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來源：互聯網

比鄰星（Proxima Centauri）是距離太陽系最近的恒星，距離地球約4.246光年遠。根據拜耳命名法，該星也被也稱為半人馬座α星C，國際天文學聯合會（IAU）定義它的專有名稱是Proxima Centauri，即半人馬座比鄰星，一般簡寫為Proxima（比鄰星）。比鄰星與南門二AB雙星相互繞轉的周期約為511000年，二者最近時距離為約4100AU，最遠時12300AU。

但比鄰星由于太過暗淡（視星等11.13）無法用肉眼直接看到，需要使用中型望遠鏡才能看到。雖然比鄰星的光度較低，但其為一顆耀星，因此會不定時因磁場活動出現光度爆發。恒星磁場來自內部對流，活動劇烈時，產生的X射線強度與太陽相當。比鄰星的光譜型為M5.5Ve，質量為0.1221±0.0022 M☉，半徑也只有太陽的1/7，是一顆非常小且暗的低質量紅矮星。目前，比鄰星處于一個名為主序星的恒星生命階段，其年齡約為48.5億年，相對于其4萬億年的生命長度尚處于非常早的生命時期。但同時比鄰星又是一顆活動頻繁的耀斑星，經常會爆發大規模的恒星耀斑活動。

目前已經在比鄰星周圍發現了三顆太陽系外行星，比鄰星 b、比鄰星 d 和有爭議的比鄰星 c。軌道分布上，比鄰星d位最內側，軌道半徑只有0.02885個天文單位；比鄰星b軌道處于三顆行星中間，軌道半徑0.04856個天文單位；比鄰星c軌道位于最外側，位置相對很遠，軌道半徑1.48個天文單位。其中比鄰星b是一顆1.07倍地球質量的，位于比鄰星宜居帶的類地行星。比鄰星d則是一顆直徑比地球稍小（0.81倍），質量大約是火星兩倍，公轉一周只需要5.167天的的巖態行星。

發現與命名

不同于明亮的南門二AB雙星，比鄰星視星等只有11.13，是一顆無法肉眼觀測到的超暗紅矮星，所以該星直到1915年才由天文學家羅伯特·因尼斯（Robert T. A. Innes）于南非聯合天文臺發現，他將該星命名為Proxima Centaurus，意為“半人馬座中最近的恒星”，也就是比鄰星。

2016年，經IAU（國際天文學聯合會）的恒星名稱工作組決定將南門二系統內的每顆成員星賦予單獨的專有名詞。Proxima Centauri用于單指南門二C星。

運動和位置?

當前距離

由于比鄰星是距離太陽最近的恒星，因此其精確距離的測量尤為重要，近幾十年，依賴于各種太空探測器以及專業機構對比鄰星的距離進行了多次測量，截至目前最精確的測量數據源于歐洲航天局的蓋亞探測器于2020年發布的Gaia DR3數據，測定比鄰星的視差為768.0665 ± 0.0499 mas，對應距離為4.2462光年。其他歷史上具有代表性的距離測定事件如表1所示。

未來距離

在所有的已知恒星中，比鄰星一直是距離太陽系最近的恒星。比鄰星大約在32000年前成為距離太陽最近的恒星，并且在未來的25000年內仍保持為最近的恒星，再之后比鄰星會以約80年的周期與南門二AB雙星交替成為距離太陽系最近的恒星。

2014年的研究顯示，比鄰星將會在公元26710年后達到與太陽的距離最近值3.07光年，之后距離逐漸變遠。

物理性質?

比鄰星的光譜分類是M5.5Ve，是一顆相對于AB星非常昏暗的主序階段紅矮星。該類型在赫羅圖上位于主序星位置，M5.5意味著比鄰星落于低質量M型矮星末端，顏色上偏紅黃色。它的直徑只有太陽的15.42%，大約214646Km，只比木星的平均直徑高出55.15%。質量非常小，只有太陽的12.21%。雖然看起來比木星大不了多少，但其質量卻高達木星的128倍。表面溫度為2980K，比太陽低很多。

比鄰星在變星分類上屬于UV Cet，是一種耀斑星。磁場活躍，因此常會出現亮度隨機劇烈上升的現象。光度上，比鄰星在可見光波段的光度只有太陽的0.0056%，也就是太陽的1/17857，太過暗淡以至于無法用肉眼觀測到。但全電磁波段的總光度卻可達到太陽的0.16%。

在主序星階段，恒星的質量越低通常其平均密度也就越高，比鄰星也是如此，其密度高達47.1 g/cm(3)，是太陽密度的33倍。如此高的密度也造成了其表面的重力也異常巨大，表面重力為105.20 cm/s2，即1585 m/s2，相當于地球表面重力的162倍。自轉上，比鄰星的自轉周期很長，大概每3個月（89.8天）自轉一周。

結構與核聚變

不同于太陽，由于比鄰星的質量很低，所以其內部聚變時產生的氦不會堆積在核心，因為低質量紅矮星的內部物質是完全對流的，所以導致能量是通過等離子體的物理運動帶出至恒星表面的，而非像太陽那樣的通過輻射帶出，從而會在整個星體內部流動循環。因此比鄰星近乎可以充分的利用所有氫來進行核聚變，相比之下太陽只能利用10%的氫進行核聚變。

2019年5月6日，作為大規模多波段恒星耀斑活動檢測項目的一部分，Chandra、LCOGT、du Pont 和 ALMA等天文臺觀測到了來自比鄰星的多波段（毫米波、光學波段、軟X射線）耀斑活動，通過與太陽耀斑做比較得知，此次比鄰星耀斑活動在X射線波段和光學波段釋放的能量分別達到了erg和erg，相當于典型的X1級太陽耀斑，其釋放過程只有幾秒鐘時間，使得比鄰星的亮度在短時間內急速攀升，并且其產生的星冕溫度高達1100萬K，這個溫度熱到足以釋放X射線。

色球層活動

比鄰星有一個非常活躍的色球層，其光譜在280nm波長處的單電離鎂線最為顯著。比鄰星表面有88%的區域都處于活躍狀態，該比例遠高于處于太陽峰值期的表面活動。即使是在寧靜狀態下（沒有或很少的耀斑活動），其星冕溫度都能達到350萬K，相比之下太陽只有200萬K。比鄰星的活動周期約為442天，短于太陽的11年（約為4,000天）周期。但比鄰星的星風較弱，由此造成的質量損失率不超過太陽風的20%。

演化階段

在恒星演化階段上，比鄰星是一顆屬于處在穩定階段的主序星；從規模分類上， C星則是小得多的M型紅矮星。恒星年齡上，通過對恒星旋轉，色球層活動以及結合星震學的研究顯示，其年齡約為48.5億年。質量類似比鄰星的紅矮星可以在主序星階段維持約4萬億年時間。由于氫核聚變反應使恒星內氦元素的比例增加，隨著時間的推移，恒星的體積會逐漸變小，直至進入“藍矮星”階段。在這個階段，恒星的亮度顯著增加，可以達到太陽光度（L☉）的2.5%，并持續數十億年為其軌道上的天體提供熱量。當氫燃料最終耗盡時，比鄰星將演化為氦伴星（沒有紅巨星階段），并逐漸失去留存的熱量。隨著南門二雙星的演化，其質量將不斷減少，比鄰星可能會在大約35億年后脫離當前的三合星系統，并在此后逐漸遠離這對雙星。

軌道運動?

公轉軌道

長期以來，一直不太確定比鄰星是否真的與AB雙星存在引力束縛關系。

直到2017年，通過對該系統精確得徑向速度分析表明，比鄰星確實受到AB雙星系統的引力束縛。具體結論為：比鄰星以一個周期為511000年，離心率為0.5的軌道與AB雙星系統相互繞行，二者最近時距離為4100AU，最遠時12300AU。

研究顯示，比鄰星可能以一個約50萬年或者更久的圓形軌道，或是雙曲線軌道圍繞AB雙星運行。

自行運動

因為比鄰星是離太陽最近的恒星，所以與更遙遠的背景恒星相比，它在天空中的角運動相對較快。其在天空中的角速度約為每年3.85角秒，500年移動的天空距離大約相當于一個滿月大小。

此外，在星際空間中比鄰星朝向太陽運動的徑向速度為22.2km/s。

由于比鄰星的自行運動軌跡，它在2014年10月與2016年2月分別經過了兩顆20等和19.5等的背景恒星。這兩次事件為天文學家提供了難得的機會來測量比鄰星的質量，比鄰星的引力場對空間的扭曲將導致背景恒星的影像與它們在天空中的真實位置產生一定的偏移，而這個偏移量則可以用于測量比鄰星的質量，這種效應稱為微引力透鏡效應。

偏移量越大說明比鄰星的質量也就越大。并且，由于比鄰星周圍存在行星，由于行星的引力場，可能在原有偏移基礎上產生了一個小的二次位置偏移。

恒星觀測?

在常規的肉眼觀測上，由于比鄰星是一顆視星等為11.13等的昏暗紅矮星，這個亮度遠遠低于人類肉眼的觀測極限，無法直接看到，所以需要使用中型望遠鏡才能觀察到。

并且，由于比鄰星位于接近赤緯63°的位置，所以對地球上北緯27°以北的地區而言，南門二根本不會升起。而對于從北緯27°至赤道這個區域的觀測者而言，只能在接近南方地平線的位置才能看到它。

此外，因為比鄰星是一顆變星類型為UV Cet的耀斑星，所以當爆發大規模耀斑活動時，它在可見光波段的亮度會迅速的提升0.6等，然后幾分鐘后又暗淡下去。但這種耀斑只能使用專業的光學或射電望遠鏡才能觀測到。

行星系統?

目前已在比鄰星周圍已發現有三顆行星，其中兩顆已證實存在（比鄰星b & 比鄰星d），另一顆（比鄰星c）是否真正存在尚有爭議。由于比鄰星是距離太陽系最近的恒星，因此環繞其運行的行星b、c、d，是目前距離地球最近系外行星。

比鄰星b

比鄰星b距離其母星非常近，大致以730萬公里（0.04856個天文單位/AU）的半長軸軌道環繞比鄰星運行，不到日地距離的1/20，因此公轉一周只有11.2天。且這個軌道距離正好位于比鄰星的宜居帶范圍內，因此該行星地表可能存在液態水。

根據2022年最新的研究數據顯示，比鄰星b的質量下限為1.07 ± 0.06ME，是一顆比地球稍大的類地行星。但該行星的半徑卻難以確定，預估的范圍大致在0.9 - 1.4倍地球半徑之間，這是因為該行星的軌道傾角具有較大的不確定性。

構成上，基于對比鄰星的鐵、硅、鎂等元素豐度的分析可有助于推測比鄰星b的主要構成，根據主要成分的不同，比鄰星的大致形態范圍是從一顆具有大鐵核那樣的類似水星的行星，到一顆非常富含水的行星，都有可能。

電磁輻射上，雖然其母星比鄰星是一顆遠比太陽暗淡的紅矮星，但因比鄰星b距離母星足夠近，使得其表面所能接收的輻射能量達到地球的70%左右，其中主要能量位于紅外波段，其表面溫度可達到234K（-39℃）。并且由于距離近的緣故，從比鄰星b地表看向天空的比鄰星之時，會顯得比鄰星非常大，角直徑可達96'，是太陽的三倍左右。

比鄰星c

比鄰星c是一顆質量為7.77倍地球質量的超級地球或者是一顆小型的類海王星天體。它以1.48天文單位的軌道半徑圍繞比鄰星運行，是3顆行星中最遠的一顆，運行一周大約需要1928天，也就是5.28個地球年。直徑是地球直徑的1.674倍，約為21330Km。但由于行星軌道過遠，所以行星的地表平均溫度會很低，預計只有39K（-234.2°C）左右。

比鄰星d

比鄰星d質量為地球質量的0.26倍，大約是火星的兩倍；直徑為地球直徑的0.81倍，對應10321Km，介于火星與金星之間。比鄰星d因為比比鄰星b更加靠近母星，軌道半徑只有433萬km（0.02885個天文單位）,因此只需要5.167天即可公轉一周。

由于距離太近，使得比鄰星d表面異常炎熱，地表平均溫度可達到360K（87 °C），宜居指數并不高；但若假設該行星的反照率與地球類似，則在該星的兩極區域可能存在適宜居住的溫度。

塵埃帶

2017年，一組使用智利阿塔卡瑪射電望遠鏡陣列（ALMA）的天文學家宣稱在比鄰星周圍發現3條環繞其運行的塵埃帶以及一個發射源。

第一條是也最先發現的，是一條冷塵埃帶（Cold Belt），位于距恒星1-4AU的范圍內，包含了大量塵埃和50km左右的天體，總質量約為地球的1%，溫度約為40K。

第二條是最內側，是一條相對溫暖的熱塵埃帶（Warm Dust），距離恒星只有0.4AU。第三條被稱為極冷外環帶（Outer Belt）位于最外側，距離恒星30AU，溫度只有10K，軌道傾角大約45°。此外，還額外發現了一個距離恒星1.2角秒的緊湊發射源。

然而2018年的研究顯示，這些信號可能只是由于比鄰星產生的大規模耀斑活動導致的，而是塵埃帶導致的。

空間環境?

附近星域環境

從銀河系整體視角看，比鄰星位于銀河的主盤面上，與太陽一樣，距離銀心約2.65萬光年。進一步的位置，處在銀河系獵戶次漩臂中的本地泡（Local Bubble）中的G云（G Cloud）區域。 G云是一片包括比鄰星，牛郎星等亮星在內的星際云。而太陽處在與之相鄰的另一片叫本地星際云（LIC）的區域。

臨近恒星分布

對于夜晚星空，南門二AB雙星將會是星空中最亮的恒星，其次便是天狼星。若是看向太陽系方向，太陽仍會是仙后座的最亮星，并且亮度上會比從南門二AB雙星看去時更加稍亮些，達到0.4等，相當于從地球上看南河三或水委一的亮度。很多恒星都會改變相對位置以及星座所屬，具體的距離比鄰星10光年內的主要恒星分布如下表所示：

天空視野

對于白天天空，此時天空中的比鄰星看起來亮度與太陽相當，因為是一顆紅矮星，主要電磁輻射都集中在紅外波段，因此整個天空看起來會呈現出一種偏紅調的感覺，同時比鄰星的視直徑也將達到1.5°，約為太陽的3倍。

形成起源?

比鄰星作為南門二三合星系統的一部分，其起源以及與南門二AB雙星之間的引力關系，主要有兩種可能性：一種是共同起源論，另一種是不同起源論。

共同起源：早期內部捕獲

這種機制是基于比鄰星與南門二AB雙星起源于同一片星云所演化出的星團之中。在該原始星團被星系潮汐力蒸發之前，作為主體的是1.5-2倍太陽質量的南門二AB雙星，后來這對雙星與一顆低質量恒星（也就是比鄰星）相遇并將其捕獲，從而形成了現在的南門二三合星系統。這種形式方式的相關證據主要源于它們與鄰近恒星有著共同的空間運動以及大致相同的年齡。在周圍星際空間中，目前已知有6個單星系統，2個雙星系統以及1個三合星系統都與南門二系統有著共同的運動（相近的運動方向與速度），這些恒星包括HD 4391、矩尺座γ2、Gliese 676等。它們的空間速度均在比鄰星本動速度的10km/s內，因此他它們可能起源于一個移動星群或星團之中。進一步研究表明，南門二的三顆成員星具有相近的年齡，因此它們很有可能起源于同一片星云。

不同起源：后期相遇捕獲

這種機制是基于南門二系統的主體AB雙星與外圍成員比鄰星并非起源于同一片原始星云，只是后來二者都離開原始星團成為銀河系的場星時發生了相遇事件，基于AB雙星的巨大質量（相對于比鄰星）從而對比鄰星產生了引力捕獲，繼而形成了今天的三合星系統。如果是這種形成方式，那么比鄰星最初一定有個高離心率的運轉軌道，后面慢慢經星系潮汐和星際物質的作用才逐漸穩定下來。并且這種場景下，比鄰星對自身的環繞行星以及AB雙星的行星系的軌道干擾影響會更小。這種形成方式的主要證據是比鄰星與AB雙星的金屬量差異較大，這暗示著它們可能起源于一片不同的星云。

未來演化?

生命階段演化

對比鄰星而言，其星齡已有48.5億年之久，在經歷數十億年后隨著紅矮星的自轉速度降低，其磁場活動和耀斑活動的強度也會不斷降低。

像比鄰星這樣的低質量紅矮星，由于它們相對較低的能量產生效率，意味著它可在主序星階段停留4萬億年之久。隨著氫核聚變的持續進行，氦元素的含量不斷攀升，這時候其體積會不斷收縮，然后會進入到藍矮星階段。在該階段，比鄰星的亮度會顯著增加，可達到太陽的2.5%，這個階段大約會持續幾十億年時間。

最終當所有的氫燃料耗盡之時，會直接跳過紅巨星階段，轉化成一顆氦白矮星。此后，身為白矮星的比鄰星逐漸耗盡所有殘留的熱量，變成一顆沒有生機的黑矮星。

由于比鄰星這樣的紅矮星其壽命遠遠高于宇宙的現今年齡，所以還沒有任何的藍矮星和黑矮星存在過。

系統引力演化

當前，比鄰星一方面正以一條離心率為0.07，與銀心的相距2.7萬光年至3.1萬光年的軌道半徑圍繞銀河系中心運行。另一方面，比鄰星同時以一個約50萬年或者更久的圓形軌道，或是雙曲線軌道圍繞AB雙星運行，這有可能導致比鄰星在幾百萬年后脫離出這個系統。

即便幾百萬年后比鄰星沒有脫離這個系統，后期隨著南門二雙星的持續演化，質量的持續流失導致其引力逐漸降低且增加不穩定性，預計比鄰星35億年之后便會脫離當前的三合星系統，并從此逐漸遠離這對雙星。

探測計劃

比鄰星作為最近的恒星一直以來是各類天文觀測或外星探測項目的熱點目標，與其相關的著名探測計劃包括太空干涉測量任務（Space Interferometry mission）、暗淡紅點項目（Pale 紅色 Dot）、突破攝星計劃（Breakthrough Starshot）、2069南門二任務（2069 Alpha Centauri mission）等等。

除了以上項目，已經發射的哈勃空間望遠鏡（HST）以及近些年發射的詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）、蓋亞探測器（Gaia）等都對比鄰星有過獨立性的或包含性的觀測任務。