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比鄰星b

天球赤道座標：星圖 14h 29m 42.9487s, −62° 40′ 46.141″
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Proxima Centauri b
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比鄰星b與其所屬的南門二三星系統想像圖
母恆星
母恆星 比鄰星
星座 半人馬座
距離4.224 ly (1.295[1] pc)
光譜類型 M6Ve[2]
物理性質
最小質量(m sin i)1.27+0.19
−0.17[1] M🜨
輻射功率(F⊙)0.65[1] 🜨
溫度 (T) 234 K（−39 °C） K
軌道參數
半長軸 (a) 0.05 AU
軌道離心率 (e) <0.35[1]
公轉週期 (P) 11.186 d
發現
發現時間 2016年8月24日
發現者
發現方法 都卜勒光譜學
發現地點 歐洲南方天文台
發表論文 確認
其他名稱
半人馬座α Cb（Alpha Centauri Cb, α Cen C b）, Proxima b, GL 551 b, HIP 70890 b
資料庫參考
太陽系外行星
百科全書		data
SIMBADdata

比鄰星b（Proxima Centauri b 或 比鄰星b[3][4]）是一顆太陽系外行星，位於紅矮星比鄰星適居帶內[5]。該行星距離地球約4.2光年（1.3秒差距），在天球上位於半人馬座 。比鄰星b是已知距離太陽系最近的系外行星，也是已知距離最近的適居帶內系外行星。該行星是由觀測母恆星光譜譜線週期性移動狀況的徑向速度法發現。根據觀測資料，該天體相對於地球的運動速度大約時速5公里[1]。

特徵

質量、半徑與表面溫度

比鄰星b被認為是類地行星，質量下限是1.27 M🜨[1]。實際質量則因為軌道傾角不明而無從得知，但低於3 M🜨 的機率是90%[6]。假設它是由岩石組成並且密度與地球相當的話，它的半徑至少是1.1 R🜨；如密度較低或真實質量大於質量下限，半徑將會更大[7]。比鄰星b的表面溫度估計為234 K（−39 °C）[1]。

母恆星

比鄰星b的母恆星是比鄰星，屬M型紅矮星，質量為0.12 M☉，半徑為0.14 R☉[1]，表面溫度3042 K[8]，年齡48.5億年[9]。相較之下，太陽表面溫度5778 K[10]，年齡46億年[11]。比鄰星自轉週期83日 [12]，光度大約是0.0015 L☉[1]。比鄰星的金屬量偏高，在低質量恆星中是不尋常的。並且比鄰星的金屬量指標[Fe/H]比為0.21，是太陽大氣層鐵含量的1.62倍[13][注 1]。

比鄰星的視星等，即地球上所見的亮度，為11.13[14]。因此它雖然是距離太陽最近的恆星，仍因為光度極低而無法用肉眼和小雙筒望遠鏡觀測。

比鄰星是焰星，代表它的亮度會因為磁場活動而突發性地大幅上升[15]。

軌道

比鄰星b的軌道週期11.86日，軌道半長軸約為0.05天文單位，即地球軌道半長軸的5%。相較之下，水星的軌道半長軸為0.39天文單位[1]。比鄰星b從母恆星接收到的輻射量是地球從太陽接收輻射量的65%，但是比鄰星b接受的X射線輻射量是地球的400倍[1]。

適居性

被認為是類地行星的比鄰星b表面想像圖。

比鄰星b的位置在母恆星比鄰星的適居帶內。如果行星的大氣層條件與組成成分合適，就可以讓行星表面有液態水存在。比鄰星是質量只有太陽約十分之一的紅矮星，因此它的年齡可能達到3至4兆年，是太陽預估壽命極限（100億年）的300到400倍[16]。但目前並不知道比鄰星b有多適居[17]。

比鄰星b離母恆星夠近，因此可能發生潮汐鎖定[18]，即行星的公轉週期和自轉週期互相同步的現象[19]。如果該行星的軌道離心率為0，則會出現同步自轉，比鄰星b的一面會一直對著母恆星，而另一面則一直處於黑暗之中[20][21]，而在這兩個極端之間，會有一個名為晨昏圈的適居地區，那裡的溫度可能在273 K（0 °C）左右，適合液態水的存在。不過目前比鄰星b的軌道離心率並未確定，只是知道它小於0.35，但有可能足以產生像水星那樣3:2的軌道共振。歐洲南方天文台預測說，如果這樣的話，比鄰星b上的氣候環境會更加溫和，平均溫度接近地球[22]。另外，如果該行星的大氣層足夠濃厚，面向恆星一面的熱量就能傳導到背離恆星的一面，行星表面適居的部分就會更大[19]。

不過，比鄰星是一顆年輕活躍的紅矮星，其表面活動如閃耀等會令比鄰星b暴露於比地球高400倍的X射線之中、平均磁場亦高達太陽的600倍左右，有可能破壞比鄰星b的大氣。不過亦有研究指出類似系統的大氣流失量頗少，而且比鄰星b與比鄰星有潮汐鎖定現象，研究顯示這個潮汐鎖定現象有可能保護大氣免受高磁場破壞。[23]另外如果比鄰星b有一個強大的磁場，它的母星的耀斑活動也就不成問題。[24]比鄰星突發性地高能磁場對比鄰星b適居性的影響，還有待更多觀測。

發現

HARPS自2016年1月1日起對比鄰星相對於地球接近與遠離的徑向速度觀測三個月的結果。帶有黑色誤差槓（英語：Error bar）的紅點代表每次觀測的資料點，藍色曲線則是資料擬合曲線。徑向速度曲線的振幅和週期則可用來推估行星的質量下限。

英國赫特福德大學的天文學家米科·圖米（英語：Mikko Tuomi）（Mikko Tuomi）從存檔中比鄰星的徑項運動資料中首次注意到比鄰星b的蛛絲馬跡[25]。為了確認比鄰星旁這顆行星的存在，歐洲南方天文台於2016年1月啟動「黯淡紅點」（Pale Red Dot）計劃[26]。2016年4月24日，比鄰星b的存在由倫敦瑪麗王后大學天文學家古勒姆·安格拉達-伊斯庫德（加泰隆尼亞語：Guillem Anglada-Escudé）（Guillem Anglada-Escude）帶領的歐洲南方天文台團隊確認[9]。這項發現發表於《自然》期刊[1][18]。相關的觀測是由兩組攝譜儀完成，分別是拉西拉天文台ESO 3.6米望遠鏡的高精度徑向速度行星搜索器（HARPS）和甚大望遠鏡的紫外線與可見光階梯光柵攝譜儀（Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph，UVES）[1]。這些資料最早在2013年就顯示比鄰星旁有行星存在[12]。天文學家將母恆星徑向速度峰值與行星軌道週期變化的觀測資料相結合，得以計算行星的質量下限。這項發現統計學上的假陽性機率小於千萬分之一[12]。

德國周刊《明鏡》於2016年8月12日出版的文章就洩漏了歐洲南天天文台的這項發現，並且相關傳聞迅速傳播[27]。歐洲南天天文台否認其與洩漏有關，並且在同年8月24日正式宣布發現以前對相關訊息一概拒絕提供更進一步訊息與評論[28]。

參見

注釋

  1. ^ 比鄰星大氣的鐵含量是氫的100.21倍，即太陽金屬量的1.62倍。

參考文獻

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 Anglada-Escudé, G.; Amado, P. J.; Barnes, J.; Berdiñas, Z. M.; Butler, R. P.; Coleman, G. A. L.; de la Cueva, I.; Dreizler, S.; Endl, M.; Giesers, B.; Jeffers, S. V.; Jenkins, J. S.; Jones, H. R. A.; Kiraga, M.; Kürster, M.; López-González, M. J.; Marvin, C. J.; Morales, N.; Morin, J.; Nelson, R. P.; Ortiz, J. L.; Ofir, A.; Paardekooper, S.-J.; Reiners, A.; Rodríguez, E.; Rodrίguez-López, C.; Sarmiento, L. F.; Strachan, J. P.; Tsapras, Y.; Tuomi, M.; Zechmeister, M. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri (PDF). Nature. 25 August 2016, 536 (7617): 437–440 [2016-08-25]. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/nature19106. （原始內容存檔 (PDF)於2019-09-05） （英語）. 
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外部連結

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