比邻星

比邻星如何产生强烈的耀斑？

比邻星的质量只有太阳的约12%，半径约为太阳的14%。但恒星小，并不等于它总是平静。比邻星内部几乎到处都有热气体上升、较冷气体下沉的运动。这种运动和恒星自转共同产生强磁场；磁场中积蓄的能量突然释放时，就会发生耀斑，使紫外线、X射线和无线电辐射急剧增强。

比邻星距离太阳约4.24光年，是除太阳以外离我们最近的恒星。它与南门二A和B受引力束缚，但不同于这两颗与太阳相似的恒星，比邻星是一颗小得多、暗得多的红矮星。根据它发出的总光量推算，其表面温度约为2,900 K，也就是约2,600摄氏度。它以人眼看不见的红外线形式发出的能量多于可见光。

在太阳内部，核心产生的能量会在不同区域以不同方式向外传递。模型显示，像比邻星这样质量很小的恒星，内部大部分区域都会发生对流，也就是热气体上升、较冷气体下沉。这种运动让氢在恒星内部广泛混合。因此，比邻星随年龄变化的方式也不同于先消耗核心氢的太阳。

质量越小，核心温度越低，把氢转化为能量的核聚变也越慢。比邻星远比太阳暗，但它消耗燃料的速度很慢，理论上可以比太阳维持氢聚变更长的时间。宇宙年龄约为138亿年，还没有达到这类红矮星的预测寿命，所以我们从未直接见过它们最后的样子，只能通过恒星演化模型来预测。

比邻星自转一周约需90天，比太阳约25天的自转周期更长，但它的磁活动依然活跃。恒星内部的热气体含有带电粒子，气体运动与自转共同产生磁场。表面的星斑和明亮区域还会在恒星转动时，让它的亮度和星光颜色发生细微变化。

2019年，研究人员用紫外线、可见光和无线电等多个波段同时观测比邻星约40小时。在这段时间最强的一次耀斑中，紫外线亮度一度短暂升至平常的约14,000倍。这个数字是一次短暂爆发的峰值，并不是恒星平时的平均亮度。

即使是同一次耀斑，不同波段变亮的时间和幅度也不一样。紫外线和X射线反映恒星外层的高温气体，无线电波则反映高速电子与磁场的状态。单看一种光无法了解爆发释放的全部能量和粒子运动，因此需要同时观察多个波段。

比邻星体积小、平时暗淡，但磁场中积蓄的能量一次释放时，仍会爆发强烈耀斑。

比邻星b和d都在离恒星很近的轨道上运行。因此，同样强度的耀斑可能让它们承受远强于地球从太阳接收的紫外线和X射线。高能辐射会分解大气分子，改变气体的种类和含量；经过很长时间，也可能促使部分大气逃逸到太空。

不过，出现强烈耀斑并不意味着可以立即断定那里没有大气或生命。结果取决于耀斑出现的频率、到达行星的粒子数量、原始大气的厚度和成分。行星磁场以及内部释放新气体的过程也可能产生影响。目前尚未直接探测到比邻星行星的大气，因此研究人员会比较多种可能条件下大气会如何变化。

约14,000倍指的是2019年在紫外线波段测得的短暂峰值。它不表示包括可见光在内的所有波段都以同样倍数变亮，也不表示这种状态持续了很久。

行星的引力会让比邻星轻微地来回移动。当恒星靠近或远离地球时，星光会出现极细微的差别。但星斑和明亮区域随恒星自转时，也会产生相似的变化。耀斑发生期间记录的星光，也不能与恒星平静时的数据完全同样处理。

研究人员会比较多个波段测得的恒星速度、亮度变化和磁活动。行星造成的变化应当以同一周期长期稳定地重复。若某个信号会随着星斑或耀斑增强而改变，就会被视为恒星自身活动并单独计算。这正是确认比邻星b和d时需要用不同仪器长期观测的原因。

在Hubble拍摄的图像中，比邻星也只是带有光芒纹样的亮点，并不是清晰可辨的圆形恒星表面。它真正的圆盘太小，照片无法显示星斑或耀斑发生的位置。恒星的质量、半径、温度和自转，是把距离、亮度和星光颜色的测量结果与恒星模型结合后推算出来的。

“红矮星”这个名称也不表示人们看见了鲜红色的表面。它是对温度较低、比太阳发出更多长波光的恒星所作的分类。本页的恒星图是依据测量结果制作的示意图，并非真实表面照片。

以现有航天器的速度，4.24光年仍不是可以很快到达的距离。不过，比邻星看起来比更遥远的恒星明亮，适合反复测量。研究人员可以持续统计小型耀斑的频率，追踪自转和磁活动的长期变化，并测量行星使恒星摆动的幅度。这些资料有助于了解小型红矮星的活动如何干扰行星搜寻，以及它可能怎样影响周围行星的大气。