プロキシマ・ケンタウリのソースを表示

{{Sky|14|29|53|-|62|41|00|400000000}}
{{天体 基本
| 幅 = 355px
| 色 = 恒星
| 和名 = プロキシマ・ケンタウリ
| 英名 = [[:en:Proxima Centauri|Proxima Centauri]]
| 画像ファイル = New shot of Proxima Centauri, our nearest neighbour.jpg
| 画像サイズ = 250px
| 画像説明 = [[ハッブル宇宙望遠鏡]]で撮影されたプロキシマ・ケンタウリ
| 仮符号・別名 = ケンタウルス座&alpha;星C{{R|simbad}}
| 星座 = [[ケンタウルス座]]
| 視等級 = 11.13{{R|simbad}}
| 視直径 = 
| 変光星型 = [[閃光星]] (UV){{R|GCVS}}
| 分類 = [[赤色矮星]]
| 軌道の種類 = 
}}
{{天体 発見
| 色 = 恒星
| 発見年 = [[1915年]]
| 発見者 = [[ロバート・イネス]]
| 発見方法 = 直接観測
}}
{{天体 位置
| 色 = 恒星
| 元期 = [[J2000.0]]{{R|simbad}}
| 赤経 = {{RA|14|29|42.9461331854}}{{R|Gaia2020}}
| 赤緯 = {{DEC|-62|40|46.164680672}}{{R|Gaia2020}}
| 視線速度 =
| 赤方偏移 =
| 固有運動 = [[赤経]]: -3781.741 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|Gaia2020}}<br/>[[赤緯]]: 769.465 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|Gaia2020}}
| parallax = 768.0665
| p_error = 0.0499
| parallax_footnote = {{R|Gaia2020}}
| 絶対等級2 = 15.5570
}}
{{天体 見出し
| 色 = 恒星
| 見出し = ケンタウルス座&alpha;星に対する軌道要素
}}
{{天体 軌道
| 色 = 恒星
| 元期 = 
| 軌道の種類 = 周回軌道 
| 平均距離 = 
| 平均距離対象 = 
| 軌道長半径 = 8,000{{+-|700|400}} [[天文単位|au]]{{R|Kervella2017}}
| 近点距離 = 4,300{{+-|1,100|900}} au{{R|Kervella2017}}
| 遠点距離 = 13,000{{+-|300|100}} au{{R|Kervella2017}}
| 離心率 = 0.50{{+-|0.08|0.09}}{{R|Kervella2017}}
| 公転周期 = 547,000{{+-|66,000|40,000}} [[年]]{{R|Kervella2017}}
| 平均軌道速度 = 
| 軌道傾斜角 = 107.6{{+-|1.8|2.0}}[[度 (角度)|&deg;]]{{R|Kervella2017}}
| 近点引数 = 72.3{{+-|8.7|6.6}}&deg;{{R|Kervella2017}}
| 昇交点黄経 = 126 ± 5&deg;{{R|Kervella2017}}
| 平均近点角 = 
| 前回近点通過 = 
| 次回近点通過 = 
| 準振幅 = 
}}
{{天体 物理
| 色 = 恒星
| 直径 =
| 半径 = 0.1542 ± 0.0045 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]{{R|Kervella2017}}
| 表面積 =
| 体積 =
| 質量 = 0.1221 ± 0.0022 [[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]{{R|Kervella2017}}
| 平均密度 = 
| 表面重力 = (log g) 5.20 ± 0.03{{R|Ségransan2003}}
| 脱出速度 = 
| 自転速度 = < 0.1 km/s{{R|Collins2016}}
| 自転周期 = 82.6 ± 0.1 [[日]]{{R|Collins2016}}
| スペクトル分類 = M5.5Ve{{R|simbad}}
| 光度 = 
| 赤道傾斜角 =
| 表面温度 = 3,042 ± 117 [[ケルビン|K]]{{R|Ségransan2003}}
| 最小表面温度 = 
| 平均表面温度 = 
| 最大表面温度 = 
| 可視光明度 = 0.000056 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]
| 全波長明度 = 0.0017 ''L''<sub>☉</sub>{{R|lbol}}
| 色指数_BV = 1.82{{R|simbad}}
| 色指数_UB = 1.26{{R|simbad}}
| 色指数_VI =
| 金属量 = 0.21{{R|Schlaufman2010}}
| 年齢 = 48.5億年{{R|ESO}}
| 大気圧 = 
}}
{{天体 別名称
| 色 = 恒星
| 別名称 = ケンタウルス座V645星{{R|simbad}}<br/>CCDM J14396-6050C<br />GCTP 3278.00<br />[[ヒッパルコスカタログ|HIP]] 70890{{R|simbad}}<br />[[グリーゼ近傍恒星カタログ|GJ]] 551<br/>[[星表#固有運動カタログ|LTT]] 5721{{R|simbad}}
}}
{{天体 終了
| 色 = 恒星
}}
'''プロキシマ・ケンタウリ''' ({{Lang-en|Proxima Centauri}}) は、[[ケンタウルス座]]の方向に4.246[[光年]]<ref name="注dist" group="注"/>離れた位置にある[[赤色矮星]]である。[[太陽系]]に[[近い恒星の一覧|最も近い恒星]]（太陽の次に[[地球]]に近い[[恒星]]）として知られている{{R|nasa20000208}}<ref>{{cite web|first=Paul|last=Glister|date=2010-09-01|url=http://www.centauri-dreams.org/?p=14203|title=Into the interstellar void|publisher=Centauri Dreams|accessdate=2016-08-26}}</ref>。

== 概要 ==
[[1915年]]に[[ロバート・イネス]]によって発見された{{R|ESO}}。[[見かけの等級|視等級]]は約11等で、地球からの[[肉眼]]での観測は不可能である。

この星は[[ケンタウルス座アルファ星|ケンタウルス座&alpha;星]]系で&alpha;星A、&alpha;星Bに次いで3番目に大きな[[恒星]]であり、&alpha;星Aから15,000±700 [[天文単位|au]]<ref name="apj132"/> も離れた距離を、50万年以上の周期で公転していると考えられている。

[[直径]]は太陽の約7分の1であるが、質量は8分の1ほどあるため、平均[[密度]]は太陽の40倍にもなる{{R|group="注"|注3}}。また、地球に近いことから、地球から[[角直径]]を直接測定することができる (後述)。

プロキシマ・ケンタウリは非常に暗いが、[[閃光星|くじら座UV型変光星]]であるため、磁気活動によって不規則に明るさが変化する<ref name="apj612"/>。[[磁場]]は恒星内部の[[対流]]によって生じており、フレア活動によって太陽とほぼ同じ程度の[[X線]]が生じている<ref name="apj547"/>。対流による恒星核の核融合燃料の混合と、エネルギー産生の相対的な低さの結果として、今後プロキシマ・ケンタウリは現在の[[宇宙の年齢]]の約300倍に及ぶ4兆年もの間、[[主系列星]]の状態を続けるものと考えられている{{R|Adams}}<ref name="DunkleyKomatsu2009"/>。

[[2016年]][[8月24日]]に[[ヨーロッパ南天天文台]] (ESO)は、プロキシマ・ケンタウリを公転する惑星[[プロキシマ・ケンタウリb]]を発見したと発表した{{R|Guillem2016}}<ref>{{cite web|title=Planet found in habitable zone around nearest star|url=https://www.eso.org/public/news/eso1629/|date=2016-08-24|publisher=[[ヨーロッパ南天天文台]]|accessdate=2016-08-26}}</ref><ref>{{cite web|title=A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri|url=https://www.nature.com/articles/nature19106|date=2016-08-24|publisher=[[ネイチャー|Nature]]|accessdate=2016-08-26}}</ref><ref name="Space.com">{{Cite web|title=Found! Potentially Earth-like planet at Proxima Centauri is closest ever|url=http://www.space.com/33834-discovery-of-planet-proxima-b.html|date=2016-08-24|publisher=[[Space.com]]|accessdate=2016-08-26|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160825231618/http://www.space.com/33834-discovery-of-planet-proxima-b.html|archivedate=2016-08-25|url-status=dead|url-status-date=2017-09}}</ref>。プロキシマ・ケンタウリから0.05au（約750万km）の距離を11.2日で公転しており、推定される[[下限質量]]は地球の1.3倍とされている。また、プロキシマ・ケンタウリbはプロキシマ・ケンタウリの[[ハビタブルゾーン]]内を公転していて、表面上に[[液体]]の[[水]]を有する可能性がある{{R|Guillem2016}}<ref name="NYT-20160824">{{cite news|last=Chang|first=Kenneth|title=One star over, a planet that might be another Earth |url=https://www.nytimes.com/2016/08/25/science/earth-planet-proxima-centauri.html|date=2016-08-24|work=[[ニューヨーク・タイムズ]]|accessdate=2016-08-26}}</ref><ref name="telegraph20160824">{{cite web|last1=Knapton|first1=Sarah|title=Proxima b: Alien life could exist on 'second Earth' found orbiting our nearest star in Alpha Centauri system|url=http://www.telegraph.co.uk/science/2016/08/24/proxima-b-alien-life-could-exist-on-second-earth-found-orbiting/|website=[[The Daily Telegraph|The Telegraph]]|publisher=[[Telegraph Media Group]]|accessdate=2016-08-26|date=2016-08-24}}</ref>。

以前、プロキシマ・ケンタウリを公転している[[褐色矮星]]や巨大[[惑星]]が存在するかを確かめるために、何度も探査が行われてきたが失敗に終わっている<ref name="aaal344"/><ref name="apj119"/>。精密な[[ドップラー分光法]]による観測でもハビタブルゾーン内に[[スーパー・アース]]サイズの惑星が存在する可能性は除外されている{{R|Endl2008}}{{R|group="注"|注4|}}。さらに小型の天体を見つけるためにはさらに精密な観測機器が必要であり、2021年に打ち上げた[[ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡]]で観測を行う事を予定している<ref name="numbers">{{cite web|last=Watanabe|first=Susan|date=2016-10-18|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1209|title=Planet-Finding by Numbers|publisher=[[ジェット推進研究所]]|accessdate=2016-08-26}}</ref>{{信頼性要検証|date=2016-08-26}}。しかし、プロキシマ・ケンタウリは[[閃光星]]であるため、惑星があってもその表面に生命が存在できるかについては議論が続いている<ref name="tarter"/><ref name="Khodachenko"/>。それにも関わらず、地球から近いということもあって、しばしば[[恒星間航行]]の目的地として挙げられる<ref name="gilster">{{cite book|first=Paul|last=Gilster|year=2004|title=Centauri dreams: imagining and planning|publisher=Springer|isbn=0-387-00436-X}}</ref>。実際にプロキシマ・ケンタウリまで{{仮リンク|スターチップ|en|StarChip (spacecraft)}}を使って航行するという[[ブレークスルー・スターショット|スターショット計画]]の構想も練られている<ref name="NYT-20160824" />。

== 観測 ==
1915年、ロバート・イネスは[[南アフリカ連邦]]の[[ヨハネスブルク]]にある[[ユニオン天文台]]で、ケンタウルス座&alpha;星と同じ[[固有運動]]を持つ恒星を発見した<ref name="Innes1915">[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1915CiUO...30..235I/abstract Circular No. 30, 1915, October 12, of the Union Observatory (Proxima Centauri discovery paper).)]</ref><ref name="afrsky11_39">{{cite journal|last=Glass|first=I. S.|date=July 2007|title=The discovery of the nearest star|journal=[[African Skies (journal)|African Skies]]|volume=11|page=39|bibcode=2007AfrSk..11...39G}}</ref><ref name="Glass_2008">{{cite book|first=I.S.|last=Glass|year=2008|title=Proxima, the nearest star (other than the Sun)|publisher=Mons Mensa|location=Cape Town|url=http://www.saao.ac.za/~isg/proxima.html}}</ref><ref>Go to [https://archive.org/web/web.php WayBackMachine] INTERNET ARCHIVE.  Enter <nowiki>http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html</nowiki>. Choose 20 August 2006 for ''ESO Press Release'': "How Small are Small Stars Really?".</ref>。[[1917年]]、[[ケープタウン]]の{{仮リンク|喜望峰王立天文台|en|Royal Observatory, Cape of Good Hope}}で、[[オランダ]]の天文学者{{仮リンク|ヨアン・フォウテ|en|Joan Voûte}}は、プロキシマ・ケンタウリの[[年周視差]]を0.755 ± 0.028秒と計測し、太陽からの距離がケンタウルス座&alpha;星とほぼ同じであるとした。また同時に、その当時発見されていた恒星の中で最も暗いことが分かった<ref name="Voûte1917">{{cite journal|last=Voûte|first=J.|title=A 13th magnitude star in Centaurus with the same parallax as α Centauri|journal=[[王立天文学会月報|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|year=1917|volume=77|pages=650–651|bibcode=1917MNRAS..77..650V|doi=10.1093/mnras/77.9.650}}</ref>。[[1928年]]、[[アメリカ合衆国|アメリカ]]の天文学者[[ハロルド・アルデン]]は、さらに正確にプロキシマ・ケンタウリの年周視差を計測した。その結果、フォウテとほぼ同じ0.783 ± 0.005秒という結果が得られた<ref name="afrsky11_39"/><ref name="aj39_913_20"/>。

[[File:PIA18003-NASA-WISE-StarsNearSun-20140425-2.png|thumb|220px|left|プロキシマ・ケンタウリを含めた、太陽に近い恒星の位置（[[2014年]][[4月25日]]時点）<ref name="NASA-20140425a">{{cite web|last1=Clavin|first1=Whitney|last2=Harrington|first2=J.D.|title=NASA's Spitzer and WISE telescopes find close, cold neighbor of Sun|url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425/|date=2014-04-25|work=[[NASA]]|deadurl=no|archivedate=2014-04-25|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140426004939/http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425|accessdate=2016-08-26}}</ref>]]

[[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[[閃光星]]である事を発表した。また、過去に撮影された画像のうち約8%に検出可能な増光が確認され、当時知られていた閃光星の中で、最も活動が活発である事が分かった<ref>{{cite journal|last=Shapley|first=Harlow|title=Proxima Centauri as a flare star|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America|year=1951|volume=37|issue=1|pages=15–18|doi=10.1073/pnas.37.1.15|pmid=16588985|bibcode=1951PNAS...37...15S|pmc=1063292 }}</ref><ref>{{cite journal|last=Kroupa|first=Pavel|last2=Burman|first2=R. R.|last3=Blair|first3=D. G.|title=Photometric observations of flares on Proxima Centauri|journal=PASA|year=1989|volume=8|issue=2|pages=119–122|bibcode=1989PASAu...8..119K}}</ref>。[[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。恒星活動は観測衛星[[EXOSAT]]、[[ROSAT]]でも観測され、[[1995年]]には日本のX線観測衛星[[あすか (人工衛星)|あすか]]の観測対象にも選ばれた<ref>{{cite journal|last=Haisch|first=Bernhard|last2=Antunes|first2=A.|last3=Schmitt|first3=J. H. M. M.|title=Solar-like M-class X-ray flares on Proxima Centauri observed by the ASCA satellite|journal=Science|year=1995|volume=268|issue=5215|pages=1327–1329|doi=10.1126/science.268.5215.1327|pmid=17778978 |bibcode = 1995Sci...268.1327H}}</ref>。

プロキシマ・ケンタウリは南半球で観測できるが、[[北緯]]27度以北では見る事ができない{{R|group="注"|注5}}。視等級が11等級の暗い赤色矮星である為、肉眼では観測できない。観測するには極めて暗い夜空で口径8cm以上の[[望遠鏡]]を用意する必要がある<ref>{{cite book|last=Sherrod|first=P. Clay |last2=Koed|first2=Thomas L.|year=2003|title=A complete manual of amateur astronomy: tools and techniques for astronomical observations|publisher=Courier Dover Publications|isbn=0-486-42820-6 }}</ref>。仮にケンタウルス座&alpha;星ABから見るとプロキシマ・ケンタウリは5等級の恒星として見えるとされている<ref>{{cite web|url=http://sdc.cab.inta-csic.es/ines/Ines_PCentre/Demos/Fluxdist/pcentauri.html|title=Proxima Centauri UV flux distribution|publisher=ESA/Laboratory for Space Astrophysics and Theoretical Physics|accessdate=2016-08-26}}</ref><ref>{{cite web|first=Jim|last=Kaler|title=Rigil Kentaurus|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/rigil-kent.html|publisher=University of Illinois|accessdate=2016-08-26}}</ref>。

2018年、観測史上最強の[[太陽フレア|スーパーフレア]]がプロキシマ・ケンタウリで観測されたと発表された。このフレアにより光度は約68倍大きくなり、視等級は6.8等級にまで明るくなった。同様のフレアは年間に約5回程度、発生していると考えられているが、こうしたフレアは数分間という短時間しか継続しないため、それまで観測されたことがなかった<ref>{{cite journal|last=Howard|first=Ward S.|last2=Tilley|first2=Matt A.|lastv3=Corbett|first3=Hank|last4=Youngblood|first4=Allison|last5=Loyd|first5=R. O. Parke|last6=Ratzloff|first6=Jeffrey K.|last7=Law|first7=Nicholas M.|last8=Fors|first8=Octavi|last9=Del Ser|first9=Daniel|last10=Shkolnik|first10=Evgenya L.|last11=Ziegler|first11=Carl|last12=Goeke |first12=Erin E.|last13=Pietraallo|first13=Aaron D.|last14=Haislip|first14=Joshua|title=The First Naked-eye Superflare Detected from Proxima Centauri|year=2018|journal=The Astrophysical Journal|volume=860|issue=2|pages=L30|doi=10.3847/2041-8213/aacaf3|bibcode=2018ApJ...860L..30H|arxiv=1804.02001}}</ref>。

== 特徴 ==
{{Planetary radius
| align = 
| base = Sun
| Exoplanet = プロキシマ・ケンタウリ
| radius = 14
}}
プロキシマ・ケンタウリは[[ヘルツシュプルング・ラッセル図]]（HR図）上では赤色矮星であるM6Veに属する。M6Veは同じM型星の中でも、低質量の方であることを表す{{R|ESO}}。地球から10パーセク（32.6光年）離れた位置にあると想定した場合の明るさを表す[[絶対等級]]は15.5である<ref>{{cite journal|last=Kamper|first=K. W.|author2=Wesselink, A. J.|title=Alpha and Proxima Centauri|journal=Astronomical Journal|date=1978|volume=83|pages=1653–1659|doi=10.1086/112378|bibcode=1978AJ.....83.1653K}}</ref>。全波長での光度は太陽の0.17%である{{R|lbol}}。しかし、その85%以上は[[赤外線]]であり<ref>{{cite journal|last=Leggett|first=S. K.|title=Infrared colors of low-mass stars|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|year=1992|volume=82|issue=1|pages=351–394, 357|doi=10.1086/191720|bibcode=1992ApJS...82..351L }}</ref>、目に見える[[可視光]]での明るさは太陽の0.0056%しかない<ref>{{cite book|last=Binney|first=James|author2=Scott Tremaine|title=Galactic dynamics|publisher=Princeton University Press|location=Princeton, New Jersey|year=1987|isbn=0-691-08445-9|page=8}}</ref>。

{{multiple image
| align     = right
| direction = vertical
| width     = 280
| image1    = Alpha centauri size.png
| caption1  = プロキシマ・ケンタウリ（右上）とケンタウルス座&alpha;星A（左上）、B（右下）、[[太陽]]（左下）との大きさの比較
| image2    = Alpha, Beta and Proxima Centauri (1).jpg
| caption2  = ケンタウルス座の2つの1等星の写真。左の恒星が&alpha;星、右は[[ケンタウルス座ベータ星|&beta;星]]。&alpha;星の右下にある赤円にプロキシマ・ケンタウリがある。
}}

[[2002年]]、[[超大型望遠鏡VLT|VLTI]]が光[[干渉法]]を用いてプロキシマ・ケンタウリの角直径を計測したところ、1.02±0.08ミリ秒角と判明した。地球からの距離が正確に知られているので、実際の直径は太陽の約7分の1、[[木星]]の1.5倍と計算できる。質量は[[太陽質量]]の12.3%、[[木星質量]]の約129倍である<ref>Go to [https://archive.org/web/web.php WayBackMachine] INTERNET ARCHIVE.  Enter <nowiki>http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html</nowiki>. Choose 20 August 2006 for ''ESO Press Release'': "How Small are Small Stars Really?"</ref>。恒星は質量が減少すると、[[密度]]が上がる傾向がある<ref>{{cite book|first=Martin V.|last=Zombeck|year=2007|title=Handbook of space astronomy and astrophysics|publisher=Cambridge University Press|edition=Third|pages=109|location=Cambridge, UK|isbn=0-521-78242-2 }}</ref>。プロキシマ・ケンタウリも例外ではなく、太陽の1.411[[グラム毎立方センチメートル|g/cm<sup>3</sup>]]と比べて、約40倍の56.8 g/cm<sup>3</sup>の密度を持つ<ref name="注3" group="注"/>。プロキシマ・ケンタウリは、1回自転するのに83.5日かかる{{R|Benedict1998}}。質量が小さいため、恒星の内部は完全に[[対流層|対流]]的であり、[[放射層|放射過程]]を通じてではなくプラズマの物理的な動きによってエネルギーを外部に伝達させている。この対流は、水素の[[核融合反応#核融合の種類|熱核融合]]から残されたヘリウムが核に蓄積されず、恒星内を循環することを意味している。主系列星の段階を終える前に全水素供給量の約10%しか燃やさ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を終えるまでにほぼ全ての水素を燃料として消費するとされている{{R|Adams}}。

対流は[[磁場]]の発生と持続に関連している。この磁場からの磁場エネルギーは恒星全体の光度を一時的に高める[[太陽フレア|フレア]]を通じて放出される。これらのフレアは恒星自体と同等の大きさにまで大きくなり、温度が2,700万Kに達することがある{{R|Guedel2004}}。これは[[X線]]を放出するのに十分な温度である<ref>{{cite web|author=Staff|url=https://chandra.harvard.edu/photo/2004/proxima/|title=Proxima Centauri: the nearest star to the Sun|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date=2006-08-30|accessdate=2019-04-14}}</ref>。実際に、プロキシマ・ケンタウリの静止X線光度は約4～16{{e|26}} [[エルグ|erg]]/s（約4～16{{e|19}} [[ワット (単位)|W]]）で、これはプロキシマ・ケンタウリよりも遥かに大きな太陽とほぼ等しい。最も大きなフレアが発生した際のX線光度のピークは10<sup>28</sup> erg/s（10<sup>21</sup> W）に達することもある{{R|Guedel2004}}。

プロキシマ・ケンタウリの[[彩層]]は活動が活発で、プロキシマ・ケンタウリの[[スペクトル]]には波長の長さ280[[ナノメートル|nm]]のイオン[[マグネシウム]]の[[スペクトル線]]が見られる<ref>{{cite journal|first=Guinan|last=E. F.|last2=Morgan|first2=N. D.|title=Proxima Centauri: rotation, chromospheric activity, and flares|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|year=1996|volume=28|pages=942|bibcode=1996BAAS...28S.942G}}</ref>。プロキシマ・ケンタウリの表面の約88%が太陽よりも活発である可能性があり、[[太陽活動周期]]と同じように、恒星活動の強弱が繰り返されると考えられている。しかし、活動極小期でも[[コロナ]]の温度は、200万Kである太陽と比べて、350万Kにもなる<ref>{{cite journal|last=Wargelin|first=Bradford J.|author2=Drake, Jeremy J.|title=Stringent X-ray constraints on mass loss from Proxima Centauri|journal=The Astrophysical Journal|year=2002|volume=578|issue=1|pages=503–514|doi=10.1086/342270|bibcode=2002ApJ...578..503W}}</ref>。しかし、プロキシマ・ケンタウリの恒星活動は他の赤色矮星と比較すると小規模である{{R|apj547}}。赤色矮星は時間が経つにつれて、自転速度が低下して活動が衰えるとされているため<ref>{{cite journal|last=Stauffer|first=J. R.|author2=Hartmann, L. W.|title=Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|year=1986|volume=61|issue=2|pages=531–568|bibcode=1986ApJS...61..531S|doi=10.1086/191123}}</ref>、誕生から約48億5000万年が経過したプロキシマ・ケンタウリは自転周期が83.5日まで遅くなったとされている{{R|ESO}}。太陽は11年周期で活動の強弱を繰り返しているが、プロキシマ・ケンタウリは約442日周期で活動の強弱を繰り返している<ref>{{cite journal|author=Cincunegui, C.|author2=Díaz, R. F.|author3=Mauas, P. J. D.|title=A possible activity cycle in Proxima Centauri|journal=Astronomy and Astrophysics|date=2007|volume=461|issue=3|pages=1107–1113|doi=10.1051/0004-6361:20066027|bibcode=2007A&A...461.1107C|arxiv=astro-ph/0703514}}</ref>。

観測に最も合致するモデルによると、プロキシマ・ケンタウリの[[恒星風]]は、太陽の約20%という上限値が得られている。この上限値に従えば、プロキシマ・ケンタウリは太陽より小さいため、面積換算で太陽の8倍の量の恒星風を放出している事になる<ref>{{cite journal|last=Wood|first=B. E.|author2=Linsky, J. L.|author3=Muller, H.-R.|author4= Zank, G. P.|title=Observational estimates for the mass-loss rates of Alpha Centauri and Proxima Centauri using Hubble Space Telescope Lyman-alpha spectra|journal=Astrophysical Journal|date=2000|volume=537|issue=2|pages=L49–L52|arxiv=astro-ph/0011153|doi=10.1086/309026|bibcode=2000ApJ...537..304W}}</ref>。

プロキシマ・ケンタウリ程度の質量を持つ恒星は、前述のとおり、核融合反応が非常に遅いため、約4兆年輝き続ける。反応が続くにつれて、晩期には赤から青く見える[[青色矮星 (赤色矮星の進化段階)|青色矮星]]になり、その後、[[赤色巨星]]へとはならずに、そのまま[[白色矮星]]になるとされている{{R|Adams}}。

=== 距離と運動 ===
[[ファイル:Orbital plot of Proxima Centauri.jpg|225px|thumb|left|現在の地球から見たプロキシマ・ケンタウリの軌道<ref>{{cite web |url=https://www.eso.org/public/announcements/ann16089/|title=Orbit of Proxima Centauri Determined After 100 Years |publisher=European Southern Observatory|first=Peter|last=Grimley|date=2016-12-22|accessdate=2019-04-14}}</ref>]]
位置天文衛星[[ヒッパルコス (人工衛星)|ヒッパルコス]]で計測されたプロキシマ・ケンタウリの[[年周視差]]768.7 ± 0.3ミリ秒という観測結果を基づいて<ref>{{citation|last1=Perryman|first1=M. A. C.|last2=Lindegren|first2=L.|last3=Kovalevsky|first3=J.|title=The Hipparcos catalogue|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=323|date=July 1997|pages=L49–L52|bibcode=1997A&A...323L..49P}}</ref>、[[ハッブル宇宙望遠鏡]]の{{仮リンク|ファイン・ガイダンズ・センサー|en|Fine Guidance Sensor}}が観測を行った結果、プロキシマ・ケンタウリは太陽から約4.24光年離れた位置にあると計測された<ref>{{cite journal|author=Benedict|title=Interferometric astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star using Hubble Space Telescope fine guidance sensor 3: detection limits for substellar companions|journal=The Astronomical Journal|year=1999|volume=118|issue=2|pages=1086–1100|doi=10.1086/300975|bibcode=1999astro.ph..5318B |arxiv = astro-ph/9905318|name-list-format=vanc|author2=G. Fritz|display-authors=2|last3=Chappell|first3=D. W.|last4=Nelan|first4=E.|last5=Jefferys|first5=W. H.|last6=Van Altena|first6=W.|last7=Lee|first7=J.|last8=Cornell|first8=D.|last9=Shelus|first9=P. J.}}</ref>。また{{仮リンク|RECONS|en|RECONS}}の観測結果では、年周視差768.13ミリ秒、距離4.25光年、地球から見たケンタウルス座&alpha;星からの角距離は2.18度とされた<ref name="apj121">{{cite journal|author=Kirkpatrick|title=Brown dwarf companions to G-type stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C|journal=The Astronomical Journal|date=1999|volume=121|issue=6|pages=3235–3253|arxiv=astro-ph/0103218|doi=10.1086/321085|bibcode=2001AJ....121.3235K|name-list-format=vanc|author2=J. Davy|display-authors=2|last3=Monet|first3=David G.|last4=Reid|first4=I. Neill|last5=Gizis|first5=John E.|last6=Liebert|first6=James|last7=Burgasser|first7=Adam J.}}</ref>。これは、[[満月]]4個分に相当する角距離である<ref>{{cite web|last=Williams|first=D. R.|date=2006-02-10|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html|title=Moon fact sheet|publisher=NASA|accessdate=2016-08-28}}</ref>。プロキシマ・ケンタウリは年間3.85秒角移動しており<ref>{{cite conference|last=Benedict|first=G. F.|display-authors=etal|title =Astrometric stability and precision of fine guidance sensor #3: the parallax and proper motion of Proxima Centauri|work=Proceedings of the HST calibration workshop|pages=380–384|url=http://clyde.as.utexas.edu/SpAstNEW/Papers_in_pdf/%7BBen93%7DEarlyProx.pdf|format=PDF|accessdate=2016-08-28}}</ref>、[[視線速度]]は-22.4&nbsp;km/sである。

[[ファイル:Near-stars-past-future-ja.svg|thumb|350px|過去2万年から今後8万年までの、推測される近隣の恒星との距離の変化を表したグラフ。唯一、水平になっている黄色の破線が現在のプロキシマ・ケンタウリとの距離である。]]

現在、知られている恒星の中で、プロキシマ・ケンタウリは約25,000年前から約32,000年後までは太陽に最も近い恒星である。それ以降はケンタウルス座&alpha;星A・&alpha;星Bの方が太陽に近くなる。[[2001年]]、J. García-Sánchezらは観測結果から、約26,700年後には、プロキシマ・ケンタウリは太陽から3.11光年まで接近するだろうと予測した<ref>{{cite journal|last=García-Sánchez|first=J.|author2=Weissman, P. R.|author3=Preston, R. A.|author4=Jones, D. L.|author5=Lestrade, J.-F.|author6=Latham, D. W.|author7=Stefanik, R. P.|author8= Paredes, J. M|title=Stellar encounters with the solar system|journal=Astronomy and Astrophysics|date=2001|volume=379|issue=2|pages=634–659|doi=10.1051/0004-6361:20011330|bibcode=2001A&A...379..634G }}</ref>。また、[[2010年]]には、約27,400年後に最接近して、約2.9光年まで近づく可能性をV. V. Bobylevが示した<ref>{{cite journal|last=Bobylev|first=V. V.|date=March 2010|title=Searching for stars closely encountering with the solar system|journal=Astronomy Letters|volume=36|issue=3|pages=220–226|doi=10.1134/S1063773710030060|bibcode=2010AstL...36..220B|arxiv=1003.2160}}</ref>。一方で、[[2014年]]にC. A. L. Bailer-Jonesらは、プロキシマ・ケンタウリが太陽に最接近するのは26,710年後で、その時の距離は3.07光年であると発表した<ref>{{cite journal|title=Close encounters of the stellar kind|last1=Bailer-Jones|first1=C. A. L.|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=575|id=A35|pages=13|date=March 2015|doi=10.1051/0004-6361/201425221|bibcode=2015A&A...575A..35B|arxiv=1412.3648}}</ref>。プロキシマ・ケンタウリは[[銀河核]]を[[軌道離心率]]0.07で公転しており、銀河核からの距離は8.3キロパーセクから9.5キロパーセクと変化する<ref>{{cite journal|last=Allen|first=C.|last2=Herrera|first2=M. A.|title=The galactic orbits of nearby UV Ceti stars|journal=Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisical|year=1998|volume=34|pages=37–46|bibcode=1998RMxAA..34...37A}}</ref>。

プロキシマ・ケンタウリは、地球との近さから、しばしば[[恒星間航行]]の目的地として挙げられる。宇宙船に[[重力加速度]]と同等の等加速度運動が恒常的に可能であれば、速度だけならば減速を考慮しても約6年、10分の1の0.1Gでも減速込で約14年で到達可能となる。しかし、[[ボイジャー1号]] (17.3&nbsp;km/s) のような等速度運動では数万年単位（ボイジャー1号の場合は7.3万年以上）の年月を要する距離であり、[[21世紀]]初頭の技術で到達するには人間個人の時間スケールで考えれば膨大な時間が必要となる。

プロキシマ・ケンタウリは発見後、本当にケンタウルス座&alpha;星系を周回する恒星なのかについて議論が繰り返されてきていた。&alpha;星A・&alpha;星Bからの距離は0.21光年 (15,000 ± 700 au)<ref name="apj132"/> しかなく、[[公転周期]]が50万年以上なら、ケンタウルス座&alpha;星系の伴星である可能性も残されていた。現在では、プロキシマ・ケンタウリと&alpha;星A・&alpha;星Bが水平に動いて見えるのは単なる偶然だとする確率は100万分の1とされている<ref>{{cite journal|last=Matthews|first=Robert|last2=Gilmore|first2=Gerard|title=Is Proxima really in orbit about Alpha CEN A/B?|journal=MNRAS|volume=261|pages=L5|date=1993|bibcode=1993MNRAS.261L...5M|doi=10.1093/mnras/261.1.l5}}</ref>。観測衛星ヒッパルコスと地上からの観測結果を組み合わせたところ、プロキシマ・ケンタウリはケンタウルス座&alpha;星系を公転している事を示唆する結果が得られた。仮にそうだとした場合、プロキシマ・ケンタウリは現在、&alpha;星A・&alpha;星Bから最も離れた遠星点付近にある事になる。

プロキシマ・ケンタウリのケンタウルス座&alpha;星系のような三重連星系は、形成時は[[太陽質量]]の1.5倍から2倍を持つ恒星が低質量の恒星を捕獲する事で形成される場合がある<ref>{{cite journal|author=Kroupa, Pavel|title=The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc|journal=MNRAS|volume=277|issue=4|pages=1507–1521|year=1995|bibcode=1995MNRAS.277.1507K|arxiv=astro-ph/9508084|doi=10.1093/mnras/277.4.1507}}</ref>。<!--More accurate measurement of the radial velocity is needed to confirm this hypothesis.<ref name="apj132" />-->

プロキシマ・ケンタウリがケンタウルス座&alpha;星系に取り込まれた時、互いの恒星の組成[[物質]]が共有された可能性がある。また、プロキシマ・ケンタウリの重力の影響で、当時、ケンタウルス座&alpha;星系にあったとされる[[原始惑星系円盤]]にも影響が生じ、円盤内側にあった水などの[[揮発性物質]]がなくなってしまうが、円盤ガスの密度が上昇して[[地球型惑星]]を形成させた可能性がある<ref name="apj132"/>。
<!--Six single stars, two binary star systems, and a triple star share a common motion through space with Proxima Centauri and the Alpha Centauri system. The [[Stellar kinematics#Space velocity|space velocities]] of these stars are all within 10&nbsp;km/s of Alpha Centauri's [[peculiar motion]]. Thus, they may form a [[moving group]] of stars, which would indicate a common point of origin,<ref>{{cite journal|last=Johnston|first=Kathryn V.|title=Fossil signatures of ancient accretion events in the halo|journal=The Astrophysical Journal|date=1995|volume=465|pages=278|arxiv=astro-ph/9602060|bibcode=1996ApJ...465..278J|doi=10.1086/177418|last2=Hernquist|first2=Lars|last3=Bolte|first3=Michael }}</ref> such as in a [[star cluster]]. If it is determined that Proxima Centauri is not gravitationally bound to Alpha Centauri, then such a moving group would help explain their relatively close proximity.<ref>{{cite journal|last=Anosova|first=J.|last2=Orlov|first2=V. V.|last3=Pavlova|first3=N. A.|title=Dynamics of nearby multiple stars. The Alpha Centauri system|journal=Astronomy and Astrophysics|date=1994|volume=292|issue=1|bibcode=1994A&A...292..115A|pages=115–118}}</ref>-->

プロキシマ・ケンタウリは現時点で太陽に最も近い恒星だが、さらに近くに未知の[[褐色矮星]]などが潜んでいる可能性も残されている<ref>{{cite web|first1=John|last1=Matson|title=WISE satellite set to map the infrared universe|publisher=Scientific American|date=2009-09-09|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=wise-infrared-satellite|accessdate=2016-08-28}}</ref>。

== 惑星系 ==
{{OrbitboxPlanet begin
| name = プロキシマ・ケンタウリ
| table_ref = {{R|Guillem2016|Space.com_2ndplanet|Damasso2020|Mascareño2020}}<ref>{{Cite web|url=http://exoplanet.eu/catalog/|title=Catalog|website=[[太陽系外惑星エンサイクロペディア]]|accessdate=2020-12-31}}</ref><ref name="KervellaArenou2020">{{cite journal|last1=Kervella|first1=Pierre|last2=Arenou|first2=Frédéric|last3=Schneider|first3=Jean|title=Orbital inclination and mass of the exoplanet candidate Proxima c|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=635|year=2020|pages=L14|issn=0004-6361|arxiv=2003.13106|doi=10.1051/0004-6361/202037551|bibcode= 2020A&A...635L..14K|s2cid=214713486}}</ref><ref name="Suárez MascareñoFaria2020">{{cite journal|last1=Suárez Mascareño|first1=A.|last2=Faria|first2=J. P.|last3=Figueira|first3=P.|last4=Lovis|first4=C.|last5=Damasso|first5=M.|last6=González Hernández|first6=J. I.|last7=Rebolo|first7=R.|last8=Cristiano|first8=S.|last9=Pepe|first9=F.|last10=Santos|first10=N. C.|last11=Zapatero Osorio|first11=M. R.|last12=Adibekyan|first12=V.|last13=Hojjatpanah|first13=S.|last14=Sozzetti|first14=A.|last15=Murgas|first15=F.|last16=Abreu|first16=M.|display-authors=2|title=Revisiting Proxima with ESPRESSO|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2020|volume=639|pages=A77|issn=0004-6361|arxiv=2005.12114|doi=10.1051/0004-6361/202037745|bibcode=2020A&A...639A..77S|doi-access=free }}</ref><ref name="BenedictMcArthur2020">{{cite journal |last1=Benedict |first1=G. Fritz |last2=McArthur |first2=Barbara E. |title=A Moving Target—Revising the Mass of Proxima Centauri c |journal=[[Research Notes of the AAS]] |date=16 June 2020 |volume=4 |issue=6 |page=86 |doi=10.3847/2515-5172/ab9ca9 |bibcode=2020RNAAS...4...86B }}</ref><ref name="FariaSuárezMascareñoSilva2022">{{cite journal|last=Faria|first=J. P.|last2=Suárez Mascareño|first2=A.|last3=Figueira|first3=P.|last4=Silva|first4=A. M.|last5=Damasso|first5=M.|last6=Demangeon|first6=O.|last7=Pepe|first7=F.|last8=Santos|first8=N. C.|last9=Rebolo|first9=R.|last10=Cristiani|first10=S.|last11=Adibekyan|first11=V.|last12=Alibert|first12=Y.|last13=Allart|first13=R.|last14=Barros|first14=S. C. C.|last15=Cabral|first15=A.|last16=D’Odorico|first16=V.|last17=Di Marcantonio|first17=P.|last18=Dumusque|first18=X.|last19=Ehrenreich|first19=D.|last20=González Hernández|first20=J. I.|last21=Hara|first21=N.|last22=Lillo-Box|first22=J.|last23=Lo Curto|first23=G.|last24=Lovis|first24=C.|last25=Martins|first25=C. J. A. P.|last26=Mégevand|first26=D.|last27=Mehner|first27=A.|last28=Micela|first28=G.|last29=Molaro|first29=P.|last30=Nunes|first30=N. J.|last31=Pallé|first31=E.|last32=Poretti|first32=E.|last33=Sousa|first33=S. G.|last34=Sozzetti|first34=A.|last35=Tabernero|first35=H.|last36=Udry|first36=S.|last37=Zapatero Osorio|first37=M. R. |display-authors=3|title=A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri|journal=Astronomy & Astrophysics|publisher=EDP Sciences|volume=658|year=2022 |doi=10.1051/0004-6361/202142337|doi-access=free|page=A115|url=https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2202/eso2202a.pdf}}</ref>
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[プロキシマ・ケンタウリd|d]]
| mass_earth = {{Val|0.26|0.05|p=≥}}
| period = {{Val|5.122|0.002|0.0036}}
| semimajor = {{Val|0.02885|0.00019|0.00022}}
| radius_earth = {{val|0.81|0.08}}<small>（推測）</small>
| eccentricity = {{Val|0.04|0.15|0.04}}
| inclination =
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[プロキシマ・ケンタウリb|b]]
| mass_earth = {{Val|1.60|0.46|0.36}}
| period = {{Val|11.18418|0.00068|0.00074}}
| semimajor = {{Val|0.04857|0.00029|0.00029}}
| radius_earth = {{val|1.30|1.20|0.62}}
| eccentricity = {{Val|0.109|0.076|0.068}}
| inclination =
}}
{{OrbitboxPlanet hypothetical
| status = 論争あり
| exoplanet = [[プロキシマ・ケンタウリc|c]]
| mass_earth = {{Val|7|1}}
| period = {{Val|1928|20}}
| semimajor = {{Val|1.489|0.049}}
| radius_earth = 1.799205<ref>{{Cite web|url=http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/Proxima_Centauri_cJP.html|title=Proxima Centauri c|publisher=系外惑星データベース|accessdate=2020-10-03}}</ref>
| eccentricity = {{Val|0.04|0.01}}
| inclination ={{Val|133|1}}
}}
{{Orbitbox end}}

[[ファイル:Proxima planetary system.svg|サムネイル|プロキシマ・ケンタウリの3つの惑星の軌道の図]]
===発見前史===
{| class="wikitable" style="float:right; text-align:center;"
|+ 存在しえないとされた惑星質量{{R|Endl2008}}
! [[公転周期]]<br>(日)
! [[軌道長半径]]<br>([[天文単位|au]])
! [[下限質量]]<br>（[[地球質量|''M''{{sub|⊕}}]]）
|-
| 3.6-13.8
| 0.022-0.054
| ≥ 2-3
|-
| &lt; 100
| &lt; 0.21
| ≥ 8.5
|-
| &lt; 300<br>400-1040
| &lt; 0.44<br>0.53-1
| ≥ 16
|}

[[1996年]]に直接観測法により、[[褐色矮星]]か木星質量の10倍以上の惑星かもしれない星像が捉えられたが、その後確認はされていない<ref>[http://www.astroarts.com/news/1998/02/980220NAO1/index-j.html プロキシマ・ケンタウリに伴星か惑星 ''AstroArts'']</ref>。

[[2008年]]には視線速度法のシミュレーションにより、観測が地球の公転の影響を受ける公転周期1年前後（300～400日）を除き、[[下限質量]]が16[[地球質量]]以上の惑星（あるいは伴星）の存在は否定された{{R|Endl2008}}（ただしこれは下限質量なので、真の質量がこれを超える可能性はある{{R|group="注"|注4}}）。より短い公転周期では、右表のようなより強い制約となる。

[[2014年]]と[[2016年]]には重力マイクロレンズ効果による観測が可能になることから、その時に惑星が発見される可能性があると言われていた<ref name="SahuBond2014"/>。

=== 惑星b ===
[[ファイル:Proxima Centauri b.png|サムネイル|150px|プロキシマ・ケンタウリbの想像図]]
2016年1月、[[ヨーロッパ南天天文台]] (ESO) はプロキシマ・ケンタウリの周りにある太陽系外惑星を探査するプロジェクト「Pale Red Dot{{R|group="注"|注6}}」を立ち上げた<ref>{{cite web|title=Follow a Live Planet Hunt!|url=https://www.eso.org/public/announcements/ann16002/|date=2016-01-15|publisher=[[ヨーロッパ南天天文台]]|accessdate=2016-09-02}}</ref>。その後、ドイツ有力誌[[デア・シュピーゲル]]電子版は[[2016年]][[8月12日]]、宇宙物理学者らがこの恒星を公転する地球に似た惑星を発見したと報じた。ドイツ南部[[ガーヒング・バイ・ミュンヘン]]の[[ヨーロッパ南天天文台]] (ESO) が2016年8月末にもこの惑星の発見を公表する予定と発表した<ref>[https://web.archive.org/web/20160814145935/http://www.sankei.com/life/news/160813/lif1608130023-n1.html 地球に似た惑星発見か ４.２４光年離れた恒星近く、地表に水が存在する可能性も] 産経ニュース</ref>。そして2016年[[8月24日]]、[[クイーン・メアリー (ロンドン大学)|ロンドン大学クイーン・メアリーカレッジ]]のGuillem Anglada-Escudéらの研究チームにより惑星'''[[プロキシマ・ケンタウリb]]'''が存在すると発表された{{R|Space.com}}<ref>[http://www3.nhk.or.jp/news/html/20160825/k10010653311000.html 水が液体のまま存在できる惑星発見 今後の探査に注目] NHKニュース</ref>。発見は[[ドップラー分光法]]で行われた事が[[ネイチャー]]に報告された{{R|Guillem2016}}<ref>{{cite news|last1=Witze|first1=Alexandra|title=Earth-sized planet around nearby star is astronomy dream come true|url=http://www.nature.com/news/earth-sized-planet-around-nearby-star-is-astronomy-dream-come-true-1.20445|accessdate=24 August 2016|work=Nature|date=2016-0824|pages=381–382|doi=10.1038/nature.2016.20445}}</ref>。観測は[[ラ・シヤ天文台]]の3.6メートル望遠鏡に搭載されている[[高精度視線速度系外惑星探査装置]] (HARPS) と[[パラナル天文台]]の[[超大型望遠鏡VLT]]で行われた{{R|Guillem2016}}。

プロキシマ・ケンタウリbはプロキシマ・ケンタウリから0.05 au（約750万 km）の距離を約11.2日の公転周期で公転している惑星である。その推定[[下限質量]]は地球の1.3倍である。[[ハビタブルゾーン]]内を公転しているとされており、{{仮リンク|平衡温度|en|Planetary equilibrium temperature}}は[[液体]]として水が存在できる範囲にあると推定されている{{R|Guillem2016|NYT-20160824|telegraph20160824}}<ref>[https://www.eso.org/public/news/eso1629/ Planet Found in Habitable Zone Around Nearest Star ''ヨーロッパ南天天文台'']</ref>。

公転周期60日から500日の範囲内に第2の信号も検出されたが、それが恒星の活動によるものかは不明である{{R|Guillem2016}}。

=== 惑星c ===
[[ファイル:Proxima Centauri c.png|サムネイル|プロキシマ・ケンタウリcの想像図|左]]
2019年4月、[[イタリア]]の天体物理学者Mario Damassoと彼の同僚らによって、プロキシマ・ケンタウリの周囲を第2の惑星候補が公転している可能性が報告された{{R|Space.com_2ndplanet|Damasso2020|SA-20190412}}。Damassoらのチームは、ヨーロッパ南天天文台のHARPSによる観測で得られた視線速度のデータから、プロキシマ・ケンタウリがわずかに揺れ動いていることを発見した。これは、プロキシマ・ケンタウリの周辺にさらに惑星が存在している可能性があることを示している{{R|Space.com_2ndplanet}}。この惑星候補は'''[[プロキシマ・ケンタウリc]]'''と呼ばれ、最小で地球の5.8倍の質量を持つとされている{{R|Damasso2020}}。およそ1,900日、すなわち約5.2年の周期でプロキシマ・ケンタウリから1.48 au離れた軌道を公転していると予想されている{{R|Damasso2020}}。プロキシマ・ケンタウリからの距離が遠いため、この惑星の表面温度は39{{+-|16|18}} K（-234{{+-|16|18}} ℃）程度と低く、居住する事はできないとされている{{R|Space.com_2ndplanet|Damasso2020}}。この惑星が存在することを検証するには、HARPSや[[欧州宇宙機関]]の宇宙望遠鏡[[ガイア計画|ガイア]]による追加の観測と測定が必要となる{{R|Space.com_2ndplanet}}。Damassoのチームの一員であるDel Sordoは、プロキシマ・ケンタウリcがプロキシマ・ケンタウリ系のさらなる観測、特に[[太陽系外惑星の発見方法#直接撮像法|直接観測]]の機会を与えてくれると述べている{{R|Space.com_2ndplanet|SA-20190412}}。

2020年には、25年前の[[ハッブル宇宙望遠鏡]]のデータの解析が行われ、プロキシマ・ケンタウリcが存在することが確認された<ref name="プロキシマc">[http://astrobiology.com/2020/06/25-year-old-hubble-data-confirms-exoplanet-proxima-centauri-c.html 25-Year-Old Hubble Data Confirms Exoplanet Proxima Centauri c]</ref>。その後、INAFのチームが、惑星の画像を公開した。公転周期は1907日で、質量は地球の約7倍とされた。

しかし、2022年7月27日に公表された論文では、プロキシマ・ケンタウリbやプロキシマ・ケンタウリdの信号は確認されたものの、プロキシマ・ケンタウリcは検出できず、プロキシマ・ケンタウリcが実際には存在しない惑星である可能性が指摘されている<ref>{{cite web|url=https://arxiv.org/abs/2207.13524|title=Line-by-line velocity measurements, an outlier-resistant method for precision velocimetry|website=[[arXiv]]|accessdate=2022-07-27}}</ref>。

=== 惑星d ===
[[ファイル:Artist’s impression of Proxima d (wider view).jpg|サムネイル|プロキシマ・ケンタウリdの想像図]]
2020年5月、[[超大型望遠鏡VLT]]に搭載されている分光観測装置[[ESPRESSO]]による観測で、プロキシマ・ケンタウリbの詳細な再観測が行われた際、第3の惑星'''[[プロキシマ・ケンタウリd]]'''が存在する可能性が示された。この惑星候補は、プロキシマ・ケンタウリbよりもさらにプロキシマ・ケンタウリに近く、公転周期は5.15日で、少なくとも地球の0.29倍の質量を持つと予測された{{R|Mascareño2020}}<ref>{{cite web|author=Jean Schneider|url=http://exoplanet.eu/catalog/proxima_d/|title=Planet Proxima d|work=[[太陽系外惑星エンサイクロペディア|The Extrasolar Planet ncyclopaedia]]|publisher=[[パリ天文台|Paris Observatory]]|accessdate=2020-06-02}}</ref>。大きさや質量は火星や水星と似ている。しかし、dの存在が確認されるにはさらなる観測が必要になるとされていた<ref>[https://earthsky.org/space/exoplanet-proxima-centauri-b-confirmed Proxima Centauri b confirmed as nearest exoworld]、EarthSky.2020年8月2日閲覧。</ref>。

[[2022年]]2月、ヨーロッパ南天天文台はこの惑星候補プロキシマ・ケンタウリdの存在を確認したと発表した。この発表でのプロキシマ・ケンタウリdの下限質量は地球の0.26倍とされ、ドップラー分光法で発見された最も質量の小さな太陽系外惑星となった{{R|FariaSuárezMascareñoSilva2022}}<ref>{{cite web|url=https://www.eso.org/public/news/eso2202/|title=eso2202 — Science Release {{!}} New planet detected around star  closest to the Sun|publisher=European Southern Observatory|date=2022-02-10|accessdate=2022-02-11}}</ref>。

=== 塵円盤&nbsp;===
2017年、[[アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計]]を使用している天文学者らは、主星から約 1 - 4 au 離れた場所に温度の低い塵円盤を検出したと報告した。この塵の温度は約 40 Kで推定総質量は地球の1％とされている。その他、約 30 au 離れた場所に存在する温度が 10 K と低い塵円盤と、主星から約1.2[[秒角]]のまとまった放出源も検出している。また、主星から 0.4 au の距離にある温度の高い塵円盤も発見されたが<ref name=Guillem2017>{{Cite journal |arxiv=1711.00578 |last1=Anglada |first1=Guillem |title=ALMA Discovery of Dust Belts Around Proxima Centauri |journal=The Astrophysical Journal |volume=850 |issue=1 |pages=L6 |last2=Amado |first2=Pedro J |last3=Ortiz |first3=Jose L |last4=Gómez |first4=José F |last5=Macías |first5=Enrique |last6=Alberdi |first6=Antxon |last7=Osorio |first7=Mayra |last8=Gómez |first8=José L |author9=Itziar de Gregorio-Monsalvo |last10=Pérez-Torres |first10=Miguel A |last11=Anglada-Escudé |first11=Guillem |last12=Berdiñas |first12=Zaira M |last13=Jenkins |first13=James S |last14=Jimenez-Serra |first14=Izaskun |last15=Lara |first15=Luisa M |author-link15=Luisa María Lara |last16=López-González |first16=Maria J |last17=López-Puertas |first17=Manuel |last18=Morales |first18=Nicolas |last19=Ribas |first19=Ignasi |last20=Richards |first20=Anita M. S |last21=Rodríguez-López |first21=Cristina |last22=Rodriguez |first22=Eloy |year=2017 |doi=10.3847/2041-8213/aa978b |url=http://zaguan.unizar.es/record/64319 |bibcode=2017ApJ...850L...6A}}</ref>、さらなる分析により2017年3月に主星が放出した巨大なフレアである可能性が高いと判断された<ref name=sd2018>{{cite news |url=https://www.sciencedaily.com/releases/2018/02/180226103341.htm |title=Proxima Centauri's no good, very bad day |work=Science Daily |date=February 26, 2018 |accessdate=March 1, 2018}}</ref><ref name=MacGregor>{{cite journal |display-authors=1 |first1=Meredith A. |last1=MacGregor |first2=Alycia J. |last2=Weinberger |first3=David J. |last3=Wilner |first4=Adam F. |last4=Kowalski |first5=Steven R. |last5=Cranmer |title=Detection of a Millimeter Flare From Proxima Centauri |journal=Astrophysical Journal Letters |volume=855 |issue=1 |pages=L2 |year=2018 |arxiv=1802.08257 |bibcode=2018ApJ...855L...2M |doi=10.3847/2041-8213/aaad6b}}</ref>。

== 疑われた信号 ==
2019年4、5月に、[[パークス天文台]]に設置されている[[電波望遠鏡]]が980MHzの信号「'''[[BLC-1]]'''<ref name="ナゾロジー">{{Cite web|和書|date=|url=https://nazology.net/archives/76250|title=太陽系に一番近い恒星からの「ナゾの電波信号」は、 地球外生命体が発信したのか？|publisher=ナゾロジー|accessdate=2020-12-28}}</ref>」が30時間程度検出されていたことを公表した。周波数は惑星の公転と共に変動していた<ref name="Engadget"/>。このような限定的な周波数の信号は人工の信号と似ている<ref name="ナゾロジー"/>。この信号はプロキシマ・ケンタウリの方向から来ているが、2019年5月以降は観測されておらず、また地球外生命体が隣の惑星系に存在していると言う事には疑問があるため、これがプロキシマ・ケンタウリbの地球外生命体が発した可能性は低いとされている<ref name="Engadget">{{Cite web|和書|date=2020-12-22|url=https://japanese.engadget.com/strange-radio-signal-from-proxima-centauri-050022242.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201222050434/https://japanese.engadget.com/strange-radio-signal-from-proxima-centauri-050022242.html|archivedate=2020-12-22|url-status=dead|url-status-date=2022-05-01|title=プロキシマ・ケンタウリからの謎の信号をキャッチ。地球外文明の可能性は？|publisher=Engadget|accessdate=2020-12-28}}</ref><ref name="ナゾロジー"/>。この信号は別のものから発せられた可能性もある<ref name="ナゾロジー"/>。

== 名称 ==
固有名のプロキシマ・ケンタウリは、[[ラテン語]]で「ケンタウルス座の最も近い星」という意味を持つ{{R|Dictionary}}。1917年に、発見者のイネスが「プロキシマ・ケンタウリ」（実際には ''Proxima Centaurus''）と呼ぶことを提案し<ref name="aj39_913_20">{{cite journal|last=Alden|first=Harold L.|title=Alpha and Proxima Centauri|journal=Astronomical Journal|year=1928|volume=39|issue=913|pages=20–23|doi=10.1086/104871
 |bibcode=1928AJ.....39...20A}}</ref><ref name="Innes1917">[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1917CiUO...40..331I/abstract Circular No. 40, 1917, September 3, of the Union Observatory]</ref>、以後この通称で呼ばれていた。

[[2016年]]に[[国際天文学連合]]は、恒星の固有名についてカタログを作り標準化するワーキンググループ、{{仮リンク|WGSN|en|IAU Working Group on Star Names}} (Working Group on Star Names) を組織した<ref name="WGSN">{{cite web|url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|title=IAU working group on star names (WGSN)|work=IAU|accessdate=2016-08-26}}</ref>。2016年8月21日、WGSNは「プロキシマ・ケンタウリ (''Proxima Centauri'') 」という呼び名を固有名として承認し、現在この呼び名が国際天文学連合の恒星名カタログに登録されている{{R|iaucsn}}。

== 脚注 ==
=== 注釈 ===
{{Reflist|group="注"|refs=
<ref group="注" name="注3">密度（&rho;）は質量と体積より求める事ができる。したがって、太陽を基準とした密度は次のようになる。
:{|
| <math>\rho</math>
| = <math>\begin{smallmatrix}\frac{M}{M_{\odot} } \cdot \left( \frac{R}{R_{\odot} } \right)^{-3} \cdot \rho_{\odot}\end{smallmatrix}</math>
|-
| || = 0.123 · 0.145<sup>-3</sup> · (1.41{{e|3}}&nbsp;kg/m<sup>3</sup>)
|-
| || = 40.3 · (1.41{{e|3}}&nbsp;kg/m<sup>3</sup>)
|-
| || = 5.68{{e|4}}&nbsp;kg/m<sup>3</sup>
|}
<math>\begin{smallmatrix}\rho_{\odot}\end{smallmatrix}</math>は太陽の密度を表す。以下も参照。
*{{cite web|author=Munsell, Kirk|author2=Smith, Harman|author3=Davis, Phil|author4=Harvey, Samantha|date=2008-06-11|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric|title=Sun: facts & figures|work=Solar system exploration|publisher=NASA|accessdate=2016-08-26}}
*{{cite book|author=Bergman, Marcel W.|author2=Clark, T. Alan|author3=Wilson, William J. F. | date=2007 | pages=220–221|title=Observing projects using Starry Night Enthusiast|edition=8th|publisher=Macmillan|isbn=1-4292-0074-X }}</ref>

<ref group="注" name="注4">This is actually an upper limit on the quantity ''m'' sin ''i'', where ''i'' is the angle between the orbit normal and the line of sight, in a circular orbit. If the planetary orbits are close to face-on as observed from Earth, or in an eccentric orbit, more massive planets could have evaded detection by the radial velocity method.</ref>

<ref group="注" name="注5">天頂の南にある恒星の場合、天頂に対する角度は緯度から赤緯を引いたものに等しくなる。天頂角が90&deg;以上、つまり地平線より下になると恒星は見えなくなる。プロキシマ・ケンタウリの場合は以下のようになる。
:Highest latitude = 90&deg; + −62.68&deg; = 27.32&deg;.
以下も参照。
*{{cite book|first=William Wallace|last=Campbell|year=1899|title=The elements of practical astronomy|pages=109–110|publisher=Macmillan|location=London|url=https://books.google.com/?id=v2tEAAAAIAAJ
|accessdate=2008-08-12}}</ref>
<ref group="注" name="注6">この名称の元となった[[ペイル・ブルー・ドット]]は[[ボイジャー1号]]が太陽から約60億km離れた位置で撮影された、青い点にしか見えない地球の写真の事である。</ref>
}}

=== 出典 ===
{{Reflist|3|refs=
<ref name="simbad">{{cite web
  | title=Results for V* V645 Cen
  | work=[[SIMBAD]] Astronomical Database
  | url=https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=V645+Cen
  | publisher=[[ストラスブール天文データセンター|CDS]]
  | accessdate=2019-04-15}}</ref>

<ref name="GCVS">{{cite web
  | title=GCVS
  | work=Results for V645 Cen
  | url=http://www.sai.msu.su/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=V645+Cen
  | accessdate=2016-08-27}}</ref>

<ref name="lbol">See Table 1, {{cite journal|last=Doyle|first=J. G.|last2=Butler|first2=C. J.|title=Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars|journal=Astronomy and Astrophysics | date=1990|volume=235|pages=335–339|bibcode=1990A&A...235..335D}} and p. 57, {{cite book|title=Principles of physical cosmology|last=Peebles|first=P. J. E.|date=1993|location=Princeton, New Jersey|publisher=Princeton University Press|isbn=0-691-01933-9}}</ref>

<ref name="Kervella2017">{{cite journal|last=Kervella|first=P.|last2=Thévenin|first2=F.|last3=Lovis|first3=C.|title=Proxima's orbit around α Centauri|year=2017|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=598|pages=L7|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201629930|arxiv=1611.03495|bibcode=2017A&A...598L...7K}} Separation: 3.1, left column of page 3; Orbital period and epoch of periastron: Table 3, right column of page 3.</ref>

<ref name="Ségransan2003">{{cite journal|last=Ségransan|first=D.|last2=Kervella|first2=P.|last3=Forveille|first3=T.|last4=Queloz|first4=D.|title=First radius measurements of very low mass stars with the VLTI|year=2003|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=397|issue=3|pages=L5–L8|doi=10.1051/0004-6361:20021714|bibcode=2003A&A...397L...5S|arxiv=astro-ph/0211647}}</ref>

<ref name="Collins2016">{{cite journal|title=Calculations of periodicity from Hα profiles of Proxima Centauri|year=2017|journal=Astronomy and Astrophysics|first=John M.|last=Collins|first2=Hugh R. A.|last2=Jones|first3=John R.|last3=Barnes|volume=602|at=A48|doi=10.1051/0004-6361/201628827|bibcode=2017A&A...602A..48C|arxiv=1608.07834}} See section 4: "the vsini is probably less than 0.1 km/s for Proxima Centauri".</ref>

<ref name="Benedict1998">{{cite journal|author=Benedict, G. F.|title=Photometry of Proxima Centauri and Barnard's Star using Hubble Space Telescope fine guidance sensor 3: a search for periodic variations|journal=The Astronomical Journal|date=1998|volume=116|issue=1|pages=429–439|doi=10.1086/300420|bibcode=1998AJ....116..429B|arxiv=astro-ph/9806276|author2=McArthur, B.|display-authors=2|last3=Nelan|first3=E.|last4=Story|first4=D.|last5=Whipple|first5=A. L.|last6=Shelus|first6=P. J.|last7=Jefferys|first7=W. H.|last8=Hemenway|first8=P. D.|last9=Franz|first9=Otto G.}}</ref>

<ref name="ESO">[https://www.eso.org/public/news/eso0307/ A family portrait of the Alpha Centauri system: VLT interferometer studies the nearest stars ''ESO'']</ref>

<ref name="Schlaufman2010">{{citation|last=Schlaufman|first=K. C.|last2=Laughlin|first2=G.|title=A {{Sic|hide=y|physically|-}}motivated photometric calibration of M dwarf metallicity|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=519|date=September 2010|doi=10.1051/0004-6361/201015016|bibcode=2010A&A...519A.105S|arxiv=1006.2850|pages=A105}}</ref>

<ref name="Adams">{{cite conference|last=Adams|first=Fred C.|author2=Laughlin, Gregory|author3=Graves, Genevieve J. M|title=Red dwarfs and the end of the main sequence|work=Gravitational collapse: from massive stars to planets|volume=22|pages=46–49|publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica|url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf|year=2004}}</ref>

<ref name="Guillem2016">{{cite journal|last=Anglada-Escudé|first=Guillem|last2=Amado|first2=Pedro J.|last3=Barnes|first3=John|last4=Berdiñas|first4=Zaira M.|last5=Butler|first5=R. Paul|last6=Coleman|first6=Gavin A. L.|last7=de la Cueva|first7=Ignacio|last8=Dreizler|first8=Stefan|last9=Endl|first9=Michael|last10=Giesers|first10=Benjamin|last11=Jeffers|first11=Sandra V.|last12=Jenkins|first12=James S.|last13=Jones|first13=Hugh R. A.|last14=Kiraga|first14=Marcin|last15=Kürster|first15=Martin|last16=López-González|first16=Marίa J.|last17=Marvin|first17=Christopher J.|last18=Morales|first18=Nicolás|last19=Morin|first19=Julien|last20=Nelson|first20=Richard P.|last21=Ortiz|first21=José L.|last22=Ofir|first22=Aviv|last23=Paardekooper|first23=Sijme-Jan|last24=Reiners|first24=Ansgar|last25=Rodríguez|first25=Eloy|last26=Rodrίguez-López|first26=Cristina|last27=Sarmiento|first27=Luis F.|last28=Strachan|first28=John P.|last29=Tsapras|first29=Yiannis|last30=Tuomi|first30=Mikko|last31=Zechmeister|first31=Mathias|title=A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri|year=2016|journal=Nature|volume=536|issue=7617|pages=437–440|doi=10.1038/nature19106|url=https://www.nature.com/articles/nature19106|language=en|issn=0028-0836}}</ref>

<ref name="Dictionary">{{cite web
 |title=Proxima Centauri
 |publisher=Dictionary.com
 |url=http://dictionary.reference.com/browse/proxima-centauri
 |accessdate=2016-08-26}}</ref>

<ref name="Endl2008">{{cite journal|title=Toward detection of terrestrial planets in the habitable zone of our closest neighbor: Proxima Centauri|author=Endl, M.|author2=Kürster, M.|last-author-amp=yes|date=2008|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=488|issue=3|pages=1149–1153|doi=10.1051/0004-6361:200810058|bibcode=2008A&A...488.1149E|arxiv=0807.1452}}</ref>

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<ref name="nasa20000208">{{cite web
 |url=http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html
 |title=Our local galactic neighborhood
 |publisher=NASA|date=2000-02-08|accessdate=2016-08-26}}</ref>

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<ref name="Damasso2020">{{cite journal|last=Damasso|first=Mario|last2=Del Sordo|first2=Fabio|last3=Anglada-Escudé|first3=Guillem|last4=Giacobbe|first4=Paolo|last5=Sozzetti|first5=Alessandro|last6=Morbidelli|first6=Alessandro|last7=Pojmanski|first7=Grzegorz|last8=Barbato|first8=Domenico|last9=Butler|first9=R. Paul|last10=Jones|first10=Hugh R. A.|last11=Hambsch|first11=Franz-Josef|last12=Jenkins|first12=James S.|last13=López-González|first13=María José|last14=Morales|first14=Nicolás|last15=Peña Rojas|first15=Pablo A.|last16=Rodríguez-López|first16=Cristina|last17=Rodríguez|first17=Eloy|last18=Amado|first18=Pedro J.|last19=Anglada|first19=Guillem|last20=Feng|first20=Fabo|last21=Gómez|first21=Jose F.|display-authors=3 |title=A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance of 1.5 AU|url=https://advances.sciencemag.org/content/6/3/eaax7467.full|year=2020|journal=[[Science Advances]]|volume=6|issue=3|at=eaax7467|doi=10.1126/sciadv.aax7467}}</ref>

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<ref name="iaucsn">{{cite web
 |url=https://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt
 |title=IAU catalog of star names
 |accessdate=2016-08-26}}</ref>

<ref name="SahuBond2014">{{cite journal |last1=Sahu |first1=Kailash C. |last2=Bond |first2=Howard E. |last3=Anderson |first3=Jay |last4=Dominik |first4=Martin |title=MICROLENSING EVENTS BY PROXIMA CENTAURI IN 2014 AND 2016: OPPORTUNITIES FOR MASS DETERMINATION AND POSSIBLE PLANET DETECTION |journal=The Astrophysical Journal |volume=782 |issue=2 |year=2014 |pages=89 |issn=0004-637X |doi=10.1088/0004-637X/782/2/89 |arxiv=1401.0239 |bibcode=2014ApJ...782...89S}}</ref>

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<ref name="apj612">{{cite journal |last=Christian |first=D. J. |last2=Mathioudakis |first2=M. |last3=Bloomfield |first3=D. S. |last4=Dupuis |first4=J. |last5=Keenan |first5=F. P. |title=A detailed study of opacity in the upper atmosphere of Proxima Centauri |journal=The Astrophysical Journal |year=2004 |volume=612 |issue=2 |pages=1140–1146 |doi=10.1086/422803 |bibcode=2004ApJ...612.1140C }}</ref>

<ref name="apj547">{{cite journal |author=Wood, B. E. |author2=Linsky, J. L. |author3=Müller, H.-R. |author4=Zank, G. P. |title=Observational estimates for the mass-loss rates of α Centauri and Proxima Centauri using Hubble Space Telescope Lyα spectra |journal=The Astrophysical Journal |date=2001 |volume=547 |issue=1 |pages=L49–L52 |url=https://iopscience.iop.org/1538-4357/547/1/L49/pdf/1538-4357_547_1_L49.pdf |accessdate=2016-08-26 |doi=10.1086/318888 |bibcode=2001ApJ...547L..49W |arxiv = astro-ph/0011153}}</ref>

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<ref name="aaal344">{{cite journal |author=Kürster, M. |title=Precise radial velocities of Proxima Centauri. Strong constraints on a substellar companion |journal=Astronomy & Astrophysics Letters |year=1999 |volume=344 |pages=L5–L8 |arxiv=astro-ph/9903010 |bibcode=1999A&A...344L...5K |display-authors=1 |last2=Hatzes |first2=A. P. |last3=Cochran |first3=W. D. |last4=Döbereiner |first4=S. |last5=Dennerl |first5=K. |last6=Endl |first6=M.}}</ref>

<ref name="apj119">{{cite journal |last=Schroeder |first=Daniel J. |author2=Golimowski, David A. |author3=Brukardt, Ryan A. |author4=Burrows, Christopher J. |author5=Caldwell, John J. |author6=Fastie, William G. |author7=Ford, Holland C. |author8=Hesman, Brigette |author9=Kletskin, Ilona |author10=Krist, John E. |author11=Royle, Patricia |author12=Zubrowski, Richard. A. |display-authors=8 |title=A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 |journal=The Astronomical Journal |year=2000 |volume=119 |issue=2 |pages=906–922 |doi=10.1086/301227 |bibcode=2000AJ....119..906S }}</ref>

<ref name="tarter">{{cite journal |author=Tarter |title=A reappraisal of the habitability of planets around M dwarf stars |journal=Astrobiology |date=2007 |volume=7 |issue=1 |pages=30–65 |doi=10.1089/ast.2006.0124 |pmid=17407403 |bibcode=2007AsBio...7...30T |arxiv=astro-ph/0609799 |name-list-format=vanc |author2=Jill C. |display-authors=2 |last3=Mancinelli |first3=Rocco L. |last4=Aurnou |first4=Jonathan M. |last5=Backman |first5=Dana E.}}</ref>

<ref name="Khodachenko">{{cite journal |last1=Khodachenko |first1=Maxim L. |last2=Ribas |first2=Ignasi |last3=Lammer |first3=Helmut |last4=Grießmeier |first4=Jean-Mathias |last5=Leitner |first5=Martin |last6=Selsis |first6=Franck |last7=Eiroa |first7=Carlos |last8=Hanslmeier |first8=Arnold |last9=Biernat |first9=Helfried K. |last10=Farrugia |first10=Charles J. |last11=Rucker |first11=Helmut O. |title=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 |journal=Astrobiology |volume=7 |issue=1 |year=2007 |pages=167–184 |issn=1531-1074 |doi=10.1089/ast.2006.0127 |bibcode=2007AsBio...7..167K}}</ref>

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  |title=Gaia data early release 3 (Gaia EDR3)
  |journal=VizieR On-line Data Catalog: I/350|bibcode= 2020yCat.1350....0G}}</ref>

}}
== 関連項目 ==
* [[近い恒星の一覧]]
* [[最寄りの地球型太陽系外惑星の一覧]]

== 外部リンク ==
* [http://www.solstation.com/stars/alp-cent3.htm ケンタウルス座&alpha;星の構造] {{En icon}}

{{ケンタウルス座アルファ星}}

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