プロキシマ・ケンタウリb

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プロキシマ・ケンタウリb
プロキシマ・ケンタウリbを地球型太陽系外惑星として描いた想像図。背景にはプロキシマ・ケンタウリとアルファ・ケンタウリ系が見える。このデータ以外では、太陽系外惑星の実際の外観と組成は現在のところ不明である。
ディスカバリー[ 1 ]
発見者Anglada-Escudéら
発見場所ヨーロッパ南天天文台
発見日2016年8月24日
ドップラー分光法
軌道特性[ 2 ]
0.04848 ± 0.00029  AU
偏心低い[ a ]
11.184 65 ± 0.000 53 日
半振幅1.226 ± 0.062  m/s
星プロキシマ・ケンタウリ
身体的特徴
0.94–1.4 R 🜨 [ 5 ] [ b ]
質量≥1.055 ± 0.055  M 🜨 [ 2 ]
温度温度：234 K（−39 ° C; −38 °F） [ 6 ]

プロキシマ・ケンタウリbは、ケンタウルス座の赤色矮星プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーン内を周回する太陽系外惑星である。プロキシマb [ 7 ]、あるいはアルファ・ケンタウリCbとも呼ばれる。主星は太陽に最も近い恒星で、地球から約4.2光年（1.3パーセク）の距離にあり、より大きな三重星系アルファ・ケンタウリの一部である。プロキシマbとプロキシマdは、現在議論の的となっているプロキシマcとともに、太陽系に最も近い既知の太陽系外惑星である。

プロキシマ・ケンタウリbは、親星から約0.04848 AU（725万3000 km、450万6000マイル）の距離を公転しており、公転周期は約11.2地球日です。その他の特性はほとんど解明されていませんが、おそらく最小質量はプロキシマ・ケンタウリの半径は1.06M🜨 で、地球よりわずかに大きい。この惑星は親星のハビタブルゾーン内を公転しているが、大気の有無は不明であり、居住可能性に影響を与える可能性がある。プロキシマ・ケンタウリはフレア星であり、強力な電磁放射を放出することで惑星の大気を剥ぎ取る可能性がある。

2016年8月24日にヨーロッパ南天天文台（ESO）によって発表されたプロキシマ・ケンタウリbは、数年にわたる親星のドップラー分光測定によって確認されました。プロキシマ・ケンタウリbの発見は惑星学における大きな発見であり[ 8 ]、アルファ・ケンタウリ星系全体への関心を高めました[ 9 ] 。 2023年現在、プロキシマ・ケンタウリbは一般の人々にとって最もよく知られている太陽系外惑星であると考えられています[10]。この太陽系外惑星は地球に近いため、ロボットによる宇宙探査の機会が期待されています。

発見

2016年最初の3ヶ月間にHARPS分光器で測定された、プロキシマ・ケンタウリの地球に向かう速度と地球から遠ざかる速度。黒いエラーバーが付いた赤いシンボルはデータポイントを表し、青い曲線はデータに近似した曲線です。この運動の振幅と周期から、惑星の最小質量が推定されました。

プロキシマ・ケンタウリは、プロキシマ・ケンタウリ b が発見される前から太陽系外惑星探索の対象となっていたが、2008 年と 2009 年の初期研究では、ハビタブルゾーン内に地球よりも大きな太陽系外惑星が存在する可能性は否定されていた。[ 11 ]矮星の周囲には惑星が非常に多く存在し、平均して恒星 1 つあたり 1～2 個の惑星が存在し、[ 12 ]また、赤色矮星全体の約 20～40% にはハビタブルゾーン内に惑星が 1 つ存在する。[ 13 ]さらに、赤色矮星は最も一般的なタイプの恒星である。[ 14 ]

2016年以前にチリのヨーロッパ南天天文台の観測機器[ c ]による観測に基づき、プロキシマ・ケンタウリ[ 15 ]には、恒星のフレア[ d ]や彩層[ e ]活動では十分に説明できない運動異常が確認されました。これは、プロキシマ・ケンタウリの周囲に太陽系外惑星が存在する可能性を示唆していました。2016年1月、天文学者チームがこの仮説上の太陽系外惑星の存在を確認するために、ペイル・レッド・ドット・プロジェクトを開始しました。2016年8月24日、アングラダ・エスクデ率いるチームは、プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーンにある地球型太陽系外惑星がこれらの異常を説明できると提唱し、プロキシマ・ケンタウリbの発見を発表しました[ 6 ] 。

2022年には、さらに恒星に近い軌道を周回する太陽系外惑星プロキシマ・ケンタウリdの存在が確認された。 [ 18 ]プロキシマ・ケンタウリcと呼ばれる太陽系外惑星候補は2020年に報告されたが[ 19 ]、データに潜在的なアーティファクトが含まれている可能性があるため、その存在はその後議論されている。[ 20 ]プロキシマ・ケンタウリの周囲にダストベルトが存在するという主張は未確認のままである。[ 21 ]

物理的特性

プロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーンの軌道距離と太陽系との比較と概要

距離、軌道パラメータ、年齢

プロキシマ・ケンタウリbは地球に最も近い太陽系外惑星であり[ 22 ] 、地球から約4.2 光年（1.3パーセク）[ 7 ]プロキシマ・ケンタウリの周りを周回する周期は約11.185地球日の距離プロキシマ ・ケンタウリbは、地球から太陽までの距離の20倍以上、地球から太陽までの距離に位置している。[ 23 ] 2021年現在、プロキシマ・ケンタウリbに大きな離心率があるかどうかは不明であるが[ f ] [ 26 ] 、プロキシマ・ケンタウリbに傾斜角がある可能性は低い。[ 27 ]惑星の年齢は不明である。[ 28 ]プロキシマ・ケンタウリ自体はアルファ・ケンタウリに捕獲された可能性があり、そのため、約50億歳の後者の2つの恒星と同じ年齢である必要はない。[ 21 ]プロキシマ・ケンタウリbは、衛星として安定した軌道を持つ可能性は低い。[ 29 ]

質量、半径、組成

2025年現在、プロキシマ・ケンタウリbの推定最小質量は1.055 ± 0.055  M 🜨 ; [ 2 ]他の推定値も同様であるが[ 30 ] 、惑星の軌道傾斜角がまだ分かっていないため、すべての推定値は最小値である。 [ 21 ]主星の自転と共面である47°の傾斜角を仮定すると、その真の質量は次のようになる。プロキシマ・ケンタウリbの半径は1.44 ± 0.21  M 🜨 である。[ 2 ]そのため地球に似ているが、惑星の半径はよくわかっておらず、決定するのが難しい。考えられる組成に基づく推定では、 0.94～1.4 R 🜨の範囲である[ 5 ] [ 31 ]また、その値が以前の推定よりも低い場合、地球型惑星と海王星型惑星の境界付近になる可能性がある。 [ 12 ]組成に応じて、プロキシマ・ケンタウリbは、大きな核を持つ水星型惑星（惑星の歴史の初期に特別な条件が必要）から、非常に水が豊富な惑星までの範囲になる可能性がある。プロキシマ・ケンタウリのFe – Si – Mg比を観測すると、惑星の組成を決定できる可能性がある。[ 32 ]これらの比は、プロキシマ・ケンタウリ系のどの惑星の比率ともほぼ一致すると予想されるためである。様々な観測により、これらの元素の比率が太陽系に似ていることが分かっています。[ 33 ]

2021年現在、プロキシマ・ケンタウリbについては、主に恒星からの距離と公転周期[ 34 ]などほとんど分かっていませんが、その物理的特性に関するシミュレーションが数多く行われています。 [ 21 ]地球のような組成を仮定した多くのシミュレーションとモデルが作成されており[ 35 ] 、銀河環境、放射性崩壊と磁気誘導加熱による内部発熱[ g ]、惑星の自転、恒星放射線の影響、惑星を構成する揮発性種の量、これらのパラメータの時間的変化の予測が含まれています。[ 33 ]

プロキシマ・ケンタウリbは、地球とは異なる条件下で形成された可能性が高い。つまり、水が少なく、衝突が強く、全体的に成長が速かったと仮定する。これは、現在の恒星からの距離で形成されたと仮定した場合である。[ 38 ]プロキシマ・ケンタウリbは、原始惑星系円盤の物質量が不十分であるため、現在のプロキシマ・ケンタウリからの距離では形成されなかった可能性が高い。代わりに、惑星、あるいは原始惑星の破片は、より遠い距離で形成され、その後、プロキシマ・ケンタウリbの現在の軌道に移動したと考えられる。前駆体物質の性質によっては、揮発性物質が豊富に含まれている可能性がある。[ 6 ]プロキシマ・ケンタウリの周りに他の惑星が存在するかどうかによって、組成が変化する可能性がある。[ 39 ]

潮汐ロック

プロキシマ・ケンタウリbは主星に潮汐固定されている可能性が高いため[ 29 ] 、 1:1の軌道では惑星の同じ側が常にプロキシマ・ケンタウリを向くことになります。[ 28 ]このような状況下で居住可能な条件が発生するかどうかは不明です。[ 40 ] 1:1の潮汐固定は惑星の一部しか居住できない極端な気候につながるためです。[ 28 ]

しかし、この惑星は潮汐固定されていない可能性がある。プロキシマ・ケンタウリ b の離心率が 0.1 [ 41 ] –0.06 よりも高ければ、水星のような 3:2 共鳴[ h ]、または 2:1 などの高次共鳴に入る傾向がある。[ 42 ]プロキシマ・ケンタウリを周回する他の惑星やアルファ・ケンタウリとの相互作用[ i ]によって、より高い離心率が励起される可能性がある。[ 43 ]惑星が対称形 (三軸)でなければ、離心率が低くても、潮汐固定されていない軌道に捕獲される可能性がある。[ 44 ]しかし、非固定軌道では、惑星のマントルが潮汐加熱され、火山活動が活発化し、磁場を生成するダイナモが停止する可能性がある。[ 45 ]正確なダイナミクスは、惑星の内部構造と潮汐加熱に対するその進化に大きく依存する。[ 46 ]非固定惑星では、地球よりもはるかに激しい海洋潮汐が発生する可能性がある。 [ 47 ]

司会者スター

プロキシマbから見たプロキシマの見え方（96分）と、地球から見た太陽の見え方（32分）を比較した角度比較。プロキシマは太陽よりもはるかに小さいですが、プロキシマbは主星に非常に近い位置にあります。

プロキシマ・ケンタウリbの親星であるプロキシマ・ケンタウリは赤色矮星であり、[ 42 ]太陽の可視光線のわずか0.005%、太陽のエネルギーの平均約0.17%しか放射していません。[ 48 ]この低い放射量にもかかわらず、プロキシマ・ケンタウリbは近い軌道を周回しているため、地球が太陽から受け取る赤外線エネルギーの約70%を受けています。[ 48 ]プロキシマ・ケンタウリはフレア星でもあり、その明るさは数時間にわたって100倍も変化します。[ 49 ]その平均明るさは0.155 ± 0.006  L ☉ . [ 6 ]

プロキシマ・ケンタウリは太陽の12.2%の質量と太陽の半径の15.4%を持っています。[ 50 ]有効温度[ j ]は3,050 ± 100 ケルビン、スペクトル型[ k ]はM5.5Vで、中心核で水素を核融合させてエネルギーを生成しているM型主系列星である。プロキシマ・ケンタウリの磁場は太陽よりもかなり強く、その強度は600 ± 150  G ; [ 53 ] 7年周期で変動します。[ 54 ] [ 55 ]

太陽に最も近い恒星であるため「プロキシマ」と名付けられ、[ 9 ]太陽からの距離は4.2426 ± 0.0020光年（1.3008 ± 0.0006 pc）です。プロキシマ・ケンタウリは多重星系の一部であり、他の恒星はアルファ・ケンタウリAとアルファ・ケンタウリBで、連星系を形成しています。[ 56 ]多重星系のダイナミクスにより、プロキシマ・ケンタウリbは歴史の中で主星に近づいてきた可能性があります。[ 57 ] 2012年にアルファ・ケンタウリBの周囲に惑星が検出されましたが、その可能性は低いと考えられていました。[ 56 ]地球に近いにもかかわらず、プロキシマ・ケンタウリは肉眼では見えないほど暗いです。[ 11 ]スーパーフレアの場合を除きます。[ 58 ]

表面状態

気候

プロキシマ・ケンタウリbの表面の想像図。アルファ・ケンタウリAB連星系は、プロキシマの右上の遠くに2つの白い点として見える。

プロキシマ・ケンタウリbは、その恒星の古典的なハビタブルゾーン内に位置し[ 59 ]、地球からの放射の約65%を受けています。その平衡温度は約234 K（-39 °C; -38 °F）と推定されています[ 6 ] 。プロキシマ・ケンタウリbの軌道特性、プロキシマ・ケンタウリが放出する放射スペクトル[ l ] 、雲やもやの挙動[ m ]など、様々な要因が、大気を持つプロキシマ・ケンタウリbの気候に影響を与えます[ 64 ] 。

プロキシマ・ケンタウリbの大気については、2つのシナリオが考えられます。1つは、惑星の水が凝縮して水素が宇宙に放出され、惑星の初期の歴史以降、大気中には酸素と二酸化炭素だけが残ったというものです。しかし、プロキシマ・ケンタウリbが原始的な水素大気を持っていたか、恒星から遠く離れた場所で形成されたため、水の流出が減った可能性もあります。[ 65 ]そのため、プロキシマ・ケンタウリbは初期の歴史を超えて水を保っていた可能性があります。[ 57 ]大気が存在する場合、酸素や二酸化炭素などの酸素含有ガスが含まれている可能性があります。恒星の磁気活動と相まって、惑星に磁場があれば地球から観測できるオーロラが発生します。 [ 66 ] [ 67 ]

地球の気候に用いられる一般循環モデル[ 68 ]を含む気候モデルは、プロキシマ・ケンタウリbの大気の特性をシミュレートするために用いられてきた。潮汐固定の有無、水と二酸化炭素の量などの特性に応じて、いくつかのシナリオが考えられる。惑星が部分的または完全に氷で覆われている、惑星全体または小規模の海がある、または陸地のみがある、これらの組み合わせ[ 69 ] 、 1つまたは2つの「目玉」があるシナリオ[ n ] [ 71 ]、またはロブスター型の液体の水がある領域（赤道付近で、両半球にほぼ同一の領域が2つあり、赤道からロブスターの爪のように突き出ている）があるシナリオ[ 72 ] 、または薄い（1キロメートル未満）氷で覆われ、場所によってはぬかるみのある地下海があるシナリオ[ 73 ] 。 [ 74 ]その他の要因としては、

大気の安定性

プロキシマ・ケンタウリbの居住可能性にとって、大気の安定性は大きな問題であるが、これは現在いくつかの未知の要因によるものである。[ 81 ]

プロキシマ・ケンタウリbが元の大気を失ったとしても、火山活動によってしばらく後に再生される可能性があります。第二の大気は二酸化炭素を含む可能性があり[ 40 ]、地球のような大気よりも安定しています[ 33 ]。特に海が存在する場合は、その大きさ、大気の質量、組成にもよりますが、大気の崩壊を防ぐのに役立つ可能性があります[ 45 ] 。さらに、もし太陽系外彗星が存在するならば、その衝突によってプロキシマ・ケンタウリbに水が補給される可能性があります[ 103 ]。

プロキシマ・ケンタウリbへの水の供給

発達中の惑星に水を供給するメカニズムは数多くあるが、プロキシマ・ケンタウリbがどれだけの水を受け取ったかは不明である。[ 38 ] Ribas et al. 2016によるモデル化では、プロキシマ・ケンタウリbが失った水の量は地球の海1つ分以下であると示されている[ 22 ]が、その後の研究では失われた水の量はそれよりかなり多い可能性があることが示唆され[ 104 ] Airapetian et al. 2017は1000万年以内に大気が失われると結論付けている[ 105 ]。ただし、推定値は大気の初期の質量に大きく依存するため、非常に不確実である。[ 45 ]

生命の可能性

太陽系外惑星研究の文脈では、「居住可能性」は通常、惑星の表面に液体の水が存在する可能性と定義されます。[ 65 ]太陽系外惑星の生命の文脈で通常理解されているように、表面の液体の水と大気は居住可能性の前提条件です。太陽系のエウロパに存在する生命のように、惑星の地下の海に限定された生命は、 [ 97 ]遠くから検出することは困難ですが、 [ 98 ]冷たい海に覆われたプロキシマ・ケンタウリbの生命のモデルとなる可能性があります。[ 106 ]

居住可能性の後退

赤色矮星の居住可能性については議論の余地があり、[ 28 ]以下のような多くの考慮事項がある。

一方、プロキシマ・ケンタウリのような赤色矮星は、太陽よりもはるかに長い寿命を持ち、宇宙の推定年齢を超えているため、生命が進化するのに十分な時間を与えている。[ 117 ]プロキシマ・ケンタウリが放出する放射線は、酸素を生成する光合成には適していないが、無酸素発生型光合成には十分である。 [ 118 ]ただし、無酸素発生型光合成に依存する生命をどのように検出できるかは不明である。[ 119 ] 2017年のある研究では、光合成に基づくプロキシマ・ケンタウリbの生態系の生産性は、地球の約20%である可能性があると推定されている。[ 120 ]

観察と探検

2021年現在、プロキシマ・ケンタウリbはプロキシマ・ケンタウリからの距離が近すぎるため、まだ直接撮影されていません。[ 121 ]地球から見るとプロキシマ・ケンタウリを通過する可能性は低いです。[ p ] [ 122 ]すべての調査で、プロキシマ・ケンタウリbの通過の証拠は見つかりませんでした。[ 123 ] [ 124 ]この恒星は、ブレークスルー・リッスン・プロジェクトによって技術関連の無線信号の放出の可能性が監視されており、2019年4月から5月にかけてBLC1信号が検出されました。しかし、その後の調査では、おそらく人間起源であることが示されました。[ 125 ]

将来的には、地上に設置される大型望遠鏡や、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡やナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡などの宇宙観測所が、地球に近いことからプロキシマ・ケンタウリbを直接観測できる可能性があるが[ 23 ]、この惑星を主星から切り離すのは困難だろう。[ 40 ]地球から観測可能な特徴としては、海からの星の光の反射、[ 126 ]大気中のガスやもやの放射パターン[ 127 ]大気の熱輸送[ q ]などが考えられる。[ 128 ]プロキシマ・ケンタウリbが特定の組成の大気などの特定の特性を持っている場合、地球からどのように見えるかを決定する努力がなされてきた。[ 34 ]

人類が建造した最速の宇宙船でさえ、恒星間距離を移動するには長い時間がかかる。ボイジャー2号はプロキシマ・ケンタウリに到達するのに約7万5000年かかる。人類が生きている間にプロキシマ・ケンタウリbに到達するための提案されている技術の中には、光速の20%の速度に達することができるソーラーセイルがある。問題は、プロキシマ・ケンタウリ系に到着した探査機をどのように減速させるか[ 129 ]と、高速探査機が星間粒子と衝突することである[ 130 ]。プロキシマ・ケンタウリbへの旅行のプロジェクトの中には、21世紀にプロキシマ・ケンタウリに到達できる機器と電力システムの開発を目指すブレークスルー・スターショット計画があった。[ 131 ]

プロキシマ・ケンタウリbからの眺め

プロキシマ・ケンタウリbから見たプロキシマ・ケンタウリ。背景にはアルファ・ケンタウリAとBが見える。Celestiaで生成。

プロキシマ・ケンタウリbの表面から見ると、連星アルファ・ケンタウリは地球から見た金星よりもかなり明るく、それぞれ見かけの等級は-6.8と-5.2である[ 132 ] 。 [ 48 ]太陽はカシオペヤ座の見かけの等級0.40の明るい星として見える。太陽の明るさは地球から見るとアケルナルやプロキオンと同程度である[ r ] 。

地球からの眺め

  • アルファケンタウリからオリオン座の周りの空を眺めると、ベテルギウスの近くにシリウス、ふたご座のプロキオン、そしてセレスティアによって生成されたペルセウス座とカシオペア座の間に太陽が見える。
    アルファケンタウリからオリオン座の周りの空を眺めると、ベテルギウスの近くにシリウス、ふたご座のプロキオン、そしてセレスティアによって生成されたペルシウスとカシオペアの間に太陽が見えます
  • アルファ・ケンタウリ三連星系の3つの星や、角度の大きさが測定されている他のいくつかの星を含む、いくつかの天体の相対的な大きさ。比較のために太陽と木星も示されています。
    アルファ・ケンタウリ三連星系の3つの星や、角度の大きさが測定されている他のいくつかの星を含む、いくつかの天体の相対的な大きさ。比較のために太陽と木星も示されています。
  • この図は、南半球の大きな星座ケンタウルス座（ケンタウルス族）を示しており、晴れた暗い夜に肉眼で見えるほとんどの星を示しています。太陽系に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリの位置は赤い円で示されています。プロキシマ・ケンタウリは肉眼では見えないほど暗いですが、小型の望遠鏡を使えば見つけることができます。
    この図は、南半球の大きな星座ケンタウルス座（ケンタウルス族）を示しており、晴れた暗い夜に肉眼で見えるほとんどの星を示しています。太陽系に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリの位置は赤い円で示されています。プロキシマ・ケンタウリは肉眼では見えないほど暗いですが、小型の望遠鏡を使えば見つけることができます。
  • この写真は、チリのラ・シヤ天文台にあるESO（欧州南天天文台）の3.6メートル望遠鏡で捉えた南天の空と、NASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡で捉えたプロキシマ・ケンタウリ（右下）と二重星アルファ・ケンタウリAB（左下）の画像を組み合わせたものです。プロキシマ・ケンタウリは太陽系に最も近い恒星で、惑星プロキシマbが周回しています。
    この写真は、チリのラ・シヤ天文台にあるESO（欧州南天天文台）の3.6メートル望遠鏡で捉えた南天の空と、NASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡で捉えたプロキシマ・ケンタウリ（右下）と二重星アルファ・ケンタウリAB（左下）の画像を組み合わせたものです。プロキシマ・ケンタウリは太陽系に最も近い恒星で、惑星プロキシマbが周回しています。

ビデオ

  • プロキシマbの表面温度を、LAMD（Laboratoire de Météorologie Dynamique）の惑星全球気候モデルを用いて数値シミュレーションした。ここでは、この惑星が地球のような大気を持ち、海洋に覆われていると仮定している（破線は液体の海洋表面と氷の海洋表面の境界）。惑星の自転については2つのモデルが作成された。この惑星はいわゆる3:2共鳴状態（軌道の固有振動数）にあり、遠方の観測者が1周する間に見えるのと同じ状態である。
  • 表面温度の可能性のある数値シミュレーション。ここでは、惑星が地球のような大気を持ち、海に覆われていると仮定しています（破線は液体の海面と氷の海面の境界です）。この惑星は同期自転しており（月が地球の周りを回るのと同じように）、遠方の観測者が地球を一周する様子が捉えられています。

参照

注記

  1. ^離心率は低いことが知られており（<0.1 [ 3 ] ）、最新の軌道解で想定されている円軌道と互換性がある[ 4 ] 。 [ 2 ]
  2. ^プロキシマbの構成に応じて、半径の値は変化する可能性がある。
  3. ^紫外線・可視エシェル分光器と高精度視線速度惑星探査機[ 15 ]
  4. ^フレアは、おそらく磁気現象であり、数分間から数時間にわたって恒星の一部が通常よりも多くの放射線を放出する。 [ 16 ]
  5. ^彩層は恒星の外層である。 [ 17 ]
  6. ^プロキシマ・ケンタウリbの離心率は0.35未満に制限されている[ 6 ]が、その後の観測では離心率は0.08+0.07 −0.06, [ 24 ]0.17+0.21 −0.12そして0.105+0.091 −0.068[ 25 ]
  7. ^潮汐力によってプロキシマ・ケンタウリbの内部が加熱される可能性があり、離心率に応じてイオのような温度になり激しい火山活動が起こるか、地球のような温度になる可能性がある。 [ 36 ]恒星の磁場も惑星内部の激しい加熱を引き起こす可能性があり、 [ 33 ]特にその初期には顕著である。 [ 37 ]
  8. ^惑星の自転と恒星の周りの公転の比率は3:2です。 [ 28 ]
  9. ^アルファケンタウリによって引き起こされた潮汐力は0.1の離心率を引き起こした可能性がある。 [ 36 ]
  10. ^有効温度とは、同じ量の放射線を放出する黒体の温度である。 [ 51 ]
  11. ^スペクトル型は星を温度によって分類する体系である。 [ 52 ]
  12. ^ 赤色矮星の放射線は雪、氷[ 42 ]、雲[ 60 ]によって反射される効果ははるかに低いが、氷の場合は塩分を含む氷（ハイドロハライト）の形成によってこの効果が相殺される可能性がある。 [ 61 ]また、赤色矮星は太陽ほどメタン、一酸化二窒素、塩化メチルなどの微量ガスを分解しない。 [ 62 ]
  13. ^例えば、潮汐固定惑星の場合、恒星の下に雲が蓄積すると[ 44 ]、恒星の光の反射が増加して気候が安定します。 [ 63 ]
  14. ^氷に囲まれた1つまたは複数の液体の水の領域。 [ 70 ]
  15. ^プロキシマ・ケンタウリのような赤色矮星は、主系列に入る前はより明るい。 [ 57 ]
  16. ^確率は約1.5％です。 [ 34 ]
  17. ^大気や海洋があり、プロキシマ・ケンタウリbが潮汐固定されている場合、大気や海洋は昼側から夜側へ熱を再分配する傾向があり、これは地球から見えるはずです。
  18. ^太陽の座標はプロキシマ・ケンタウリの正反対、α= 02時29分42.9487秒、δ=+62°40′46.141″となります。太陽の絶対等級M v は4.83なので、視差πが0.77199のとき、見かけの等級mは4.83 − 5(log 10 (0.77199) + 1) = 0.40となります。

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出典

さらに読む

ウィキメディア・コモンズには、プロキシマ・ケンタウリ bに関連するメディアがあります。
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