafında bir yörüngede olabilir. Yörünge periyodu 500.000 yıl veya daha fazladır. Bu sebeptendir ki, Proxima bazen Alfa Centauri C diye isimlendirilir. Modern tahminler, yıldızların göreceli hızı ve arasındaki küçük ayrılma ile gözlenen uyumun bir tesadüf olma şansını, kabaca milyonda bir olarak düşünmektedirler. Yer tabanlı gözlemler ile birleştirilen Hipparcos uydusundan gelen veriler, üç yıldızın gerçekten bağlı sistem olduğu hipotezi ile tutarlıdır. Eğer öyleyse, Proxima şu anda yakın aksisde, Alpha Centauri sisteminden kendi yörüngesinde en uzak noktada olacaktır. Bu gibi bir üçlü sistemde düşük kütleli bir yıldız doğal olarak oluşabilir. 1,5-2 Güneş kütlesindeki ikili sistem tarafından dinamik olarak yakalanabilir. Bu hipotezi teyit etmek için radyal hızın daha hassas ölçümleri gereklidir. Eğer Proxima, oluşumu sırasında Alpha Centauri sistemine bağlandı ise, yıldızlar aynı element bileşimine sahip olma eğilimde olacaklardır. Proxima'nın kütleçekim etkisi, Alpha Centauri ilkel gezegen diskleri ile karıştırılmış olabilir. Bunun gibi kuru iç bölgelere su gibi uçucuların dağılımı artabilir. Sistemdeki herhangi yerbenzeri gezegenler, bu malzeme ile zenginleştirilmiş olabilir. Altı tek yıldız, iki tane çift yıldız sistemi ve üçlü yıldız uzay boyunca Proxima Centauri ve Alpha Centauri sistemi ile ortak bir hareket paylaşmaktadır. Bu yıldızların uzaydaki hızları, Alpha Centauri'nin 10 km/sn'lik kendine özgü hareketi arasındadır. Böylece, hareket eden bir yıldız kümesi oluşabilir. Bu yıldız kümesinde olduğu gibi kökenlerinin ortak bir noktasını gösterir. Eğer Proxima Centauri'nin kütleçekimsel olarak Alpha Centauri'ye bağlı olmadığı tespit edilirse, o zaman böyle bir grup hareketi göreceli olarak yakın olan konumlarıyla açıklanabilir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Açıklayıcı bilgiler[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Yoğunluk (ρ) kütlenin hacme bölünmesiyle elde edilir. Güneş'e göreceli olarak yoğunluk:
    =
    = 0,123 · 0,145−3 · 1,41 × 103 kg/m³
    = 40,3 · 1,41 × 103 kg/m³
    = 5,68 × 104 kg/m³

    , ortalama güneş yoğunluğudur. Bakınız:

    • Munsell, Kirk; Smith, Harman; Davis, Phil; Harvey, Samantha (11 Haziran 2008). "Sun: Facts & Figures". Solar System Exploration. NASA. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2008. 
    • Bergman, Marcel W.; Clark, T. Alan; Wilson, William J. F. (2007). Observing Projects Using Starry Night Enthusiast (8th bas.). Macmillan. ss. 220–221. ISBN 1-4292-0074-X. 

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c d e f g h i "SIMBAD query result: V* V645 Cen -- Flare Star". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Erişim tarihi: 11-08-2008.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım)
  2. ^ García-Sánchez, J. (2001). "Stellar encounters with the solar system". Astronomy and Astrophysics. Cilt 379, 634–659. doi:10.1051/0004-6361:20011330. Erişim tarihi: 2008-06-12.  Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım)
  3. ^ Benedict, G. Fritz, et al. (1999). "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. Cilt 118 (2), 1086–1100. arXiv:astro-ph/9905318 $2. Bibcode:1999astro.ph..5318B. doi:10.1086/300975. 
  4. ^ a b Kamper, K. W. (1978). "Alpha and Proxima Centauri". Astronomical Journal. Cilt 83, 1653–1659. doi:10.1086/112378. Erişim tarihi: 2008-08-03.  Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım) Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "abs_mag" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış. (Bkz: Kaynak gösterme)
  5. ^ a b c d Ségransan, D. (2003). "First radius measurements of very low mass stars with the VLTI". Astronomy and Astrophysics. Cilt 397, L5–L8. doi:10.1051/0004-6361:20021714. Erişim tarihi: 2008-08-07.  Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım) Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "aaa397" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış. (Bkz: Kaynak gösterme) Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "aaa397" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış. (Bkz: Kaynak gösterme)
  6. ^ a b Tablo 1'e bakınız, Doyle, J. G. (1990). "Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 235, 335–339. Bibcode:1990A&A...235..335D.  Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım) ve s. 57, Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0691019339.  Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "lbol" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış. (Bkz: Kaynak gösterme)
  7. ^ Benedict, G. Fritz; et al. (1998). "Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: A Search for Periodic Variations". The Astronomical Journal. Cilt 116 (1), 429–439. doi:10.1086/300420. Erişim tarihi: 2007-07-09. 
  8. ^ Torres, C. A. O.; et al. (December 2006). "Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method". Astronomy and Astrophysics. Cilt 460 (3), 695–708. arXiv:astro-ph/0609258 $2. Bibcode:2006A&A...460..695T. doi:10.1051/0004-6361:20065602. 
  9. ^ a b c d Kervella, Pierre; Thevenin, Frederic (2003-03-15). "A Family Portrait of the Alpha Centauri System: VLT Interferometer Studies the Nearest Stars". ESO. Erişim tarihi: 2007-07-09.  Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "ESO2003" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış. (Bkz: Kaynak gösterme)
  10. ^ "Latin Resources". Joint Association of Classical Teachers. 17 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2007-07-15. 
  11. ^ "Our Local Galactic Neighborhood". NASA. February 8, 2000. 14 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2013. 
  12. ^ Glister, Paul (September 1, 2010). "Into the Interstellar Void". Centauri Dreams. 2016-04-14 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2013-03-22. 
  13. ^ Wertheimer, Jeremy G.; Laughlin, Gregory (2006). "Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?". The Astronomical Journal. Cilt 132 (5), 1995–1997. arXiv:astro-ph/0607401 $2. Bibcode:2006astro.ph..7401W. doi:10.1086/507771. 
  14. ^ Christian, D. J.; Mathioudakis, M.; Bloomfield, D. S.; Dupuis, J.; Keenan, F. P. (2004). "A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri". The Astrophysical Journal. Cilt 612 (2), 1140–1146. Bibcode:2004ApJ...612.1140C. doi:10.1086/422803. 
  15. ^ a b Wood, B. E.; Linsky, J. L.; Müller, H.-R.; Zank, G. P. (2001). "Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra" (PDF). The Astrophysical Journal. Cilt 547 (1), L49–L52. arXiv:astro-ph/0011153 $2. Bibcode:2001ApJ...547L..49W. doi:10.1086/318888. Erişim tarihi: July 9, 2007. 
  16. ^ a b c Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (PDF). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. ss. 46–49. Erişim tarihi: June 24, 2008. 
  17. ^ Strickland, Ashley (24 August 2016)."Closest potentially habitable planet to our solar system found"CNN Health. Retrieved25 August 2016.
  18. ^ Circular No. 30, 1915, October 12, of the Union Observatory (Proxima Centauri discovery paper).)
  19. ^ a b Glass, I. S. (July 2007). "The Discovery of the Nearest Star". African Skies. Cilt 11, 39. Bibcode:2007AfrSk..11...39G. 
  20. ^ Glass, I.S. (2008). Proxima, the Nearest Star (other than the Sun). Cape Town: Mons Mensa. 
  21. ^ WayBackMachine. http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html. ESO Press Release için 20 Ağustos 2006 tarihli: "How Small are Small Stars Really?".
  22. ^ a b Alden, Harold L. (1928). "Alpha and Proxima Centauri". Astronomical Journal. Cilt 39 (913), 20–23. Bibcode:1928AJ.....39...20A. doi:10.1086/104871. 
  23. ^ Circular No. 40, 1917, September 3, of the Union Observatory
  24. ^ Voûte, J. (1917). "A 13th magnitude star in Centaurus with the same parallax as α Centauri". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 77, 650–651. Bibcode:1917MNRAS..77..650V. 
  25. ^ Clavin, Whitney; Harrington, J.D. (April 25, 2014). "NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun". NASA. April 25, 2014 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: April 25, 2014. 
  26. ^ Shapley, Harlow (1951). "Proxima Centauri as a Flare Star". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. Cilt 37 (1), 15–18. Bibcode:1951PNAS...37...15S. doi:10.1073/pnas.37.1.15. PMC 1063292 $2. PMID 16588985. 
  27. ^ Kroupa, Pavel; Burman, R. R.; Blair, D. G. (1989). "Photometric observations of flares on Proxima Centauri". PASA. Cilt 8 (2), 119–122. Bibcode:1989PASAu...8..119K. 
  28. ^ Haisch, Bernhard; Antunes, A.; Schmitt, J. H. M. M. (1995). "Solar-Like M-Class X-ray Flares on Proxima Centauri Observed by the ASCA Satellite". Science. Cilt 268 (5215), 1327–1329. Bibcode:1995Sci...268.1327H. doi:10.1126/science.268.5215.1327. PMID 17778978. 
  29. ^ a b c Guedel, M.; Audard, M.; Reale, F.; Skinner, S. L.; Linsky, J. L. (2004). "Flares from small to large: X-ray spectroscopy of Proxima Centauri with XMM-Newton". Astronomy and Astrophysics. Cilt 416 (2), 713–732. arXiv:astro-ph/0312297 $2. Bibcode:2004A&A...416..713G. doi:10.1051/0004-6361:20031471. 
  30. ^ "Proxima Centauri UV Flux Distribution". ESA/Laboratory for Space Astrophysics and Theoretical Physics. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: July 11, 2007. 
  31. ^ Kaler, Jim. "Rigil Kentaurus". University of Illinois. 16 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: August 3, 2008. 
  32. ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L.; Aleichem, Thomas L. Sholem (2003). A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. Courier Dover Publications. ISBN 0-486-42820-6. 
  33. ^ Binney, James; Scott Tremaine (1987). Galactic Dynamics. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. s. 8. ISBN 0-691-08445-9. 
  34. ^ Leggett, S. K. (1992). "Infrared colors of low-mass stars". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 82 (1), 351–394, 357. Bibcode:1992ApJS...82..351L. doi:10.1086/191720. 
  35. ^ Go to WayBackMachine INTERNET ARCHIVE. Enter http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html. Choose 20 August 2006 for ESO Press Release: "How Small are Small Stars Really?"
  36. ^ Zombeck, Martin V. (2007). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Third bas.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. s. 109. ISBN 0-521-78242-2. 
  37. ^ E. F., Guinan; Morgan, N. D. (1996). "Proxima Centauri: Rotation, Chromosperic Activity, and Flares". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 28, 942. Bibcode:1996BAAS...28S.942G. 
  38. ^ Wargelin, Bradford J.; Drake, Jeremy J. (2002). "Stringent X-Ray Constraints on Mass Loss from Proxima Centauri". The Astrophysical Journal. Cilt 578 (1), 503–514. Bibcode:2002ApJ...578..503W. doi:10.1086/342270. 
  39. ^ Stauffer, J. R.; Hartmann, L. W. (1986). "Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 61 (2), 531–568. Bibcode:1986ApJS...61..531S. doi:10.1086/191123. 
  40. ^ Cincunegui, C.; Díaz, R. F.; Mauas, P. J. D. (2007). "A possible activity cycle in Proxima Centauri". Astronomy and Astrophysics. Cilt 461 (3), 1107–1113. arXiv:astro-ph/0703514 $2. Bibcode:2007A&A...461.1107C. doi:10.1051/0004-6361:20066027. 
  41. ^ Wood, B. E.; Linsky, J. L.; Muller, H.-R.; Zank, G. P. (2000). "Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of Alpha Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyman-alpha Spectra". Astrophysical Journal. Cilt 537 (2), L49–L52. arXiv:astro-ph/0011153 $2. Bibcode:2000ApJ...537..304W. doi:10.1086/309026. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]