Proxima Centauri

Koordinat:Sky map 14sa 29d 42,9487s; -62º 40' 46,9487″
Vikipedi, özgür ansiklopedi
12.55, 28 Ağustos 2016 tarihinde Sae1962 (mesaj | katkılar) tarafından oluşturulmuş 17536050 numaralı sürüm
Proxima Centauri
Proxima Centauri konumu.
Gözlem verisi
Dönem J2000.0      Ekinoks J2000.0
TakımyıldızErboğa
Sağ açıklık (α)14sa 29d 42,9487s[1]
Dik açıklık (δ)−62° 40′ 46,141″[1]
Görünür büyüklük (V)11,05[1]
Sınıflandırma
Tayfsal sınıf
M5.5 Ve[1]
U−B renk ölçeği1,43[1]
B−V renk ölçeği1,90[1]
Değişen yıldız tipiParıltılı yıldız
Astrometri
Dikey hız ()−21,7 ± 1,8[2] km/s
Özdevinim (μ)RA: −3775.40[1] mys/y
Dec.: 769.33[1] mys/y
Iraklık açısı (π)768,7 ± 0,3[3] mys
Uzaklık4,243 ± 0,002 Iy
(1,3009 ± 0,0005 pc)
Mutlak büyüklük (V)15,49[4]
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 kütle çekimi (log g)5,20 ± 0,23[5] cgs
Sıcaklık3,042 ± 117[5] K
Dönüş süresi83,5 gün[7]
Dönüş hızı ()2,7 ± 0,3[8] km/s
Yaş4,85 milyar[9]
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 Şablon:Dıil ("(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. Ancak yörünge periyodu muhtemelen 500.000 yıldan fazladır.

Yıldızın yakınlığından dolayı Dünya'ya olan uzaklığı ve açısal çapı direkt olarak ölçülebilir.[9] Proxima Centauri'nin kütlesi yaklaşık bir Güneş kütlesi‘nin sekiz katı olup ortalama yoğunluğu Güneş'ten yaklaşık 40 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 kahverengi cüce veya süper kütleli gezegenlerin varlığı üzerine yapılan araştırmalar başarısız olmuştur.[17][18] Hassas dikey hız araştırmaları da yıldızın yaşanabilir bölge içinde Dev Dünyaların olamayacağını göstermiştir.[19] Daha küçük cisimlerin tespiti içinse 2018 yılında yapılması planlanan James Webb Uzay Teleskobu gibi yeni aletlerin kullanılması gerekmektedir.[20] Proxima Centauri bir kırmızı cüce ve parıltılı yıldız olduğu için yörüngesinde dönen bir gezegenin yaşam barındırma ihtimali şüphelidir.[21][22] Yine de yıldızın Dünya'ya olan yakınlığı sebebiyle yıldızlararası yolculuk için bir hedef olarak düşünülmüştür.[23]

Rasatı

1915 yılında Güney Afrika'daki Union Rasathanesi'nin müdürü İskoçyalı astronom Robert Innes, Alfa Centauri ile aynı özdevinime sahip bir yıldız keşfetti.[24][25][26][27] Proxima Centauri ismini önermiştir.[28] (aslında Proxima Centaurus).[29] 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.[30] 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.[25][28]

Proxima Centauri'nin de olduğu Güneş'e en yakın yıldızlar.[31]

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.[32][33] 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.[34] Proxima Centauri XMM - Newton ve Chandra dahil olmak üzere birçok X-ışını gözlemevinin araştırma konusu olmuştur.[35]

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.[36][37] 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.[38]

Özellikleri

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.[39] Yayılan ışımanın % 85'inden fazlası kızılötesi dalga boyundadır.[40]

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.[41] Anakol yıldızının ortalama yoğunluğu, kütlenin azalmasıyla artar.[42] 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.[35]

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.[35] Proxima Centauri'nin renk yuvarı aktiftir ve tayfı 280 nm dalga boyundaki tek başına iyonize olmuş magnezyumun güçlü bir salım hattını gösterir.[43] 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.[44] 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.[45] Aktivite düzeyinin de yaklaşık olarak 442 günlük bir süre ile değiştiği görünmektedir ve bu süre, 11 yıllık güneş döngüsünden daha kısdır.[46]

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.[47]

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

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

Kaynakça

Açıklayıcı bilgiler

  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. 

Kaynaklar

  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. ss. 634–659. doi:10.1051/0004-6361:20011330. Erişim tarihi: 2008-06-12.  Bilinmeyen parametre |coauthors= görmezden gelindi (yardım)
  3. ^ Benedict, G. Fritz, ve diğerleri. (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. 118 (2). ss. 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. ss. 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. ss. 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)
  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. ss. 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; ve diğerleri. (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. 116 (1). ss. 429–439. doi:10.1086/300420. Erişim tarihi: 2007-07-09. 
  8. ^ Torres, C. A. O.; ve diğerleri. (December 2006). "Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method". Astronomy and Astrophysics. 460 (3). ss. 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. 132 (5). ss. 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. 612 (2). ss. 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. 547 (1). ss. 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. ^ Kürster, M.; ve diğerleri. (1999). "Precise radial velocities of Proxima Centauri. Strong constraints on a substellar companion". Astronomy & Astrophysics Letters. Cilt 344. ss. L5–L8. arXiv:astro-ph/9903010 $2. Bibcode:1999A&A...344L...5K. 
  18. ^ Schroeder, Daniel J.; Golimowski, David A.; Brukardt, Ryan A.; Burrows, Christopher J.; Caldwell, John J.; Fastie, William G.; Ford, Holland C.; Hesman, Brigette; ve diğerleri. (2000). "A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2". The Astronomical Journal. 119 (2). ss. 906–922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227. 
  19. ^ Endl, M.; Kürster, M. (2008). "Toward detection of terrestrial planets in the habitable zone of our closest neighbor: Proxima Centauri". Astronomy and Astrophysics. 488 (3). ss. 1149–1153. arXiv:0807.1452 $2. Bibcode:2008A&A...488.11498 |bibcode= value kontrol edin (yardım). doi:10.1051/0004-6361:200810058.  Kaynak kaldırılmış |last-author-amp= parametresini kullanıyor (yardım)
  20. ^ Watanabe, Susan (18 Ekim 2006). "Planet-Finding by Numbers". NASA JPL. 17 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temuuz 2007.  Tarih değerini gözden geçirin: |accessdate= (yardım)
  21. ^ Tarter, Jill C., ve diğerleri. (2007). "A Reappraisal of The Habitability of Planets around M Dwarf Stars". Astrobiology. 7 (1). ss. 30–65. arXiv:astro-ph/0609799 $2. Bibcode:2007AsBio...7...30T. doi:10.1089/ast.2006.0124. PMID 17407403. 
  22. ^ Khodachenko, Maxim L., ve diğerleri. (2007). "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). ss. 167–184. Bibcode:2007AsBio...7..167K. doi:10.1089/ast.2006.0127. PMID 17407406. 
  23. ^ Gilster, Paul (2004). Centauri Dreams: Imagining and Planning. Springer. ISBN 0-387-00436-X. 
  24. ^ Circular No. 30, 1915, October 12, of the Union Observatory (Proxima Centauri discovery paper).)
  25. ^ a b Glass, I. S. (July 2007). "The Discovery of the Nearest Star". African Skies. Cilt 11. s. 39. Bibcode:2007AfrSk..11...39G. 
  26. ^ Glass, I.S. (2008). Proxima, the Nearest Star (other than the Sun). Cape Town: Mons Mensa. 
  27. ^ 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?".
  28. ^ a b Alden, Harold L. (1928). "Alpha and Proxima Centauri". Astronomical Journal. 39 (913). ss. 20–23. Bibcode:1928AJ.....39...20A. doi:10.1086/104871. 
  29. ^ Circular No. 40, 1917, September 3, of the Union Observatory
  30. ^ 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. ss. 650–651. Bibcode:1917MNRAS..77..650V. 
  31. ^ 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. 
  32. ^ Shapley, Harlow (1951). "Proxima Centauri as a Flare Star". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 37 (1). ss. 15–18. Bibcode:1951PNAS...37...15S. doi:10.1073/pnas.37.1.15. PMC 1063292 $2. PMID 16588985. 
  33. ^ Kroupa, Pavel; Burman, R. R.; Blair, D. G. (1989). "Photometric observations of flares on Proxima Centauri". PASA. 8 (2). ss. 119–122. Bibcode:1989PASAu...8..119K. 
  34. ^ 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. 268 (5215). ss. 1327–1329. Bibcode:1995Sci...268.1327H. doi:10.1126/science.268.5215.1327. PMID 17778978. 
  35. ^ 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. 416 (2). ss. 713–732. arXiv:astro-ph/0312297 $2. Bibcode:2004A&A...416..713G. doi:10.1051/0004-6361:20031471. 
  36. ^ "Proxima Centauri UV Flux Distribution". ESA/Laboratory for Space Astrophysics and Theoretical Physics. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: July 11, 2007. 
  37. ^ Kaler, Jim. "Rigil Kentaurus". University of Illinois. 16 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: August 3, 2008. 
  38. ^ 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. 
  39. ^ Binney, James; Scott Tremaine (1987). Galactic Dynamics. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. s. 8. ISBN 0-691-08445-9. 
  40. ^ Leggett, S. K. (1992). "Infrared colors of low-mass stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 82 (1). ss. 351–394, 357. Bibcode:1992ApJS...82..351L. doi:10.1086/191720. 
  41. ^ 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?"
  42. ^ Zombeck, Martin V. (2007). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Third bas.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. s. 109. ISBN 0-521-78242-2. 
  43. ^ E. F., Guinan; Morgan, N. D. (1996). "Proxima Centauri: Rotation, Chromosperic Activity, and Flares". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 28. s. 942. Bibcode:1996BAAS...28S.942G. 
  44. ^ Wargelin, Bradford J.; Drake, Jeremy J. (2002). "Stringent X-Ray Constraints on Mass Loss from Proxima Centauri". The Astrophysical Journal. 578 (1). ss. 503–514. Bibcode:2002ApJ...578..503W. doi:10.1086/342270. 
  45. ^ Stauffer, J. R.; Hartmann, L. W. (1986). "Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs". Astrophysical Journal Supplement Series. 61 (2). ss. 531–568. Bibcode:1986ApJS...61..531S. doi:10.1086/191123. 
  46. ^ Cincunegui, C.; Díaz, R. F.; Mauas, P. J. D. (2007). "A possible activity cycle in Proxima Centauri". Astronomy and Astrophysics. 461 (3). ss. 1107–1113. arXiv:astro-ph/0703514 $2. Bibcode:2007A&A...461.1107C. doi:10.1051/0004-6361:20066027. 
  47. ^ 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. 537 (2). ss. L49–L52. arXiv:astro-ph/0011153 $2. Bibcode:2000ApJ...537..304W. doi:10.1086/309026. 

Dış bağlantılar

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Proxima_Centauri&oldid=17536050" sayfasından alınmıştır