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센타우루스자리 프록시마

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목차

1. 개요

센타우루스자리 프록시마는 지구에서 가장 가까운 별 중 하나로, 1915년 발견된 적색 왜성이다. 물리적 특징으로는 태양 질량의 약 12%이며, 4.244광년 거리에 위치해 있다. 2016년에는 공식 명칭이 부여되었으며, 2018년에는 슈퍼플레어가 관측되기도 했다. 이 별은 센타우루스자리 알파의 동반성으로 추정되며, 현재까지 프록시마 b, c, d 세 개의 행성이 발견되었거나 존재가 제안되었다. 프록시마는 미래 성간 탐사의 유망한 대상이며, 프로젝트 스타샷과 같은 계획을 통해 탐사 시도가 이루어지고 있다.

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센타우루스자리 프록시마
기본 정보
허블 우주 망원경으로 촬영된 프로키마 켄타우리
2013년 허블 우주망원경 WFPC2로 촬영한 이미지. 밝은 선은 회절 스파이크이다.
다른 이름켄타우루스자리 C
알파 센타우리 C
가장 가까운 별
발음
별자리켄타우루스자리
겉보기 등급10.43 – 11.11
변광성 유형UV Cet + BY Dra
특징
분광형M5.5Ve
R-I 색지수2.04
V-R 색지수1.68
B-V 색지수1.82
U-B 색지수1.26
J-H 색지수0.522
J-K 색지수0.973
위치 및 속도
시선 속도-22.204 ± 0.032 km/s
고유 운동 (적경)-3781.741 mas/yr
고유 운동 (적위)769.465 mas/yr
연주 시차768.0665 ± 0.0499 mas
절대 등급15.60
켄타우루스자리 알파별에 대한 궤도 요소
모항성켄타우루스자리 알파 AB
공전 주기547,000 년
궤도 긴반지름8700 AU
궤도 이심률0.50
궤도 경사107.6 도
승교점 경도126 ± 5 도
근일점 통과 시각+283
근일점 인수72.3 도
물리적 특징
질량0.1221 ± 0.0022 태양 질량
반지름0.1542 ± 0.0045 태양 반지름
복사 에너지0.001567 태양 광도
가시 광도0.00005 태양 광도
표면 중력 (log g)5.20 ± 0.03
자전 속도< 0.1 km/s
자전 주기82.6 ± 0.1 일
표면 온도3,042 ± 117 K
금속 함량0.21
나이48.5억 년
식별
기타 명칭켄타우루스자리 V645 별
CCDM J14396-6050C
GCTP 3278.00
HIP 70890
GJ 551
LTT 5721

2. 관측

1915년 남아프리카 공화국 요하네스버그에 있는 유니언 천문대(Union Observatory)의 관장이었던 스코틀랜드 천문학자 로버트 이네스는 센타우루스자리 알파와 동일한 고유운동을 보이는 항성 하나를 발견했다.[203][204][88] 그는 이 별의 이름을 ''프록시마 센타우리''(''Proxima Centauri'', 실제로는 ''Proxima Centaurus'')로 제안했다.[208][90] 1917년, 희망봉 왕립 천문대(Royal Observatory, Cape of Good Hope)에서 네덜란드 천문학자 요안 파우터(Joan Voûte)는 이 항성의 삼각시차 값을 0.755″ ± 0.028″로 계산하여, 프록시마가 태양으로부터 센타우루스자리 알파까지의 거리와 거의 비슷한 곳에 있다고 결론내렸다. 또한 이 별은 당시 알려진 항성들 중 가장 광도가 낮은 별이었다.[209][91] 1928년 미국 천문학자 해럴드 알든(Harold Lee Alden)은 프록시마의 시차를 0.783″ ± 0.005″로 더 정밀하게 측정하여 이네스의 예상보다 이 별이 지구에서 더 가까이 있음을 확인했다.[204][89]

센타우루스자리 프록시마를 포함하여 태양에 아주 가까이 있는 별들을 나타낸 그림.


1951년 미국 천문학자 할로 섀플리는 프록시마를 섬광성으로 분류했다. 과거의 사진 기록들을 조사한 결과, 이미지의 약 8%에 해당하는 기록물들에서 측정이 가능할 수준으로 별의 광도가 상승한 것이 발견되었고, 프록시마는 당시 알려진 섬광성들 중 가장 활동적인 천체로 기록되었다.[210][94] 프록시마는 지구에서 가깝기 때문에 플레어 활동을 자세히 관측할 수 있다. 1980년 아인슈타인 천문대는 프록시마가 방출한 엑스선의 정교한 에너지 곡선을 도출했다. EXOSAT와 ROSAT 위성들은 이 별의 플레어 활동을 보다 자세히 관측했으며, 1995년 일본의 ASCA 위성은 태양과 비슷하나 규모는 작은 플레어에서 엑스선이 방출되는 것을 관측했다.[212][95] 프록시마는 이후 XMM-뉴턴과 찬드라 엑스선 관측선 등 대다수 엑스선 천문대들의 연구 대상이 되어 왔다.[232][27]

2016년 국제천문연맹(IAU)은 항성 명칭을 공식화하고 표준화할 목적으로 항성명칭 워킹그룹(WGSN)을 결성했다.[213][100] WGSN은 2016년 8월 21일 이 별에 공식 명칭 ''프록시마 센타우리''(''Proxima Centauri'')를 부여했으며, 이 명칭은 현재 IAU 인증 항성명칭 목록에 수록되어 있다.[214][101]

프록시마 센타우리의 위치(빨간색 원으로 표시)


센타우루스자리 프록시마는 천구상 위치 때문에 남위 27도보다 남쪽으로 내려가야 관측할 수 있다.[215][96] 프록시마와 같은 적색왜성들은 너무 어두워서 맨눈으로 볼 수 없다. 겉보기등급은 +11등급으로, 이상적인 관측 조건(맑고 어두운 하늘에서 프록시마가 지평선 위로 높이 떠 있는 경우)에서도 최소 8cm 구경의 망원경이 있어야 관측이 가능하다.[218][99] 센타우루스자리 알파 A나 B에서 프록시마를 본다면 맨눈으로 겨우 보이는 수준인 5등급 밝기로 보일 것이다.[216][98]



2018년 프록시마에서 관측 사상 최강의 슈퍼플레어 하나가 관측되었다고 발표되었다. 이 플레어로 겉보기 밝기는 68배 상승하여 +6.8등급을 기록했다. 이렇게 강력한 플레어는 연간 다섯 번 정도 발생하는 것으로 추정되지만, 발생 시간이 수 분에 불과할 정도로 짧아 그동안 관측되지 못했던 것으로 보인다.[219][102] 2020년 4월 22일과 23일, 뉴 호라이즌스 우주선은 프록시마 센타우리와 울프 359의 이미지를 촬영했다. 지구 기반 이미지와 비교했을 때 매우 큰 시차 효과가 뚜렷하게 나타났으나, 이는 설명 목적으로만 사용되었으며 이전의 거리 측정 결과를 개선하지는 못했다.[103][104]

3. 물리적 특징

센타우루스자리 프록시마는 적색왜성으로, 헤르츠스프룽-러셀 도표 상 주계열에 속하며 분광형은 M5.5이다.[11][220] 이는 M형 별들 중에서도 질량이 작은 편에 속함을 의미한다.[11] 유효 온도는 약 3,000,000로[12] 붉은빛을 띤다. 프록시마의 절대 등급(10 파섹 거리에서의 밝기)은 +15.5이다.[13][221] 모든 파장을 합친 총 광도는 태양의 0.17% 수준이지만,[14][222] 사람의 눈이 민감하게 반응하는 가시광선 영역에서는 태양의 0.0056%에 불과하다.[15][223] 방출하는 에너지의 85% 이상은 적외선 파장에서 나온다.[16][224]

프록시마의 반지름은 태양의 약 1/7 (혹은 목성의 1.5배),[17][226] 질량은 태양 질량의 약 12.2%로 측정되었다.[17][226] 평균 밀도는 으로 태양()보다 훨씬 높다.[20][229] 자전 주기에 대해서는 연구에 따라 83.5일,[22][230] 116.6일,[23][231] 89.8일,[7] 92.1일[56] 등 다양한 값이 보고되었다.

프록시마는 할로 섀플리에 의해 섬광성으로 처음 분류되었으며,[210][137] 이는 항성 표면에서 강력한 항성 플레어가 발생함을 의미한다. 플레어가 발생하면 별의 밝기가 순간적으로 크게 증가하는데, 2018년에는 겉보기 밝기가 68배 증가하여 +6.8 등급까지 밝아진 슈퍼플레어가 관측되기도 했다.[219][143] 이러한 강력한 플레어는 연간 여러 차례 발생할 수 있지만, 지속 시간이 짧아 관측하기 어렵다.[219] 플레어 발생 시 온도가 수천만 K까지 올라가[27][232] 엑스선을 강하게 방출하기도 한다.[28][233] 프록시마는 약 442일 주기의 활동 변화를 보이는 것으로 관측되었으며, 이는 태양의 11년 주기보다 훨씬 짧다.[238][33]

천구상 위치 때문에 센타우루스자리 프록시마는 남반구에서 주로 관측할 수 있으며, 북위 27도보다 북쪽 지역에서는 관측이 어렵다.[215] 겉보기 등급은 +11등급으로 매우 어두워 맨눈으로는 볼 수 없으며,[216][217] 이상적인 관측 조건 하에서도 최소 구경 8cm 이상의 망원경이 필요하다.[218][140]

3. 1. 구조 및 핵융합

센타우루스자리 프록시마는 적색왜성으로 헤르츠스프룽-러셀 도표상 주계열에 속하며 분광형은 M5.5이다.[11][220] 이는 M형 별들 중에서도 질량이 작은 편에 속함을 의미한다.[11] 유효 온도는 약 3,000 K로[12] 붉은빛을 띤다. 10 파섹(약 33 광년) 거리에서 측정한 절대 등급은 +15.5이다.[13][221] 모든 파장을 합친 총 광도는 태양의 0.17% 수준이지만,[14][222] 사람의 눈이 민감하게 반응하는 가시광선 영역에서는 태양의 0.0056%에 불과하다.[15][223] 방출하는 에너지의 85% 이상은 적외선 파장에서 나온다.[16][224]

2002년, 유럽 남방 천문대의 VLTI를 이용한 광학 간섭계 관측을 통해 프록시마의 각지름이 1.02 ± 0.08 밀리초각으로 측정되었다.[226] 거리가 알려져 있으므로 실제 반지름은 태양의 약 1/7, 혹은 목성의 약 1.5배로 계산된다.[17][226] 항성 이론에 기반한 질량 추정치는 태양 질량의 12.2%(목성 질량의 129배)이다.[17][226] 미세중력렌즈 현상을 이용한 직접 측정 질량은 0.150+0.062

−0.051 태양 질량으로 나왔으나 정확도는 상대적으로 낮다.[18][227]

주계열성의 평균 밀도는 질량이 작을수록 높아지는 경향이 있는데,[19][228] 프록시마의 평균 밀도는 으로, 태양의 평균 밀도()보다 훨씬 높다.[20][229] 표면 중력은 CGS 단위로 로그값을 취했을 때 5.20으로 측정되었으며,[112] 이는 지구 표준 중력의 162배에 해당한다.[21]

프록시마의 자전 주기에 대해서는 여러 연구 결과가 있다. 1998년 광도 변화 측정 연구에서는 83.5일로 보고되었고,[22][230] 2002년 채층 지표 분석 연구에서는 116.6일로 더 길게 측정되었다.[23][231] 이후 자기장 관측을 통해 89.8일로,[7] 시선 속도 관측을 통해 92.1일로 측정되기도 했다.[56]

질량이 작기 때문에 프록시마의 내부는 전체가 대류층으로 이루어져 있다.[294][122] 에너지는 복사 과정이 아닌, 플라스마의 물리적인 움직임(대류)을 통해 항성 외부로 전달된다. 이 대류 과정 덕분에 핵융합 결과 생성된 헬륨 재가 중심핵에 쌓이지 않고 항성 전체로 순환한다. 태양은 주계열 단계에서 전체 수소의 약 10%만을 소모하는 반면, 프록시마는 핵융합이 멈출 때까지 보유한 수소 거의 전부를 연료로 사용할 것으로 예상되며, 이는 약 4조 년 동안 지속될 것으로 보인다.[24][240]

대류 활동은 자기장의 생성 및 유지와 밀접한 관련이 있다. 이 자기장의 에너지는 표면에서 항성 플레어 형태로 방출되어 항성 전체의 밝기를 순간적으로 (수 초에서 수 분간) 증가시킨다.[25] 2019년 5월에는 관측 사상 가장 밝은 플레어 중 하나가 감지되었는데, 극자외선 방출 에너지가 2 × 1030 erg에 달했다.[25][26] 이러한 플레어는 항성 자체 크기만큼 커질 수 있으며, 온도는 최대 2700만 K까지 치솟아[27][232] 엑스선을 방출할 수 있다.[28][233] 평상시 프록시마의 엑스선 광도는 약 (4–16) × 1019 W로, 훨씬 크고 밝은 태양과 비슷한 수준이다.[27][232] 가장 큰 규모의 플레어가 발생할 때 엑스선 광도는 최대 1021 W에 이를 수 있다.[27][232]

프록시마의 채층은 활동적이며, 스펙트럼에서는 280 nm 파장에서 강한 단일 이온화 마그네슘 방출선이 관측된다.[29][234] 프록시마 표면의 약 88%가 활동적인 상태일 수 있으며, 이는 태양 활동 극대기의 태양보다도 훨씬 높은 비율이다. 플레어가 거의 없거나 없는 조용한 시기에도 채층 활동으로 인해 코로나 온도는 태양 코로나(약 200만 K)보다 높은 350만 K까지 올라간다.[30][235] 프록시마의 전반적인 활동 수준은 다른 적색왜성들에 비해 낮은 편으로 간주되는데,[31][236] 이는 약 48억 5천만 년으로 추정되는 항성의 나이와 부합한다.[11][220] 적색왜성은 나이가 들면서 자전 속도가 느려지고 활동 수준도 점차 감소하는 경향이 있기 때문이다.[32][237] 프록시마의 활동 수준은 약 442일 주기로 변화하는 것으로 보이며, 이는 태양의 11년 주기보다 훨씬 짧다.[33][238]

프록시마의 항성풍은 상대적으로 약하며, 질량 손실률은 태양풍의 20%를 넘지 않는 것으로 추정된다. 하지만 프록시마는 태양보다 훨씬 작기 때문에 단위 표면적당 질량 손실량은 태양 표면의 8배에 달할 수 있다.[35][239]

프록시마와 같이 질량이 작은 적색왜성은 주계열 단계에서 약 4조 년 동안 머무를 것으로 예상된다. 수소 핵융합으로 헬륨 비율이 점차 증가하면 항성은 수축하고 뜨거워지면서 서서히 청색왜성으로 변해갈 것이다. 이 단계 후반에는 현재보다 훨씬 밝아져 태양 광도의 2.5% 정도 에너지를 방출하며 주변 천체들을 데울 수 있다. 수소 연료가 모두 소진되면 프록시마는 적색거성 단계를 거치지 않고 바로 백색왜성으로 진화하여 남은 열에너지를 서서히 방출하며 식어갈 것이다.[24][240]

3. 2. 진화 단계

센타우루스자리 프록시마와 같은 질량을 가진 적색왜성은 약 4조 년 동안 주계열성 단계에 머무를 것으로 예상된다.[24][36] 수소 핵융합으로 인해 헬륨의 비율이 증가하면서 별은 점차 작고 뜨거워지며, 소위 청색왜성으로 변해갈 것이다. 이 진화 단계의 끝 무렵에는 현재보다 훨씬 밝아져 태양 광도의 2.5% 수준까지 에너지를 방출하며, 수십억 년 동안 주변 천체를 데울 것으로 보인다.[24][36]

프록시마 센타우리는 질량이 작기 때문에 별 내부 전체가 대류한다. 이 때문에 에너지가 복사 과정을 거치지 않고 플라즈마의 물리적인 움직임을 통해 외부로 전달된다. 또한, 대류는 핵융합으로 생성된 헬륨이 핵에 축적되지 않고 별 전체를 순환하게 만든다. 이는 태양이 주계열성 단계에서 전체 수소 공급량의 약 10%만 사용하는 것과 달리, 프록시마 센타우리는 핵융합이 끝날 때까지 거의 모든 수소를 연료로 소모할 수 있음을 의미한다.

수소 연료가 모두 소진되면, 프록시마 센타우리는 적색거성 단계를 거치지 않고 바로 헬륨 백색왜성으로 진화하여 남은 열에너지를 서서히 잃으며 식어갈 것이다.[24][36]

4. 거리와 움직임



1915년 남아프리카 공화국 요하네스버그의 유니언 천문대에 있던 스코틀랜드 천문학자 로버트 이네스는 센타우루스자리 알파와 동일한 고유운동을 보이는 항성을 발견했다.[203][204][205][206] 1917년 희망봉 왕립 천문대의 네덜란드 천문학자 요안 파우터는 이 항성의 삼각시차 값을 0.755 ± 0.028 초각(″)으로 계산하여, 프록시마가 태양으로부터 센타우루스자리 알파와 거의 같은 거리에 있다고 결론지었다.[209] 1928년 미국 천문학자 해럴드 알덴은 프록시마의 시차를 0.783 ± 0.005 초각(″)으로 더 정확하게 측정하여 이네스의 예상보다 이 별이 지구에 더 가깝다는 것을 확인했다.[204][207]

가이아 우주망원경의 3차 데이터 공개(Gaia Data Release 3)에서 2020년에 발표된 연주 시차 768.0665 ± 0.0499 밀리초각(mas)을 기준으로 계산하면, 센타우루스자리 프록시마는 태양으로부터 약 4.2465ly 떨어져 있다.[5] 이전의 주요 시차 측정값들은 다음과 같다:



태양(Sol)을 중심으로 9광년 이내에 있는 모든 별 또는 항성계의 레이더 지도. 센타우루스자리 프록시마는 센타우루스자리 알파 바로 옆에 표시되지 않은 표시이다.


지구에서 볼 때, 프록시마는 센타우루스자리 알파에서 2.18도 떨어져 있으며, 이는 보름달 각지름의 약 네 배에 해당한다.[244][245][44][45] 프록시마는 상대적으로 큰 고유운동을 보여 하늘에서 연간 3.85 초각(arcsecond)만큼 움직인다.[246][46] 또한, 태양을 향해 22.2km/s의 시선 속도로 접근하고 있다.[198][4] 프록시마에서 태양을 본다면, 카시오페이아자리에서 0.4등급의 밝은 별로 보일 것이며, 이는 지구에서 아케르나르나 프로키온을 보는 것과 비슷할 것이다.[47]

2만 년 전부터 8만 년 후까지 10만 년에 걸쳐 태양 근처의 항성들과 태양이 보이는 거리를 나타낸 그래프. ''Proxima Centauri''는 제일 아래 노란색 선이다.


알려진 별들 중에서 프록시마는 약 32,000년 전부터 태양에 가장 가까운 별이었으며, 앞으로 약 25,000년 동안 이 지위를 유지할 것이다. 그 후에는 센타우루스자리 알파 A와 알파 B가 약 79.91년 주기로 번갈아 가며 태양에 가장 가까운 별이 될 것이다.[48] 2014년 C. A. L. Bailer-Jones의 연구에 따르면, 프록시마는 약 26,710년 후에 태양에 가장 가까이 접근하여 약 3.07ly까지 다가갈 것으로 예측된다.[249][50] (2001년 J. García-Sánchez 등은 약 26,700년 후 3.11ly까지,[247][48] 2010년 V. V. Bobylev는 약 27,400년 후 까지 접근할 것으로 예측했다.[248][49])

프록시마는 은하중심으로부터 8.3kpc에서 9.5kpc (약 2만 7천 ~ 3만 1천 광년) 떨어진 거리에서 은하수를 공전하고 있으며, 공전궤도의 이심률은 0.07이다.[250][51]

왼쪽


프록시마는 발견 이후 오랫동안 센타우루스자리 알파 쌍성계의 동반성인지 여부가 논의되어 왔으며, 이 때문에 종종 센타우루스자리 알파 C라고도 불린다. 지상 관측과 히파르코스 위성 데이터를 결합한 결과, 세 별이 중력적으로 묶인 시스템일 가능성이 시사되었다. 2017년 Kervella 등은 정밀한 시선 속도 측정을 통해 프록시마와 센타우루스자리 알파가 중력적으로 묶여 있음을 높은 신뢰도로 확인했다.[198][4]

프록시마는 센타우루스자리 알파 AB의 질량 중심을 공전하며, 공전 주기는 547,000 +6,600−4,000 년, 궤도 이심률은 0.5 ± 0.08이다. 궤도상에서 가장 가까울 때(근점)의 거리는 4,300 +1,100−900 AU이고, 가장 멀 때(원점)의 거리는 13,000 +300−100 AU이다.[198][4] 현재 프록시마는 센타우루스자리 알파 AB 중심으로부터 12,947 ± 260 AU (약 0.21ly) 떨어져 있으며, 이는 궤도상 원점(가장 먼 지점)에 가까운 위치이다.[198][4] 이러한 삼중성계는 성단이 흩어지기 전에 질량이 작은 항성이 더 무거운 쌍성계의 중력에 포획될 때 형성될 수 있다.[251] 만약 프록시마가 처음부터 센타우루스자리 알파 계와 함께 형성되었다면, 세 별의 화학 조성이 비슷할 가능성이 높으며, 프록시마의 중력이 알파 계의 초기 원시 행성계 원반에 영향을 미쳐 암석 행성의 물 공급에 기여했을 수도 있다.[252] 반대로 나중에 포획되었다면, 행성 궤도가 알파 계에 의해 교란될 확률은 낮아진다.[253]

6개의 단독성, 2개의 쌍성계, 1개의 삼중성계가 프록시마 및 센타우루스자리 알파 계와 공간에서 동일한 움직임을 공유하고 있다. 이 별들의 공간 속도는 센타우루스자리 알파의 특이속도와 비교하여 초당 10km 이내의 차이를 보인다. 이는 이들이 운동성군(moving group)을 형성하며, 성단과 같은 공통된 장소에서 태어나 함께 우주 공간을 이동하고 있을 가능성을 시사한다.[254][52]

5. 행성계

2022년 기준으로, 센타우루스자리 프록시마 주위에서는 3개의 외계 행성 후보가 발견되었거나 존재 가능성이 제기되었다. 가장 안쪽부터 d, b, 그리고 가장 바깥쪽의 c이다.[116][170][56][57] 이 중 b와 d는 존재가 확인되었으며, c는 존재 여부에 논란이 있다.[56][57]

센타우루스자리 프록시마 행성계[116][170][56][57]
동반 천체 (항성에서 가까운 순서)질량 (M⊕)긴반지름 (AU)공전주기 (일)이심률반지름 (R⊕)
d최소 0.260.028855.1220.04약 0.81 (추정)
b최소 1.070.0485711.1840.109약 1.30 (추정)
c (존재 논란)약 71.489약 19280.04?



프록시마 센타우리 주변의 외계 행성 탐사는 1970년대 후반부터 시작되었으나,[58] 항성 자체의 활발한 항성 활동이 시선 속도 측정에 잡음을 일으켜 행성 탐지를 어렵게 만들었다.[271][60] 1990년대의 시선 속도 측정 연구들은 프록시마 주변에 존재할 수 있는 동반 천체의 질량 상한선을 제시하는 데 그쳤다.[243][270][59]

시선 속도법으로 추정한 질량 상한선[258]
공전주기
(일)		모항성과의 거리
(AU)		상한 질량[259]
(M⊕)
3.6–13.80.022–0.0542–3
< 100< 0.218.5
< 1000< 116



1998년 허블 우주망원경의 희미한 천체 분광기(FOS) 관측에서 약 0.5AU 거리에 동반 천체가 존재할 가능성이 제기되었으나,[272][61] 이후 광시야 행성 카메라 2(WFPC2)를 이용한 후속 탐사에서는 이를 확인하지 못했다.[273][62] 또한 세로 톨롤로 범미주 천문대의 천체측량 관측 결과, 공전 주기가 2년에서 12년 사이인 목성 질량급의 거대 행성은 존재하지 않는 것으로 밝혀졌다.[274][63]

이후 지속적인 관측과 기술 발전을 통해 2016년 프록시마 센타우리 b가 발견되었고,[255] 2019년에는 프록시마 센타우리 c의 존재 가능성이 제기되었으며,[275] 2020년에는 프록시마 센타우리 d의 신호가 포착되어 2022년에 최종 확인되었다.[182][184] 프록시마 b는 지구와 비슷한 질량을 가지며 항성의 생물권 내에 위치하고,[255] 프록시마 d는 지구 질량의 약 4분의 1 정도 되는 작은 행성으로 항성에 매우 가깝게 돌고 있다.[184] 프록시마 c는 슈퍼지구 또는 가스 왜성 후보로 추정되나, 그 존재 여부는 여전히 논쟁 중이다.[56][57]

5. 1. 프록시마 센타우리 b

센타우루스자리 프록시마 b 또는 센타우루스자리 알파 Cb는 센타우루스자리 프록시마를 공전하는 외계 행성이다.[255][260][261] 이 행성은 어머니 별로부터 약 0.05AU (약 750만 km) 떨어져 있으며,[255] 공전 주기는 약 11.2 지구일이다.[255] 질량은 지구의 1.07배 이상으로 추정되는[116] 암석형 행성이며,[255] 평형 온도는 표면에 액체 상태의 물이 존재할 수 있는 범위 내로 계산되어 항성의 생물권 안에 위치하는 것으로 여겨진다.[255][260][261][53][66][67]

프록시마 b의 존재 가능성은 2013년 허트퍼드셔 대학교의 미코 투오미가 기존 관측 기록 데이터를 분석하면서 처음 제기되었다.[262][263][68][69] 이를 검증하기 위해 유럽 남방 천문대(ESO)는 2016년 1월 '창백한 붉은 점'(Pale Red Dot) 프로젝트를 시작했다.[264][265][175][70][71] 같은 해 8월 24일, 런던 퀸 메리 대학교의 기옘 앙글라다-에스쿠데가 이끄는 국제 연구팀(과학자 31명)은[266][72] 프록시마 b의 존재를 공식적으로 확인했다고 발표했으며, 이 연구 결과는 과학 저널 네이처에 게재되었다.[255][267][268][53][74] 행성 발견에는 칠레에 있는 라 시야 천문대의 ESO 3.6미터 망원경에 설치된 HARPS와 파라날 천문대의 8미터 VLT에 장착된 UVES 분광기가 사용되었다.[255][53]

프록시마 b가 어머니 항성 앞을 지나가는 통과 현상을 관측하려는 시도도 있었다. 2016년 9월 8일, 남극 중산 기지의 BSST(Bright Star Survey Telescope)를 이용한 관측에서 통과 현상으로 추정되는 신호가 잠정적으로 확인되기도 했다.[269][75]

프록시마 b를 발견하기 이전에도 프록시마의 시선속도 데이터를 분석하여 동반 천체의 질량 상한선을 추정하려는 연구가 있었다.[243][270][58][59] 하지만 프록시마 자체의 활발한 항성 활동이 시선속도 측정에 잡음을 더해 행성 탐지를 어렵게 만들었다.[271][60] 1998년 허블 우주망원경의 희미한 천체 분광기(FOS) 관측을 통해 약 0.5AU 거리에서 동반 천체의 증거를 찾았다는 보고가 있었으나,[272][61] 이후 광시야 행성 카메라 2(WFPC2)를 이용한 후속 탐사에서는 해당 천체를 발견하지 못했다.[273][62] 또한 세로 톨롤로 범미주 천문대의 천체측량 측정 결과, 공전 주기가 2년에서 12년 사이인 목성 질량급 행성은 존재하지 않는 것으로 나타났다.[274][63]

2016년 프록시마 b 발견 논문에서는 공전 주기 60일에서 500일 사이의 두 번째 신호도 감지되었으나, 항성 활동의 영향인지 아니면 또 다른 행성의 신호인지는 불분명한 상태로 남아있다.[255][53]

5. 2. 프록시마 센타우리 c (미검증)

2019년 4월, 이탈리아의 천체물리학자 마리오 다마소(Mario Damasso)가 이끄는 연구팀은 유럽 남방 천문대(ESO)의 HARPS 장비가 수집한 시선 속도 데이터를 분석하여, 센타우루스자리 프록시마 주변에서 두 번째 행성 후보의 존재 가능성을 시사하는 미세한 움직임을 포착했다고 보고했다.[275][276][76] 이 행성 후보는 '''프록시마 센타우리 c'''로 명명되었으며, 최소 질량은 지구의 약 5.8배[296]에서 7배[77] 사이로 추정되는 슈퍼 지구 또는 가스 드워프 후보이다.

프록시마 c는 항성으로부터 약 1.5AU 거리를 두고 약 1,900일 (지구 시간 기준 약 5.2년)의 주기로 공전하는 것으로 추정된다.[276][77] 항성과의 먼 거리 때문에 예상되는 평형 온도는 약 39 K (-234°C)으로 매우 낮아, 생명체가 거주하기에는 어려울 것으로 보인다.[275][76] 연구팀은 이 행성 후보의 존재를 확정하기 위해서는 HARPS와 유럽 우주국(ESA)의 가이아 우주 망원경 등을 이용한 추가적인 관측과 검증이 필요하다고 언급했다.[275]

2020년, 약 25년 전 허블 우주 망원경이 수집한 천체측량 데이터를 분석한 연구를 통해 프록시마 c의 존재가 확인되었다는 주장이 나왔다.[78][180] 같은 해, VLT의 SPHERE 장비를 이용한 적외선 직접 촬영 시도에서 행성 후보로 보이는 신호가 감지되었으나, 연구진은 명확한 검출에는 이르지 못했다고 밝혔다. 만약 이 신호가 실제 프록시마 c라면, 추정되는 질량과 나이에 비해 예상보다 밝게 관측되었는데, 이는 행성 주위에 반지름 약 5 목성 반지름에 달하는 거대한 고리 계가 존재할 가능성을 시사한다.[117]

그러나 2022년 7월 발표된 연구에서는 프록시마 센타우리 b와 또 다른 행성 후보인 프록시마 센타우리 d의 신호는 확인되었으나, 프록시마 c에 해당하는 시선 속도 신호는 검출되지 않아 이 행성이 실제로는 존재하지 않을 가능성이 제기되었다.[56][181] 따라서 프록시마 센타우리 c의 존재는 아직 확정되지 않았으며, 추가 검증이 필요한 상황이다.

5. 3. 프록시마 센타우리 d

2019년, 천문학자들은 프록시마 센타우리 b에 대한 ESPRESSO 장비의 관측 데이터를 재검토하던 중, 5.15일의 주기를 가진 또 다른 시선 속도 변화 신호를 발견했다. 이 신호가 행성 때문이라면 최소 질량은 지구 질량의 0.29배일 것으로 추정되었다.[121] 2020년 5월, 초대형 망원경 VLT에 설치된 ESPRESSO를 이용한 추가 관측 결과, 세 번째 행성 후보인 '''프록시마 센타우리 d'''의 존재 가능성이 제시되었다. 이 행성 후보는 프록시마 센타우리 b보다 항성에 더 가까운 궤도를 돌며, 공전 주기는 약 5.15일이고 최소 질량은 지구의 0.29배로 예측되었다. 크기나 질량은 화성이나 수성과 비슷할 것으로 예상되었으나, 존재 확인을 위해서는 추가 관측이 필요했다.[182][183]

마침내 2022년 2월, 유럽 남방 천문대(ESO)는 추가 분석을 통해 프록시마 센타우리 d의 존재를 공식적으로 확인했다고 발표했다.[116][184] 발표에 따르면, 프록시마 센타우리 d의 최소 질량은 지구의 0.26배로 확정되었으며, 이는 도플러 분광법으로 발견된 외계 행성 중 가장 가벼운 축에 속한다.[184] 이 행성은 어머니 별 프록시마 센타우리로부터 약 0.02885 AU 떨어진 거리에서 5.122일의 짧은 공전 주기로 돌고 있다.[116] 이심률은 0.04로 계산되었으며,[116] 반지름은 지구의 약 0.81배로 추정된다.[116]

5. 4. 먼지 원반

프록시마 주변 먼지 고리의 개념도.


2017년, 아타카마 대형 밀리미터 집합체(ALMA)를 이용한 관측을 통해 천문학자들은 센타우루스자리 프록시마로부터 1 ~ 4 AU 범위에 걸쳐 차가운 먼지 원반이 존재한다는 증거를 발견했다고 보고했다. 이 먼지의 온도는 약 40,000이며, 총 질량은 지구 질량의 약 1%로 추정되었다. 연구진은 또한 약 30 AU 거리에 온도가 10,000인 더 차가운 먼지 원반과, 항성으로부터 약 1.2 초각 떨어진 곳에 밀집된 방출원의 존재 가능성도 제시했다. 항성에서 0.4 AU 거리에 더 따뜻한 먼지 띠가 있을 수 있다는 단서도 포착되었다.[297][114][185]

그러나 이후 진행된 심층 분석에 따르면, ALMA가 관측한 방출 현상들은 2017년 3월 프록시마에서 발생했던 거대한 플레어 활동의 결과일 가능성이 더 높은 것으로 나타났다. 이 분석에 따르면, 관측 결과를 설명하기 위해 먼지 원반의 존재를 가정할 필요는 없다.[277][278][64][65][186][187]

5. 5. 생명체 거주 가능성 논의

생물권의 궤도 거리에 대한 개요 및 비교


센타우루스자리 프록시마 b의 발견 이전부터, TV 다큐멘터리 ''Alien Worlds'' 등에서는 생명체를 품을 수 있는 행성이 센타우루스자리 프록시마나 다른 적색왜성 주변에 존재할 수 있다는 가설을 제시했다. 이러한 행성은 프록시마의 생물권(어머니 별로부터 약 에서 거리) 안에 위치하며, 공전 주기는 3.6일에서 14일 사이일 것으로 추정되었다.[79] 이 구역 내 행성은 항성에 조석 고정될 가능성이 높다. 만약 행성의 궤도 이심률이 낮다면, 항성은 행성의 하늘에서 거의 움직이지 않아 표면 대부분은 영원한 낮 또는 밤을 맞이하게 된다. 하지만 행성에 대기가 존재한다면, 항성 빛을 받는 지역의 에너지를 반대쪽으로 재분배하여 극단적인 온도 차이를 완화할 수 있을 것이다.[80]

프록시마 센타우리의 강력한 플레어 폭발은 생물권 내 행성의 대기를 벗겨낼 수 있다는 우려가 제기되었다. 그러나 일부 과학자들은 이러한 문제가 극복 가능하다고 보았다. 예를 들어, 플레어에서 방출되는 하전 입자의 흐름이 대기를 제거할 수 있지만, 행성이 강력한 자기장을 가지고 있다면 이 입자들을 행성에서 빗나가게 하여 대기를 보호할 수 있다. 조석 고정으로 인해 자전 속도가 느린 행성이라도 내부의 일부가 용융 상태로 유지된다면 자기장을 생성하기에 충분할 수 있다는 것이다.[81] 캘리포니아 대학교 버클리의 기보르 바스리는 "아무도 생존 가능성을 막는 어떤 것도 발견하지 못했다"고 언급하며 가능성을 열어두었다.[81]

반면, 희귀한 지구 가설을 지지하는 과학자들은[82] 적색왜성계에서 생명체가 존재할 가능성에 대해 회의적인 입장을 보인다. 이들은 생물권 내 행성이 조석 고정될 경우, 행성의 자기 모멘트가 상대적으로 약해져 어머니 별이 방출하는 코로나 질량 방출에 의해 대기를 빠르게 잃어버릴 것이라고 주장한다.[83]

6. 미래 탐사

센타우루스자리 프록시마는 지구와 매우 가까운 거리에 있기 때문에, 인류의 항성간 여행을 위한 유력한 플라이바이 통과 목적지로 오랫동안 제안되어 왔다.[105]

현재 사용되는 재래식 추진 기술, 즉 비핵(非核) 기술을 사용한다면, 우주선이 프록시마 센타우리와 그 주변 행성들에 도달하기까지는 수천 년의 시간이 걸릴 것으로 예상된다.[106] 예를 들어, 현재 태양계를 벗어나고 있는 보이저 1호 탐사선은 태양에 대해 약 17 km/s의 속도로 이동하고 있는데,[286] 만약 이 탐사선이 프록시마 센타우리 방향으로 나아가고 프록시마가 움직이지 않는다고 가정해도, 도달하는 데 약 73,775년이 걸릴 것이다.[108] 하지만 프록시마 센타우리 역시 은하 내에서 움직이고 있으므로, 실제로는 느리게 움직이는 탐사선이 별에 가장 가까이 접근할 수 있는 시간은 수만 년 정도로 제한적이며, 그 이후에는 탐사선이 도달하기 전에 별이 너무 멀어질 수 있다.[108]

핵 펄스 추진과 같은 혁신적인 기술은 이러한 항성간 여행에 필요한 시간을 1세기 이내로 크게 단축할 가능성을 제시하며, 이는 오리온 계획, 데달로스 계획, 롱샷 계획 등 여러 성간 탐사 연구 프로젝트에 영감을 주었다.[108]

보다 구체적인 계획으로는 브레이크스루 스타샷 프로젝트가 있다. 이 프로젝트는 21세기 전반기에 센타우루스자리 알파 항성계에 초소형 탐사선(마이크로 탐사선)들을 보내는 것을 목표로 한다. 계획의 핵심은 지구에서 약 100 기가와트의 강력한 레이저를 탐사선에 집중적으로 발사하여, 빛의 속력의 약 20%에 달하는 엄청난 속도로 가속시키는 것이다.[109] 이 방식으로 발사된 탐사선들은 약 20년 후 프록시마 센타우리를 플라이바이 방식으로 스쳐 지나가거나, 또는 프록시마 센타우리나 센타우루스자리 알파 별 주위에서 스윙바이 기동을 활용하여 약 140년 후에 목표 항성계의 궤도에 진입할 수도 있을 것으로 예상된다.[110] 탐사선들은 프록시마 센타우리 주변 행성들의 사진을 촬영하고, 행성 대기의 구성 성분에 대한 귀중한 데이터를 수집하는 임무를 수행할 것이다. 이렇게 수집된 정보가 빛의 속도로 지구까지 도달하는 데에는 약 4.25년이 걸릴 것으로 보인다.[111]

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