Спектральные классы звёзд

Награды[править]

http://sovdoc.rusarchives.ru/sections/personality/cards/55127/images Фотохроника ТАСС. РГАСПИ. Ф.558. Оп.11. Д.1476.Л.21. 1946 г.

Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах, является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)

Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Примечания

1. Эволюция звезд с точки зрения точной науки и теории относительности

    (Проверено 21 октября 2009)

2.  (Проверено 21 октября 2009)

3. J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6..

4. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.

5. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.

6. ↑
   .  (Проверено 21 октября 2009)

7.  (Проверено 21 октября 2009)

8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
9. — Explains the reason for the difference in color perception.
10. ↑ LeDrew, G.; , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Примечание: Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
• L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
• T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
• Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
• L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
• T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
• Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

Знакомство со стрелковой единицей

Йеркская классификация с учётом светимости

В 1943 г. в одноименной обсерватории была разработана еще Йеркская классификация, которая учитывает светимость звезд, что отражается в ее названии. Иначе ее называют МКК — по первым буквам фамилий ученых: В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман. Дело в том, что Гарвардская классификация не принимает в расчет такую важную характеристику небесного светила как светимость. Позже Йеркская классификация была отображена Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы с зависимостью спектрального класса от светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах звезд разного рода.

Ia+ или 0 — сверхгиганты с наивысшей мощностью, массой, яркостью и короткой длительностью жизни;

• I, Ia, Iab, Ib — одни из наиболее массивных звезд – «сверхгиганты»;
• II, IIa, IIb — светила, имеющие светимость близкую к светимости сверхгигантов, однако их массы обычно недостаточно, чтобы относить их к сверхгигантам. Называются – «яркие гиганты»;
• III, IIIa, IIIab, IIIb — тела, обладающие большей светимостью и размером, чем звезды главной последовательности ( см. ниже), но схожей температурой верхних слоев. Зовутся как «гиганты»;
• IV — звезды, которые некогда являлись объектами главной последовательности, однако после их водородное топливо иссякло – «субгиганты»;
• V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности, которых около 90% среди всех светил);
• VI —класс с аномальной светимостью, промежуточный между карликами главной последовательности и белыми карликами – «субкарлики»;
• VII — компактные объекты, являющиеся последним этапом существования большинства звезд – «белые карлики».

Звезды разных классов

Данная диаграмма позволяет также определить светимость звезды, при наличии ее спектра. Исходя из вышеописанных классификаций сегодня Солнце относят к классу G2V.

Существует множество дополнительных спектральных классов для более экзотических объектов. Например, Q – для молодых звезд, P – для планетарных туманностей, D – для белых карликов, W для самых горячих светил, температура которых превышает температуру звезд класса O, и может достигать около 100 000 К.

Спектральные классы звезд

На основе спектральных особенностей, включая цвет, была разработана так называемая Гарвардская классификация звезд. Она включает семь основных классов, обозначаемых буквами O, B, A, F, G, K, M и несколько дополнительных. Гарвардская классификация отражает поверхностную температуру звезд. Солнце, фотосфера которого разогрета до 5780 K, относится к классу желтых звезд G2. Наиболее горячи голубые звезды класса O, самые холодные – красные – принадлежат классу M.

Гарвардскую классификацию дополняет Йеркская, или классификация Моргана-Кинана-Келлман (МКК – по фамилиям разработчиков), подразделяющая звезды на восемь классов светимости от 0 до VII, тесно связанных с массой светила – от гипергигантов до белых карликов. Наше Солнце – карлик класса V.

Примененные совместно, в качестве осей, по которым отложены значения цвет – температура и абсолютная величина – светимость (свидетельствующая о массе), они дали возможность построить график, широко известный как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на котором отражены главные характеристики звезд в их взаимосвязи.

История наблюдений за звездами

Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.

Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл

Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).

Варианты оригинальных подарков

• Детские рисунки для врачей педиатров

  Многие детские врачи в кабинете устраивают выставку из работ маленьких благодарных пациентов.

• Авторские изделия

  Если вы умеете делать своими руками оригинальные изделия, то они несомненно поднимут настроение у вашего лечащего врача. Сейчас очень модны самодельные кожаные брошки и серьги, а также разнообразные вышивки и деревянные поделки.

  А вот самодельное мыло дарить не стоит. К сожалению, это считается дурным тоном.

• Различные сувенирные изделия

  Изделия из янтаря, натурального камня и дерева добавят индивидуальности на рабочем месте доктора.

Солнце – это планета или звезда?

Солнце – это звезда. Есть ряд критериев, согласно которым небесное тело может быть отнесено к разряду звезд или планет. Солнце соответствует именно тем характеристикам, которые присущи звездам.

Во все времена значение Солнца было очень велико, а его изучение и исследование всегда были главными направлениями в астрономии. Солнце – это самый большой объект Солнечной системы. К тому же Солнце занимает 99, 8% всей массы системы.

Абсолютно все космические тела Солнечной системы вращаются именно вокруг Солнца. Солнце намного больше Земли. Это относится и к его массе, и к его размерам. Диаметр Солнца составляет 1,3 миллиона километров, его вес – 1.989*10^30 килограммов, температура на его поверхности составляет 5800К, а период оборачивания Солнца вокруг своей оси составляет 25,4 дней.

На Солнце можно наблюдать протекание очень сложных процессов. К примеру, ученый Галилей еще в далеком 1610 году, наблюдая за Солнцем в телескоп, увидел на его поверхности темные пятна. С их помощью он сумел определить время и период оборачивания Солнца. Поверхность Солнца нельзя назвать спокойной, так как она постоянно бурлит, и при этом все вещества, из которых состоит Солнце, то опускаются, то поднимаются. Поэтому вся солнечная поверхность как будто покрыта зернами и гранулами.

Следует отметить, что размер этих зерен и гранул колеблется от 1 до 2 тысяч километров, а период их существования составляет всего лишь несколько минут. Солнечные пятна, открыты Галилеем, намного больше гранул – несколько сотен тысяч километров. К тому же они более устойчивые, чем гранулы, и могут просуществовать приблизительно месяц. Для Солнечных пятен характерен темный оттенок, а их температура составляет 3500К. Количество солнечных пятен возрастает в период солнечной активности, когда можно понаблюдать и за солнечными вспышками.

Солнечные вспышки – это очень сильные выбросы солнечной энергии с его поверхности. Они сопровождаются не только усиленным излучением некоторых участков Солнца, но и активными выбросами частиц, которые могут долетать до магнитного поля Земли, вызывая своим прилетом так званое возмущение, которое плохо сказывается на здоровье многих людей и работе приборов.

Солнце – планета гигант – состоит из внешнего светящегося слоя фотосферы, разреженного горячего газового слоя хромосферы и разреженной горячей короны. Температура в хромосфере достигает десятки тысяч градусов. Корону Солнца увидеть можно только при полном солнечном затмении.

Существует также такое понятие, как солнечный ветер. Это частицы, которые покидают Солнце и устремляются в пространство космоса. Солнечный ветер присущий Солнцу даже при великой солнечной силе гравитации. О существовании солнечного ветра многие ученые долго сомневались. Однако в 1959 году солнечный ветер был зафиксирован космическими аппаратами. До верхних слоев Земли достигают лишь отдельные частицы Солнечного ветра, так как основной поток частиц останавливается благодаря земельному магнитному полю. Частицы солнечного ветра, попадая в верхние слоя Земли, вызывают северное сияние.

Как установили многие современные ученые, источником солнечной энергии есть термоядерные реакции, в процессе которых легкие химические элементы превращаются в тяжелые элементы. Сегодня это превращение водорода в гелий. Водород составляет на сегодняшний день 70% всей массы Солнца, а гелий – лишь 28%. Эти термоядерные реакции могут протекать лишь при высокой температуре, которая находится в центре самого Солнца.

По мнению ученых, Солнце – это звезда, которая отличается от остальных звезд тем, что звезды находятся на большем расстоянии от Земли, чем само Солнце. Это было доказано с помощью спектрального анализа солнечного излучения и изучения его состава.

Видео: как устроено Солнце

Примечания

1.  (Проверено 21 октября 2009)

2.  (Проверено 21 октября 2009)

3. J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6..

4. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.

5. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.

6. ↑
   .  (Проверено 21 октября 2009)

7.  (Проверено 21 октября 2009)

8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
9. — Explains the reason for the difference in color perception.
10. ↑ LeDrew, G.; , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Примечание: Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.

Легионы Космодесанта Хаоса [править | править код]

Главная последовательность звезд

К 20 веку астрономы, изучая космическое пространство, все больше получали информации о звездах. К этому времени было известно достаточно много о типах этих объектов, их светимости, расстоянии, температуре. Созревала необходимость упорядочить классификацию звезд, которые наблюдаются во Вселенной. Это успешно сделали двое ученых, проживающих на разных континентах. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел в разное время создали одно и тоже, даже не зная об этом. Это была диаграмма, которую сегодня в честь обеих ученых называют диаграммой Герцшпрунга—Рассела (ГР). Диаграмма ГР представляет собой график. Его вертикальная ось указывает на светимость, а горизонтальная – на температуру поверхности звезды.

Чем выше была температура, тем звезда находилась левее. Расположение на диаграмме объекта не было случайным. Учитывая соотношение спектра и светимости, звезды были поделены на три последовательности. С левого верхнего угла до нижнего правого расположились звезды главной последовательности. Практически все светила оказываются на этой линии после того, как полностью сформируются. Исключение – субкарлики. С одной стороны, они похожи на звезды главной последовательности, так как выделяют энергию в результате горения водорода, но с другой – их светимость гораздо меньше. В их составе незначительное количество тяжелых элементов, соответственно они имеют небольшой размер. 

Главная последовательность имеет достаточно большое количество густо расположенных объектов. Здесь звезда находится примерно 90% времени всей своей жизни. В середине этой линии расположилось и Солнце.

Абсолютно все представители главной последовательности обладают горячим ядром с высокой плотностью. В нем в ходе термоядерных реакций происходит сгорание водорода и его превращение в гелий. После того как процесс горения водорода прекращается, пребывание звезды на этой линии тоже заканчивается.

На втором месте после главной последовательности идут красные гиганты и сверхгиганты. Это яркие светила с достаточно большой массой и светимостью. Расположены они в верхней правой части диаграммы. Их температура варьируется от 3000 до 5000 С. Красные гиганты и сверхгиганты – это то, во что превращаются светила после главной последовательности, то есть ближе к концу своей жизни.

Слева внизу на диаграмме находятся белые карлики.Их диаметр небольшой, но температура высокая. Белые карлики лишены всех источников энергии, они постепенно остывают и становятся темными и невидимыми.

В 2018 году открыли самую далекую звезду главной последовательности – Икар. От Земного шара она отдалена на 9 млрд. световых лет.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд

В Гарвардской обсерватории (США) на протяжении нескольких десятков лет были сделаны многочисленные фотографии небесных светил. Анализируя полученные изображения, ученые смогли создать классификацию звездных спектров. Над ней трудились Пикеринг и Кэннон с 1890 по 1924 года. Гарвардская спектральная классификация звезд на сегодняшний день считается основной. Для обозначения спектральных типов используют буквы — О, В, A, F, G, К и М. На момент разработки классификации специалисты еще не знали, как связаны спектр и температурные показатели, поэтому первоначально порядок спектральных классов совпадал с расположением букв в алфавите.

Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.

Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.

Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Жизненный цикл[править | править код]

Солнце является молодой звездой третьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II).

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а её атмосфера будет сорвана сильнейшим солнечным ветром. Увеличение температуры Солнца в этот период таково, что в течение следующих 500—700 млн лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании. По мнению профессора Дж. Кастинга, исчезновение жизни из-за повышения температуры, вследствие увеличения яркости Солнца.

Строение и структура Солнца

Близость Солнца позволяет получить представление о его строении и структуре, получить данные о том, как работает этот естественный термоядерный реактор и какие в нем происходят процессы. Интересным будет разобрать структуру, которая состоит из следующих компонентов:

• ядро;
• зона лучистой энергии;
• конвективная зона;
• тахоклин.

Далее начинаются слои солнечной атмосферы:

• фотосфера;
• хромосфера;
• протуберанцы.

Звезда не является твердым телом, ввиду того, что мы имеем дело с раскаленным газом, плотно сжатым в сферическую область. При таких температурах существование любого вещества в твердом виде физически невозможно. Яркий свет и тепло, излучаемые Солнцем, являются следствием тех же процессов, с которыми человек столкнулся при создании атомной бомбы. Т.е. материя под действием огромного давления и высоких температур преобразуется в энергию. Основным топливом является водород, который в составе Солнца составляет 73,5-75%, поэтому основным источником тепла является процесс термоядерного синтеза водорода, сосредоточенный главным образом в ядре, центральной части звезды.

Строение Солнца

Солнечное ядро составляет ориентировочно 0,2 солнечного радиуса. Именно здесь идут главные процессы, за счет которых Солнце живет и снабжает световой и кинетической энергией окружающее космическое пространство. Процесс переноса лучистой энергии от центра звезды к верхним слоям осуществляется в зоне лучистого переноса. Здесь фотоны, стремящиеся от ядра к поверхности, перемешиваются с частицами ионизированного газа (плазмой). За счет этого происходит обмен энергией. В этой части солнечного шара располагается особая зона – тахоклин, которая отвечает за образование магнитного поля нашей звезды.

https://youtube.com/watch?v=6ujOeQ5C4R0

Далее начинается самая масштабная область Солнца — конвективная зона. Эта область составляет почти 2/3 солнечного диаметра. Один только радиус конвективной зоны практически равен диаметру нашей планеты – 140 тыс. километров. Конвекция представляет собой процесс, при котором плотный и разогретый газ равномерно распределяется по всему внутреннему объему звезды по направлению к поверхности, отдавая тепло следующим слоям. Этот процесс происходит беспрерывно и его можно видеть, наблюдая за поверхностью Солнца в мощный телескоп.

На границе внутренней структуры и атмосферы звезды находится фотосфера — тонкая, всего 400 км глубиной, оболочка. Именно ее мы и видим при своих наблюдениях за Солнцем. Фотосфера состоит из гранул и неоднородна по своей структуре. Темные пятна сменяются яркими участками. Такая неоднородность связана с разным периодом остывания поверхности Солнца. Что касается невидимой части спектра поверхности нашего светила, то в этом случае мы имеем дело с хромосферой. Это плотный слой атмосферы Солнца, и его можно видеть только во время солнечного затмения.

Протуберанцы

Наиболее интересными солнечными объектами для наблюдения являются протуберанцы, которые по виду напоминают длинные волокна, и солнечная корона. Эти образования являются гигантскими выбросами водорода. Возникают протуберанцы и перемещаются по поверхности Солнца с огромной скоростью — 300 км/с. Температура этих петлей превышает отметку 10 тыс. градусов. Солнечная корона представляет собой внешние слои атмосферы, которые по толщине превышают диаметр самой звезды в несколько раз. Точной границы у солнечной короны нет. Ее видимая граница является только частью этого огромного образования.

Солнечная корона

Завершающим этапом солнечной активности является солнечный ветер. Этот процесс связан с естественным истечением звездного вещества через внешние слои в окружающее космическое пространство. Солнечный ветер в основном состоит из заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. В зависимости от цикла солнечной активности скорость солнечного ветра может быть различной от 300 км в секунду до отметки в 1500 км/с. Эта субстанция распространяется по всей солнечной системе, оказывая влияние на все небесные тела нашего ближнего космоса.

Солнечный ветер

Получение спектров

Спектры излучения разных источников света

В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

40 различных спектров Солнца

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.

Проксима Центавра

Звезда Проксима Центавра — красный карлик, его видимая звёздная величина составляет всего 11,05m.
Абсолютная же звёздная величина равна всего лишь 15,49m.
Поэтому, даже находясь на Альфе Центавра, мы можем видеть Проксиму Центавра неяркой звёздочкой примерно 5-ой звёздной величины.
Расстояние от Солнца до Проксимы Центавра — 4,22 светового года.

Есть предположения, что Проксима Центавра вращается вокруг системы Альфа Центавра с периодом около 500000 лет.
Поэтому, Проксиму Центавра иногда ещё называют Альфа Центавра С, то есть считают её третьим элементом звёздной системы Альфа Центавра.
Радиус орбиты Проксима Центавра вокруг Альфы Центавра составляет около 15 000 ± 700 а. е. или около 0,21 светового года.
Для сравнения: расстояние от Проксимы Центавра до Солнца — лишь в 20 раз больше этого значения.

Принадлежность Проксимы Центавра к системе считается не до конца доказанной.
Однако, в пользу такого предположения говорит то, что векторы собственных движений Проксимы Центавра и отдельно пары Альфа Центавра почти совпадают.
А одинаковые вектора движений присущи именно звёздам, которые входят в одну и ту же систему.

При помощи телескопа «Хаббл» было исследовано пространство около Проксимы Центавра и выяснено,
что на её орбите нет красных карликов. Также нет и суперземель (планет, которые немного больше Земли) в поясе обитаемости.
Однако, 24 августа 2016 года Европейская южная обсерватория подтвердила существование землеподобной планеты в обитаемой зоне Проксимы Центавра.
Планета получила имя «Проксима Центавра b».

Возможна ли жизнь на планете Проксима Центавра b — это спорный вопрос.
Да, планета находится в поясе обитаемости, и это уже большая удача, поскольку пояс обитаемости около такой маленькой звезды очень узок.
Но, Проксима Центавра является периодически вспыхивающей звездой.
Во время этих вспышек резко возрастает уровень не только обычного, но и рентгеновского излучения.
А это уже крайне нежелательно для живых существ (по аналогии с белковой жизнью на Земле).

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

на английском языке: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart, а также множество других вариантов.

• на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше)[источник не указан 2920 дней].