Kömək
Bu səhifəni kitabınıza əlavə edin
Kitabı göstər (0 səhifə)
Səhifə təklif edinProksima Sentavr (lat. proxima — yaxın) yaxud Alfa Sentavr C 4,211 işıq ilində[9] yeləşən qırmızı cırtdan ulduzdur və Günəş sisteminə ən yaxın ulduzdur.
| Proksima Sentavr | |||
|---|---|---|---|
| Ulduz | |||
 | |||
| Araşdırma tarixçəsi | |||
| Kəşf tarixi | 1915 | ||
| Müşahidə məlumatları (Dövr J2000.0) |
|||
| Birbaşa çıxma | 14s 29d 42,95s[1] | ||
| Meyl | −62° 40′ 46,16″[1] | ||
| Məsafə | 1,3019 parsek[1] | ||
| Görünən ulduz ölçüsü (V) | 11,13[2] | ||
| Bürc | Sentavr | ||
| Astrometriya | |||
| Radial sürəti (Rv) | −20,578199 ± 0,004684 km/san[3] | ||
| Fərdi hərəkət | |||
| • Birbaşa çıxma | −3.781,741 ± 0,03 mas/il[1] | ||
| • Meyl | 769,465 ± 0,051 mas/il[1] | ||
| Parallaks (π) | 768,0665 ± 0,0499 mas[1] | ||
| Mütləq ulduz ölçüsü (V) | 15,49 | ||
| Spektral xüsusiyyətləri | |||
| Ulduz təsnifatı | M4.5[4] | ||
| Rəng indeksi | |||
| • B−V | 1,82 | ||
| • U−B | 1,26 | ||
| Dəyişən | fırlanan dəyişən[d][5][6] | ||
| Fiziki xüsusiyyətləri | |||
| Kütləsi | 0,12 ± 0,015 M☉[7] | ||
| Radiusu | 0,141 ± 0,021 R☉[7] | ||
| Temperaturu | 3.306 K[4] | ||
| İşıqlandırma gücü | 0,0017 L☉ | ||
| Metallığı | −0,04[4] | ||
| Fırlanma | 2,7 ± 0,3 km/san[8] | ||
| Orbit elementləri | |||
|
|||
| Verilənlər bazasında məlumat | |||
| SIMBAD | NAME Proxima Centauri | ||
 Vikianbarda əlaqəli mediafayllar | |||
Proksima Sentavr əsasən Alfa Sentavr sisteminə aid bir ulduzdur. Proksima Sentavrınin temperaturu 3042K-dir.
Proksima Sentavranın diametri təqribən 7 dəfə günəşdən kiçikdir ancaq 1,5 dəfə Yupiterdən böyükdür.
1915-ci ildə Yohannesburq yaxınlığında, Ümid burnunda yerləşən rəsədxananın direktoru Robert İnnes (1903–1927) Alfa Sentavr ulduzu ilə eyni düzgün hərəkətə malik bir ulduz kəşf etdi. O, onu Proksima Sentavr adlandırmağı təklif etdi.
1917-ci ildə holland astronomu Joan Wout ulduzun triqonometrik paralaksını ölçdü və Proxima Sentavrı[10]-nın Günəşdən təxminən Alfa Sentavr ilə eyni məsafədə Proksima Sentavr da (o dövrdə) ən aşağı ölçülmüş parlaqlığa malik ulduz olduğu müəyyən edilmişdir. Proksima Sentavrinin paralaksının ilk dəqiq təyini 1928-ci ildə amerikalı astronom Harold L. Alden tərəfindən edilmişdir: o, əvvəlki paralaks ölçmələrinin nəticələrini təsdiq etmişdir — 0,783″ ±0,005″[10].ədə olduğunu təsdiq etdi. Proksima Sentavr də (o dövrdə) ən aşağı ölçülmüş parlaqlığa malik ulduz olduğu müəyyən edilmişdir.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Collaboration G. Gaia Early Data Release 3 (ing.). // (untranslated) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency VizieR, 2020. Vol. 1350. P. I/350.
- ↑ Jao W., Henry T. J., Subasavage J. P., Winters J. G., Gies D. R., Riedel A. R., Ianna P. A. The solar neighborhood. XXXI. Discovery of an unusual red+white dwarf binary at ~25 pc via astrometry and UV imaging (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2013. Vol. 147, Iss. 1. P. 21. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.1088/0004-6256/147/1/21 arXiv:1310.4746
- ↑ Jönsson H., Holtzman J. A., Allende Prieto C., Cunha K., García-Hernández D. A., Hasselquist S., Masseron T., Osorio Y., Shetrone M., Smith V. et al. APOGEE Data and Spectral Analysis from SDSS Data Release 16: Seven Years of Observations Including First Results from APOGEE-South (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2020. Vol. 160, Iss. 3. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.3847/1538-3881/ABA592 arXiv:2007.05537
- ↑ 1 2 3 Maldonado J., Micela G., Baratella M., D'Orazi V., Affer L., Biazzo K., Lanza A. F., Maggio A., González Hernández, J. I., Perger M. et al. HADES RV programme with HARPS-N at TNG. XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2020. Vol. 644. P. 23. 23 p. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361/202039478 arXiv:2010.14867
- ↑ Mascareño A. S., Rebolo R., Hernández J. I. G., Esposito M. Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators (ing.). // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower OUP, 2015. Vol. 452, Iss. 3. P. 2745–2756. 12 p. ISSN 0035-8711; 1365-2966 doi:10.1093/MNRAS/STV1441 arXiv:1506.08039
- ↑ Newton E. R., Mondrik N., Irwin J., Winters J. G., Charbonneau D. New Rotation Period Measurements for M Dwarfs in the Southern Hemisphere: An Abundance of Slowly Rotating, Fully Convective Stars (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2018. Vol. 156, Iss. 5. 11 p. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.3847/1538-3881/AAD73B arXiv:1807.09365
- ↑ 1 2 Hansen B. M. S. Perturbation of compact planetary systems by distant giant planets (ing.). // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower OUP, 2017. Vol. 467. P. 1531–1560. ISSN 0035-8711; 1365-2966 doi:10.1093/MNRAS/STX182 arXiv:1608.06300
- ↑ Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2006. Vol. 460, Iss. 3. P. 695–708. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361:20065602 arXiv:astro-ph/0609258
- ↑ "Wikipedia". Wikipedia.ru.
- ↑ "Nasa.gov". 24 fevral 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 1 dekabr 2024.