.webp)
Проксима Центавра Б
Проксима Центавра Б - Найближча до Землі екзопланета-двійник?
Проксіма Центавра b (або Проксіма b), іноді називається Альфа Центавра Cb, є екзопланетою, що обертається в межах зони обитання червоної карликової зірки Проксіма Центавра, яка є найближчою зіркою до Сонця і є частиною більшого трійного зіркового системи Альфа Центавра. Вона знаходиться на відстані близько 4,2 світлових років (1,3 пк) від Землі в сузір'ї Центавра, що робить її, разом із зараз обговорюваними Проксіма c та Проксіма d, найближчими відомими екзопланетами до Сонячної системи.
Проксіма Центавра b обертається навколо своєї батьківської зірки на відстані приблизно 0,05 А.О. (7,5 мільйонів км; 4,6 мільйонів миль) з періодом обертання приблизно 11,2 земних днів. Інші характеристики планети досить погано відомі, але віриться, що це потенційно Землеподібна планета з мінімальною масою, що становить щонайменше 1,07 М🜨 та майже таким самим радіусом, як Земля. Планета обертається в межах зони обитання своєї зірки, але не відомо, чи має вона атмосферу. Проксіма Центавра є зіркою типу "спалахів" з інтенсивним випромінюванням електромагнітних хвиль, що може зірвати атмосферу з планети. Близькість планети до Землі надає можливість для роботизованого космічного дослідження, наприклад, за допомогою проекту Breakthrough Starshot.
Проксіма Центавра b була оголошена 24 серпня 2016 року Європейською південною обсерваторією (ESO) після кількох років використання методу вивчення радіальної швидкості її материнської зірки. Крім того, відкриття Проксіми Центавра b, планети на обитабельній відстані від найближчої до Сонячної системи зірки, стало великим відкриттям в планетології та привернуло увагу до зіркової системи Альфа Центавра, до складу якої належить сама Проксіма.
Як Проксима Центавра Б була знайдена
Радіальний метод
Проводиться серія спостережень спектра світла, випромінюваного зіркою. Можуть бути виявлені періодичні зміни в спектрі зірки, при цьому довжина хвилі характерних спектральних ліній у спектрі регулярно збільшується та зменшується протягом певного періоду часу. Потім до набору даних застосовуються статистичні фільтри, щоб усунути ефекти спектру з інших джерел. Використовуючи математичні методи найкращого підходу, астрономи можуть виділити сигнальну періодичну синусоїду, яка вказує на планету на орбіті.
Якщо буде виявлено позасонячну планету, мінімальну масу планети можна визначити за змінами радіальної швидкості зірки. Щоб знайти більш точне вимірювання маси, необхідно знати нахил орбіти планети. Графік залежності виміряної радіальної швидкості від часу дасть характеристичну криву (синусоїду у випадку кругової орбіти), а амплітуда кривої дозволить розрахувати мінімальну масу планети за допомогою двійкової функції маси.
Періограма Байєса Кеплера — це математичний алгоритм, який використовується для виявлення однієї чи кількох позасонячних планет за послідовними вимірюваннями радіальної швидкості зірки, навколо якої вони обертаються. Він передбачає байєсівський статистичний аналіз даних радіальної швидкості з використанням попереднього розподілу ймовірностей у просторі, визначеного одним або кількома наборами кеплерівських орбітальних параметрів. Цей аналіз можна здійснити за допомогою методу Монте-Карло ланцюга Маркова (MCMC).
Метод був застосований до системи HD 208487, що призвело до явного виявлення другої планети з періодом приблизно 1000 днів. Однак це може бути артефакт зоряної активності.
Метод також застосовано до системи HD 11964, де було знайдено видиму планету з періодом приблизно 1 рік. Однак ця планета не була знайдена в повторно зменшених даних, що свідчить про те, що це виявлення було артефактом орбітального руху Землі навколо Сонця.
Хоча радіальна швидкість зірки дає лише мінімальну масу планети, якщо спектральні лінії планети можна відрізнити від спектральних ліній зірки, тоді можна знайти радіальну швидкість самої планети, і це дає нахил орбіти планети, а отже, можна визначити фактичну масу планети. Першою неторанзитною планетою, масу якої було знайдено таким чином, була Тау Боотіс b у 2012 році, коли в інфрачервоній частині спектру було виявлено чадний газ.
Дослiдження
Проксима Центавра стала мішенню для пошуків екзопланет ще до відкриття Проксими Центавра b, але початкові дослідження в 2008 і 2009 роках виключили існування екзопланет, більших за Землю, в зоні проживання. Навколо карликових зірок дуже часто зустрічаються планети, в середньому 1-2 планети на зірку, і близько 20-40% усіх червоних карликів мають одну в зоні проживання. Крім того, червоні карлики є найпоширенішим типом зірок.
До 2016 року спостереження за допомогою приладів Європейської південної обсерваторії в Чилі виявили аномалії в Проксимі Центавра, які не можна було задовільно пояснити спалахами або хромосферною активністю зірки. Це свідчить про те, що Проксима Центавра може обертатися навколо планети. У січні 2016 року команда астрономів запустила проект Pale Red Dot, щоб підтвердити існування цієї гіпотетичної планети. 24 серпня 2016 року команда під керівництвом Anglada-Escudé припустила, що земна екзопланета в зоні життя Проксими Центавра може пояснити ці аномалії, і оголосила про відкриття Проксими Центавра b.
У 2022 році було підтверджено ще одну планету під назвою Проксима Центавра d, яка обертається ще ближче до зірки. У 2020 році було повідомлено про іншу планету-кандидата під назвою Проксима Центавра c, але з тих пір її існування оскаржувалося, тоді як заява про існування поясу пилу навколо Проксими Центавра залишається непідтвердженою.
Відстань, параметри орбіти та вік
Проксима Центавра b є найближчою до Землі екзопланетою на відстані приблизно 4,2 ly. Він обертається навколо Проксими Центавра кожні 11,186 земних днів на відстані приблизно 0,049 а.о., що в 20 разів ближче до Проксими Центавра, ніж Земля до Сонця. Станом на 2021 рік незрозуміло, чи має вона ексцентриситет, але навряд чи Проксима Центавра b матиме будь-який нахил. Вік планети невідомий; Сама Проксима Центавра, можливо, була захоплена Альфою Центавра і, отже, не обов’язково того ж віку, що остання, якій приблизно 5 мільярдів років. Проксима Центавра b навряд чи матиме стабільні орбіти супутників.
Маса, радіус та склад
Станом на 2020 рік оціночна мінімальна маса Проксими Центавра b становить 1,173±0,086 M🜨; інші оцінки подібні, причому остання становить щонайменше 1,07±0,06 M🜨, але всі оцінки є мінімальними, оскільки нахил орбіти планети невідомий. Це робить її схожою на Землю, але радіус планети погано відомий і важко визначити, а її маса межує з межею між планетами типу Землі та типу Нептуна. Залежно від складу Проксима Центавра b може бути планетою, схожою на Меркурій, з великим ядром, що потребує особливих умов на початку історії планети, щоб планета була дуже багатою водою. Спостереження за співвідношенням Fe–Si–Mg у Проксимі Центавра можуть дозволити визначити склад планети, оскільки очікується, що вони приблизно відповідатимуть співвідношенням будь-яких планетних тіл у системі Проксими Центавра; різні спостереження виявили співвідношення цих елементів, подібне до Сонячної системи.
Станом на 2021 рік про Проксиму Центавра b відомо небагато, головним чином про її відстань до зірки та її орбітальний період, але було зроблено кілька симуляцій її властивостей. Було створено низку симуляцій і моделей, які передбачають склади, подібні до Землі, і включають передбачення галактичного середовища, внутрішнього утворення тепла від радіоактивного розпаду та нагрівання магнітною індукцією, обертання планет, вплив зоряного випромінювання, кількість летючих видів планети складається зі змін цих параметрів з часом.
Проксима Центавра b, ймовірно, розвивалася в інших умовах, ніж на Землі, з меншою кількістю води, сильнішими ударами та загалом швидшим розвитком, якщо припустити, що вона утворилася на поточній відстані від зірки. Проксима Центавра b, ймовірно, не утворилася на теперішній відстані від Проксими Центавра, оскільки кількість матеріалу в протопланетному диску була б недостатньою. Натомість він або фрагменти утворилися на більших відстанях, а потім перемістилися на поточну орбіту Проксими Центавра b. Залежно від природи матеріалу-попередника він може бути багатий леткими речовинами. Можлива низка різних сценаріїв утворення, багато з яких залежать від існування інших планет навколо Проксими Центавра та призведуть до іншого складу.
Приливне захоплення
Проксима Центавра b, ймовірно, припливно прив’язана до головної зірки, що для орбіти 1:1 означатиме, що одна й та сама сторона планети завжди буде стикатися з Проксимою Центавра. Незрозуміло, чи можуть виникнути придатні для життя умови за таких обставин, оскільки приливний шлюз 1:1 призведе до екстремального клімату, коли лише частина планети придатна для життя.
Однак планета не може бути припливно заблокованою. Якби ексцентриситет Проксими Центавра b був вищим за 0,1-0,06, він мав би тенденцію входити в резонанс 3:2, подібний до Меркурія, або резонанс вищого порядку, наприклад 2:1. Додаткові планети навколо Проксими Центавра та взаємодія з Альфа Центавра можуть спричинити вищі ексцентрики. Якщо планета не є симетричною (триосьовою), захоплення на орбіту без припливно-замкненої орбіти було б можливим навіть із низьким ексцентриситетом. Проте незаблокована орбіта призведе до приливного нагрівання мантії планети, збільшення вулканічної активності та потенційного вимкнення динамо, що створює магнітне поле. Точна динаміка сильно залежить від внутрішньої структури планети та її еволюції у відповідь на припливне нагрівання.
Материнська Зiрка
Батьківська зірка Проксими b — Проксима Центавра — це червоний карлик, який випромінює лише 0,005% кількості видимого світла, яке випромінює Сонце, і в середньому близько 0,17% енергії Сонця. [42] Незважаючи на таке низьке випромінювання, Proxima b все ще отримує через свою близьку орбіту близько 70% інфрачервоної енергії, яку Земля отримує від Сонця. При цьому Проксима Центавра також є спалаховою зіркою, її яскравість іноді змінюється в 100 разів протягом годин, її світність становить у середньому 0,155±0,006 L☉ (як у Сонця)
Проксима Центавра має масу, еквівалентну 0,122 M☉, і радіус Сонця 0,154 R☉. Маючи ефективну температуру 3050±100 кельвінів, він має спектральний тип M5,5V. Магнітне поле Проксими Центавра значно сильніше, ніж у Сонця, з напруженістю 600±150 Гс; вона змінюється в 7-річному циклі.
Це найближча до Сонця зірка з відстанню 4,2426 ± 0,0020 світлових років (1,3008 ± 0,0006 пк). Проксима Центавра є частиною множинної зіркової системи, іншими членами якої є Альфа Центавра A та Альфа Центавра B, які утворюють подвійну зоряну підсистему. Динаміка множинної зоряної системи могла спричинити наближення Проксими Центавра b до своєї головної зірки протягом її історії. Виявлення планети навколо Альфи Центавра в 2012 році вважається сумнівним. Незважаючи на свою близькість до Землі, Проксима Центавра занадто слабка, щоб її можна було побачити неозброєним оком, за винятком випадку, коли спалах зробив її видимою неозброєним оком.
Клiмат
Проксима Центавра b розташована в класичній зоні проживання своєї зірки і отримує близько 65% опромінення Землі. Його рівноважна температура оцінюється приблизно в 234 K (−39 °C; −38 °F).
Різні фактори, такі як орбітальні властивості Проксими Центавра b, спектр випромінювання, випромінюваного Проксимою Центавра, поведінка хмар і серпанків, впливають на клімат Проксими Центавра b, що містить атмосферу.
Існує два ймовірних сценарії для атмосфери Проксими Центавра b: в одному випадку вода на планеті могла конденсуватися, а водень був би втрачений у космос, що залишило б лише кисень і/або вуглекислий газ в атмосфері після планети. рання історія. Однак також можливо, що Проксима Центавра b мала первісну водневу атмосферу або утворилася далі від своєї зірки, що зменшило б вихід води. Таким чином, Проксима Центавра b могла зберегти свою воду поза межами своєї ранньої історії. Якщо атмосфера існує, вона, швидше за все, містить гази, що містять кисень, такі як кисень і вуглекислий газ. Разом із магнітною активністю зірки вони викликали б полярні сяйва, які можна було б спостерігати з Землі, якщо планета має магнітне поле.
Кліматичні моделі, включаючи моделі загальної циркуляції, що використовуються для клімату Землі, використовувалися для моделювання властивостей атмосфери Проксими Центавра b. Залежно від її властивостей, наприклад, чи є вона припливно-відливною, кількість води та вуглекислого газу, можлива низка сценаріїв: планета, частково або повністю вкрита льодом, океани на всій планеті чи невеликі океани, або лише суша, комбінації між цими або сценарії з одним або двома «очними яблуками» або зонами у формі омара з рідкою водою. Додатковими факторами є:
1) Природа конвекції.
2) Розподіл континентів, які можуть підтримувати карбонатно-силікатний цикл і таким чином стабілізувати концентрацію вуглекислого газу в атмосфері.
3) Перенесення тепла океаном, що розширює простір для клімату, придатного для життя.
4) Варіації солоності океану, які змінюють властивості океану.
5) Період обертання планети, який визначає динаміку хвилі Россбі.
6) Динаміка морського льоду, яка може спричинити замерзання глобального океану.
Стабiльнiсть та стiйкiсть атмосфери
Стабільність атмосфери є основною проблемою для проживання Проксими Центавра b:
1) Сильне опромінення УФ-випромінюванням і рентгенівськими променями від Проксими Центавра є проблемою для проживання. Проксима Центавра b отримує приблизно в 10-60 разів більше цього випромінювання, особливо рентгенівського, ніж Земля. У минулому вона могла отримати навіть більше, додавши до 7–16 разів більше сукупного XUF-випромінювання, ніж Земля. Ультрафіолетове випромінювання та рентгенівське випромінювання можуть ефективно випаровувати атмосферу, оскільки водень легко поглинає випромінювання і не легко втрачає його знову, таким чином нагріваючись, доки швидкість атомів і молекул водню не стане достатньою для виходу з гравітаційного поля планети. Вони можуть видаляти воду, розділяючи її на водень і кисень і нагріваючи водень в екзосфері планети, поки він не втече. Водень може затягувати інші елементи, такі як кисень і азот. Азот і вуглекислий газ можуть самостійно виходити з атмосфери, але цей процес навряд чи суттєво зменшить вміст азоту та вуглекислого газу на планеті, схожій на Землю.
2) Ще більшу загрозу для атмосфери становлять зоряні вітри та викиди корональної маси. Сила зоряного вітру, що впливає на Проксиму Центавра b, може становити в 4–80 разів більше, ніж на Землю. Більш інтенсивне ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання може підняти атмосферу планети за межі магнітного поля, збільшуючи втрати, викликані зоряним вітром і викидами маси.
3) На відстані Проксими Центавра b від зірки зоряний вітер, імовірно, буде щільнішим, ніж навколо Землі, в 10–1000 разів залежно від сили магнітного поля Проксими Центавра. Станом на 2018 рік невідомо, чи має планета магнітне поле, а верхні шари атмосфери можуть мати власне магнітне поле. Залежно від інтенсивності магнітного поля Проксими Центавра b, воно може проникати глибоко в атмосферу планети та здирати її частини, із значною мінливістю протягом добового та річного часових масштабів.
Якщо планета припливно прив’язана до зірки, атмосфера може колапсувати на нічну сторону. Це особливо небезпечно для атмосфери, в якій переважає вуглекислий газ, хоча льодовики можуть переробляти вуглекислий газ.
4) На відміну від сонцеподібних зірок, придатна для життя зона Проксими Центавра була б далі на початку існування системи, коли зірка перебувала на стадії перед головною послідовністю. У випадку з Проксимою Центавра, якщо припустити, що планета сформувалася на своїй поточній орбіті, вона могла провести до 180 мільйонів років надто близько до своєї зірки, щоб вода могла конденсуватися. Таким чином, Проксима Центавра b могла постраждати від парникового ефекту, під час якого вода планети випаровувалася б у пару, яка потім розщеплювалася б на водень і кисень під дією ультрафіолетового випромінювання. Водень і, отже, будь-яка вода згодом були б втрачені, подібно до того, що, як вважають, сталося з Венерою.
Хоча характеристики подій зіткнення з Проксимою Центавра b наразі цілком припущені, вони можуть дестабілізувати атмосферу та википіти з океанів.
Навіть якщо Проксима Центавра b втратила свою первісну атмосферу, через деякий час вулканічна активність може відновити її. Друга атмосфера, ймовірно, міститиме вуглекислий газ, який утворить більш стабільну атмосферу, ніж земна. У випадку Землі кількість води, що міститься в мантії, може наближатися до одного земного океану. Крім того, зіткнення з екзокометами може поповнити запаси води для Проксими Центавра b, якщо вони присутні.
Доставка води до Проксими Центавра b
Ряд механізмів може доставити воду на планету, що розвивається; скільки води отримала Проксима Центавра b, невідомо. Моделювання Ribas et al. 2016 показує, що Проксима Центавра b втратила б не більше одного еквіваленту води земного океану, але пізніші дослідження показали, що кількість втраченої води може бути значно більшою, і Airapetian et al. У 2017 році було зроблено висновок, що атмосфера буде втрачена протягом десяти мільйонів років. Однак оцінки сильно залежать від початкової маси атмосфери, тому є дуже невизначеними.
Життя
IУ контексті дослідження екзопланет «життєвість» зазвичай визначається як можливість існування рідкої води на поверхні планети. Як зазвичай розуміють у контексті життя на екзопланетах, рідка вода на поверхні та в атмосфері є передумовами для проживання – будь-яке життя, обмежене під поверхнею планети, наприклад у підповерхневому океані, як у Європі в Сонячній системі, буде важко виявити здалеку, хоча це може бути моделлю життя в покритій холодним океаном Проксимі Центавра b.
Можливі перешкоди для проживання
Життєздатність червоних карликів є суперечливою темою, яка має ряд міркувань:
1) Як активність Проксими Центавра, так і приливне блокування перешкоджали б встановленню цих умов.
2) На відміну від XUV-випромінювання, ультрафіолетове випромінювання на Проксимі Центавра b більш червоне (холодніше), тому може менше взаємодіяти з органічними сполуками та виробляти менше озону. Навпаки, зоряна активність може настільки руйнувати озоновий шар, що посилить ультрафіолетове випромінювання до небезпечного рівня.
3) Залежно від його ексцентриситету, він може частково лежати за межами зони проживання протягом частини своєї орбіти.
4) Кисень і/або окис вуглецю можуть накопичуватися в атмосфері Проксими Центавра b до токсичних кількостей. Однак високі концентрації кисню можуть сприяти еволюції складних організмів.
5) Якщо океани присутні, припливи можуть призвести до затоплення та висихання прибережних ландшафтів, запускаючи хімічні реакції, що сприяють розвитку життя, сприяють еволюції біологічних ритмів, таких як цикл день-ніч, який інакше не розвивався б у припливно-замкнена планета без циклу день-ніч, змішують океани, постачають і перерозподіляють поживні речовини та стимулюють періодичне розширення морських організмів, таких як червоні припливи на Землі.
З іншого боку, червоні карлики, такі як Проксима Центавра, мають тривалість життя набагато довшу, ніж Сонце, у багато разів перевищуючи передбачуваний вік Всесвіту, і, таким чином, життя має достатньо часу для розвитку. Випромінювання, яке випромінює Проксима Центавра, погано підходить для фотосинтезу, що генерує кисень, але достатньо для аноксигенного фотосинтезу, хоча незрозуміло, як можна виявити життя, що залежить від аноксигенного фотосинтезу. Одне дослідження 2017 року показало, що продуктивність екосистеми Проксими Центавра b, заснованої на фотосинтезі, може становити приблизно 20% від земної.
Спостереження та дослiдження
Станом на 2021 рік Проксима Центавра b ще не була безпосередньо знята, оскільки її відстань від Проксими Центавра занадто мала для цього. Малоймовірно, що він пройде через Проксиму Центавра з точки зору Землі; усі дослідження не змогли знайти доказів будь-яких транзитів Проксими Центавра b. Зірка контролюється на предмет можливого випромінювання технологічних радіосигналів проектом Breakthrough Listen, який у квітні-травні 2019 року виявив сигнал BLC1; однак пізніші дослідження показали, що це, ймовірно, людське походження.
Майбутні великі наземні телескопи та космічні обсерваторії, такі як космічний телескоп Джеймса Вебба та римський космічний телескоп Ненсі Грейс, зможуть безпосередньо спостерігати за Проксимою Центавра b, враховуючи її близькість до Землі, але відокремити планету від її зірки буде важко. Можливі ознаки, які можна спостерігати з Землі, - це відбиття зоряного світла від океану, радіаційні структури атмосферних газів і туману та атмосферного переносу тепла. Було докладено зусиль, щоб визначити, як виглядала б Проксима Центавра b для Землі, якби вона мала певні властивості, такі як атмосфера певного складу.
Навіть найшвидший космічний корабель, побудований людьми, потребував би багато часу, щоб подолати міжзоряні відстані; «Вояджеру-2» знадобиться близько 75 000 років, щоб досягти Проксими Центавра. Серед пропонованих технологій досягнення Проксими Центавра b протягом життя людини — сонячні вітрила, які можуть досягати швидкості 20% швидкості світла; проблеми полягали б у тому, як уповільнити зонд, коли він прибуває в систему Проксими Центавра, і зіткнення високошвидкісних зондів з міжзоряними частинками. Серед проектів подорожі до Проксими Центавра b є проект Breakthrough Starshot, метою якого є розробка приладів і систем живлення, які зможуть досягти Проксими Центавра в 21 столітті.
Вид з Проксіми Центавра b
З Проксими Центавра b подвійні зірки Альфа Центавра були б значно яскравішими, ніж Венера з Землі, з видимою зоряною величиною −6,8 і −5,2 відповідно. Сонце виглядатиме як яскрава зірка з видимою зоряною величиною 0,40 у сузір’ї Кассіопеї. Яскравість Сонця була б подібною до яскравості Ахернара або Проціону з Землі.
Художнє уявлення про поверхню Проксими Центавра b. Подвійну систему Альфа Центавра AB можна побачити на задньому плані, у верхньому правому куті Проксіми Б.