プロキシマ・ケンタウリ () は、ケンタウルス座の方向に4.246光年離れた位置にある赤色矮星である。太陽系に最も近い恒星（太陽の次に地球に近い恒星）として知られている。
概要 1915年にロバート・イネスによって発見された。視等級は約11等で、地球からの肉眼での観測は不可能である。
この星はケンタウルス座α星系でα星A、α星Bに次いで3番目に大きな恒星であり、α星Aから15,000±700 au も離れた距離を、50万年以上の周期で公転していると考えられている。AB星のペアから南西に2.18°離れた位置に見え、ケンタウルス座α星Cとも呼ばれる。
直径は太陽の約7分の1であるが、質量は8分の1ほどあるため、平均密度は太陽の40倍にもなる。また、地球に近いことから、地球から角直径を直接測定することができる (後述)。
プロキシマ・ケンタウリは非常に暗いが、くじら座UV型変光星であるため、磁気活動によって不規則に明るさが変化する。磁場は恒星内部の対流によって生じており、フレア活動によって太陽とほぼ同じ程度のX線が生じている。対流による恒星核の核融合燃料の混合と、エネルギー産生の相対的な低さの結果として、今後プロキシマ・ケンタウリは現在の宇宙の年齢の約300倍に及ぶ4兆年もの間、主系列星の状態を続けるものと考えられている。
2016年8月24日にヨーロッパ南天天文台 (ESO)は、プロキシマ・ケンタウリを公転する惑星プロキシマ・ケンタウリbを発見したと発表した。プロキシマ・ケンタウリから0.05au（約750万km）の距離を11.2日で公転しており、推定される下限質量は地球の1.3倍とされている。また、プロキシマ・ケンタウリbはプロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーン内を公転していて、表面上に液体の水を有する可能性がある。 他にに相当するプロキシマ・ケンタウリdが主星から0.028auの距離を5.1日周期で公転しており、候補ではあるがと考えられているプロキシマ・ケンタウリcが主星から1.5auの位置を1900日周期で公転していると考えられている。 しかし、プロキシマ・ケンタウリは閃光星であるため、惑星があってもその表面に生命が存在できるかについては議論が続いている。
観測 1915年、ロバート・イネスは南アフリカ連邦のヨハネスブルクにあるユニオン天文台で、ケンタウルス座α星と同じ固有運動を持つ恒星を発見したCircular No. 30, 1915, October 12, of the Union Observatory (Proxima Centauri discovery paper).)Go to WayBackMachine INTERNET ARCHIVE. Enter http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html. Choose 20 August 2006 for ESO Press Release: "How Small are Small Stars Really?".。1917年、ケープタウンので、オランダの天文学者は、プロキシマ・ケンタウリの年周視差を0.755 ± 0.028秒と計測し、太陽からの距離がケンタウルス座α星とほぼ同じであるとした。また同時に、その当時発見されていた恒星の中で最も暗いことが分かった。1928年、アメリカの天文学者ハロルド・アルデンは、さらに正確にプロキシマ・ケンタウリの年周視差を計測した。その結果、フォウテとほぼ同じ0.783 ± 0.005秒という結果が得られた。
プロキシマ・ケンタウリの直径は1925年にカナダ人天文学者が干渉計を用いて測定しており、太陽半径の0.24倍に相当する直径33.3万kmと推定された。
1951年、アメリカの天文学者ハーロー・シャプレーは、プロキシマ・ケンタウリが閃光星である事を発表した。また、過去に撮影された画像のうち約8%に検出可能な増光が確認され、当時知られていた閃光星の中で、最も活動が活発である事が分かった。1980年、アインシュタイン天文台は、プロキシマ・ケンタウリの恒星フレアの詳細なX線エネルギー曲線を作成した。恒星活動は観測衛星EXOSAT、ROSATでも観測され、1995年には日本のX線観測衛星あすかの観測対象にも選ばれた。
プロキシマ・ケンタウリは南半球で観測できるが、北緯27度以北では見る事ができない。視等級が11等級の暗い赤色矮星である為、肉眼では観測できない。観測するには極めて暗い夜空で口径8cm以上の望遠鏡を用意する必要がある。仮にケンタウルス座α星ABから見るとプロキシマ・ケンタウリは5等級の恒星として見えるとされている。
2018年、観測史上最強のスーパーフレアがプロキシマ・ケンタウリで観測されたと発表された。このフレアにより光度は約68倍大きくなり、視等級は6.8等級にまで明るくなった。同様のフレアは年間に約5回程度、発生していると考えられているが、こうしたフレアは数分間という短時間しか継続しないため、それまで観測されたことがなかった。
2020年の4月22日と23日に、冥王星探査機ニュー・ホライズンズは太陽系外縁部から、観測が容易な最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリとウォルフ359を撮影し、その画像を公開した。地球から撮影した画像と比べると、視差の効果を容易に目にすることができた。ただしこれは教育・説明目的の試みであるため、視差による距離の測定精度を従来値から改善することは目的とされていない。
一般特性
プロキシマ・ケンタウリはヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上では赤色矮星であるM6Veに属する。M6Veは同じM型星の中でも、低質量の方であることを表す。地球から10パーセク（32.6光年）離れた位置にあると想定した場合の明るさを表す絶対等級は15.5である。全波長での光度は太陽の0.17%である。しかし、その85%以上は赤外線であり、目に見える可視光での明るさは太陽の0.0056%しかない。
2002年、VLTIが光干渉法を用いてプロキシマ・ケンタウリの角直径を計測したところ、1.02±0.08ミリ秒角と判明した。地球からの距離が正確に知られているので、実際の直径は太陽の約7分の1、木星の1.5倍と計算できる。質量は太陽質量の12.3%、木星質量の約129倍であるGo to WayBackMachine INTERNET ARCHIVE. Enter http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html. Choose 20 August 2006 for ESO Press Release: "How Small are Small Stars Really?"。恒星は質量が減少すると、密度が上がる傾向がある。プロキシマ・ケンタウリも例外ではなく、太陽の1.411g/cm3と比べて、約40倍の56.8 g/cm3の密度を持つ。
1998年の測光研究では、その変光周期から83.5日周期で自転していると示された.。その後、2002年の恒星彩層指標の時系列解析の研究ではより長い、日周期の自転が示された。その後恒星磁場を用いた研究では日と測定され、視線速度を用いて測定した結果はそれとおおむね一致する日だった。2026年に発表された最新の推定値は日である。また自転軸は地球からの視線方向に対して度傾いている。
内部構造と核融合 質量が小さいため、恒星の内部は完全に対流的であり、放射過程を通じてではなくプラズマの物理的な動きによってエネルギーを外部に伝達させている。この対流は、水素の熱核融合から残されたヘリウムが核に蓄積されず、恒星内を循環することを意味している。主系列星の段階を終える前に全水素供給量の約10%しか燃やさない太陽とは異なり、プロキシマ・ケンタウリは水素の核融合を終えるまでにほぼ全ての水素を燃料として消費するとされている。
対流は磁場の発生と持続に関連している。この磁場からの磁場エネルギーは恒星全体の光度を一時的に高めるフレアを通じて放出される。これらのフレアは恒星自体と同等の大きさにまで大きくなり、温度が2,700万Kに達することがある。これはX線を放出するのに十分な温度である。実際に、プロキシマ・ケンタウリの静止X線光度は約4～16 erg/s（約4～16 W）で、これはプロキシマ・ケンタウリよりも遥かに大きな太陽とほぼ等しい。最も大きなフレアが発生した際のX線光度のピークは1028 erg/s（1021 W）に達することもある。
プロキシマ・ケンタウリの彩層は活動が活発で、プロキシマ・ケンタウリのスペクトルには波長の長さ280nmのイオンマグネシウムのスペクトル線が見られる。プロキシマ・ケンタウリの表面の約88%が太陽よりも活発である可能性があり、太陽活動周期と同じように、恒星活動の強弱が繰り返されると考えられている。しかし、活動極小期でもコロナの温度は、200万Kである太陽と比べて、350万Kにもなる。しかし、プロキシマ・ケンタウリの恒星活動は他の赤色矮星と比較すると小規模である。赤色矮星は時間が経つにつれて、自転速度が低下して活動が衰えるとされているため、誕生から約48億5000万年が経過したプロキシマ・ケンタウリは自転周期が83.5日まで遅くなったとされている。太陽は11年周期で活動の強弱を繰り返しているが、プロキシマ・ケンタウリは約442日周期で活動の強弱を繰り返している。
観測に最も合致するモデルによると、プロキシマ・ケンタウリの恒星風は、太陽の約20%という上限値が得られている。この上限値に従えば、プロキシマ・ケンタウリは太陽より小さいため、面積換算で太陽の8倍の量の恒星風を放出している事になる。
進化の段階 プロキシマ・ケンタウリ程度の質量を持つ恒星は、前述のとおり、核融合反応が非常に遅いため、約4兆年輝き続ける。反応が続くにつれて、晩期には赤から青く見える青色矮星になり、その後、赤色巨星へとはならずに、そのまま白色矮星になるとされている。
ケンタウルス座α星系は、星団内で誕生後に星団から恒星が散り散りになる前に、太陽の1.5倍から2倍の質量の連星系が近くの低質量星を捕獲することで形成された可能性がある。ただしこの説の検証には、さらに精密な視線速度の計測を要する。プロキシマ・ケンタウリが形成中にケンタウルス座α星系に捕獲されたのであれば、両者は同じ化学組成を持つはずである。また、もしケンタウルス座α星系が原始惑星系円盤を形成時に有していれば、プロキシマ・ケンタウリの重力で円盤が攪乱され、水などの揮発性物質が円盤内側の乾燥した領域にももたらされ、そこで形成される地球型惑星にとって物質が豊かな環境になった可能性がある。
別の説として、プロキシマ・ケンタウリは形成後に捕獲され、その結果大きく偏心した軌道をとっていたものの、銀河潮汐力やさらなる恒星との接近を受けて現在の安定した軌道へ落ち着いたという考えもある。こうしたシナリオは、プロキシマ・ケンタウリが有する惑星が、ケンタウルス座α星の影響で軌道がみだされる確率が非常に低いことを示している。ケンタウルス座αの2つの星が今後質量を失っていくと、プロキシマ・ケンタウリは35億年以内にその重力束縛から解かれ、だんだんと2星から離れていく。
運動と軌道 225px|thumb|left|現在の地球から見たプロキシマ・ケンタウリの軌道 ガイア衛星の第3期データリリースで2020年に公開されたデータによると、プロキシマ・ケンタウリの年周視差はミリ秒角で、距離にして4.2465光年に相当する。その前の2018年のガイアの第2期データリリースではミリ秒角だった。 位置天文衛星ヒッパルコスで計測されたプロキシマ・ケンタウリの年周視差768.7 ± 0.3ミリ秒という観測結果を基づいて、ハッブル宇宙望遠鏡のが観測を行った結果、プロキシマ・ケンタウリは太陽から約4.24光年離れた位置にあると計測された。またの観測結果では、年周視差768.13ミリ秒、距離4.25光年、地球から見たケンタウルス座α星からの角距離は2.18度とされた。これは、満月4個分に相当する角距離である。プロキシマ・ケンタウリは年間3.85秒角移動しており、視線速度は-22.4 km/sである。 プロキシマ・ケンタウリから見ると太陽は0.4等級の明るい恒星として、カシオペア座方向に見え、これは地球から見たアケルナルやプロキオンに近い明るさである。 銀河内ではに属する。
thumb|350px|過去2万年から今後8万年までの、推測される近隣の恒星との距離の変化を表したグラフ。唯一、水平になっている黄色の破線が現在のプロキシマ・ケンタウリとの距離である。 知られている恒星の中で、プロキシマ・ケンタウリは約25,000年前から約32,000年後までは太陽に最も近い恒星である。それ以降はケンタウルス座α星A・α星Bの方が太陽に近くなる。2001年、J. García-Sánchezらは観測結果から、約26,700年後には、プロキシマ・ケンタウリは太陽から3.11光年まで接近するだろうと予測した。また、2010年には、約27,400年後に最接近して、約2.9光年まで近づく可能性をV. V. Bobylevが示した。一方で、2014年にC. A. L. Bailer-Jonesらは、プロキシマ・ケンタウリが太陽に最接近するのは26,710年後で、その時の距離は3.07光年であると発表した。プロキシマ・ケンタウリは銀河核を軌道離心率0.07で公転しており、銀河核からの距離は8.3キロパーセクから9.5キロパーセクと変化する。
プロキシマ・ケンタウリは、地球との近さから、しばしば恒星間航行の目的地として挙げられる。宇宙船に重力加速度と同等の等加速度運動が恒常的に可能であれば、速度だけならば減速を考慮しても約6年、10分の1の0.1Gでも減速込で約14年で到達可能となる。しかし、ボイジャー1号 (17.3 km/s) のような等速度運動では数万年単位（ボイジャー1号の場合は7.3万年以上）の年月を要する距離であり、21世紀初頭の技術で到達するには人間個人の時間スケールで考えれば膨大な時間が必要となる。
プロキシマ・ケンタウリは発見後、本当にケンタウルス座α星系を周回する恒星なのかについて議論が繰り返されてきていた。α星A・α星Bからの距離は0.21光年 (15,000 ± 700 au) しかなく、公転周期が50万年以上なら、ケンタウルス座α星系の伴星である可能性も残されていた。現在では、プロキシマ・ケンタウリとα星A・α星Bが水平に動いて見えるのは単なる偶然だとする確率は100万分の1とされている。観測衛星ヒッパルコスと地上からの観測結果を組み合わせたところ、プロキシマ・ケンタウリはケンタウルス座α星系を公転している事を示唆する結果が得られた。仮にそうだとした場合、プロキシマ・ケンタウリは現在、α星A・α星Bから最も離れた遠星点付近にある事になる。
プロキシマ・ケンタウリのケンタウルス座α星系のような三重連星系は、形成時は太陽質量の1.5倍から2倍を持つ恒星が低質量の恒星を捕獲する事で形成される場合がある。プロキシマ・ケンタウリを含むケンタウルス座α星系と宇宙空間でよく似た空間速度を持つ近傍恒星には6つの単独星、2つの連星、1つの三重連星が含まれており、これらの固有運動はケンタウルス座α星系と10km/s以内の差しかないため共通の起源をもつ運動グループを形成している。この星々にはじょうぎ座ガンマ2星、グリーゼ676、が含まれる。この場合、プロキシマ・ケンタウリがケンタウルス座α星に重力的に束縛されていないとしても、同じような固有運動を持つ理由をこの運動星団に属することで説明できる。
プロキシマ・ケンタウリがケンタウルス座α星系に取り込まれた時、互いの恒星の組成物質が共有された可能性がある。また、プロキシマ・ケンタウリの重力の影響で、当時、ケンタウルス座α星系にあったとされる原始惑星系円盤にも影響が生じ、円盤内側にあった水などの揮発性物質がなくなってしまうが、円盤ガスの密度が上昇して地球型惑星を形成させた可能性がある。
プロキシマ・ケンタウリは現時点で太陽に最も近い恒星だが、さらに近くに未知の褐色矮星などが潜んでいる可能性も残されている。 惑星系
サムネイル|プロキシマ・ケンタウリの3つの惑星の軌道の図 2025年までにプロキシマ・ケンタウリを公転するこの惑星が発見されており、うち2個は存在が確認され1個はなお候補として議論が続いている。1個はハビタブルゾーン内に位置する地球型惑星b、1個は視線速度法で検出された最も軽い惑星であるd、存在が議論されているのがより外側の軌道を公転するガス惑星のcである。
発見前史 プロキシマ・ケンタウリを公転する惑星を発見する試みは1970年代後半から行われ、1990年には複数の視線速度の観測から、もし惑星が存在した場合その惑星が持つ上限質量が制限された。恒星活動が活発であることは視線速度の測定をより困難にした。1998年にはハッブル宇宙望遠鏡に搭載された（FOS）で、主星から0.5auの位置に伴天体が存在する証拠を見つけたとの論文が発表された。しかし同じくハッブル宇宙望遠鏡搭載の広視野惑星カメラ2を用いて行われた観測では何も見つからなかった。セロ・トロロ汎米天文台で行われたアストロメトリ法による観測では、公転周期が2年～12年の木星質量の天体は存在しないと制限された。
2008年には視線速度法のシミュレーションにより、観測が地球の公転の影響を受ける公転周期1年前後（300～400日）を除き、下限質量が16地球質量以上の惑星（あるいは伴星）の存在は否定された（ただしこれは下限質量なので、真の質量がこれを超える可能性はある）。
2014年と2016年には重力マイクロレンズ効果による観測が可能になることから、その時に惑星が発見される可能性があると言われていたが観測報告は無かった。
2025年までの視線速度観測で、公転周期が10日未満で地球の0.15倍以上の質量をもつ惑星、ハビタブルゾーン内の地球の0.3倍前後の質量をもつ惑星、公転周期100日前後で地球の0.6倍前後の質量をもつ惑星、公転周期1000日前後で地球と同程度の質量をもつ惑星、公転周期10000日前後で地球の4倍前後の質量をもつ惑星の存在可能性は除外されている。
惑星b サムネイル|150px|プロキシマ・ケンタウリbの想像図 プロキシマ・ケンタウリbの存在の兆候は、アーカイブデータから2013年にハートフォードシャー大学のが最初に検出した これを確認するため、2016年1月、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) はプロキシマ・ケンタウリの周りにある太陽系外惑星を探査するプロジェクト「Pale Red Dot」を立ち上げた。その後、ドイツ有力誌デア・シュピーゲル電子版は2016年8月12日、宇宙物理学者らがこの恒星を公転する地球に似た惑星を発見したと報じた。ドイツ南部ガーヒング・バイ・ミュンヘンのヨーロッパ南天天文台 (ESO) が2016年8月末にもこの惑星の発見を公表する予定と発表した。そして2016年8月24日、ロンドン大学クイーン・メアリーカレッジのGuillem Anglada-Escudéらの研究チームにより惑星プロキシマ・ケンタウリbが存在すると発表された。発見はドップラー分光法で行われた事がネイチャーに報告された。観測はラ・シヤ天文台のESO3.6m望遠鏡に搭載されている高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) とパラナル天文台の超大型望遠鏡VLTで行われた。
プロキシマ・ケンタウリbはプロキシマ・ケンタウリから0.05 au（約750万 km）の距離を約11.2日の公転周期で公転している惑星である。その推定下限質量は地球の1.3倍である。ハビタブルゾーン内を公転しているとされており、は液体として水が存在できる範囲にあると推定されている。
公転周期60日から500日の範囲内に第2の信号も検出されたが、それが恒星の活動によるものかはデータが少ないため不明である。
惑星c thumb|プロキシマ・ケンタウリcの想像図 2019年4月、イタリアの天体物理学者Mario Damassoと彼の同僚らによって、プロキシマ・ケンタウリの周囲を第2の惑星候補が公転している可能性が報告された。Damassoらのチームは、ヨーロッパ南天天文台のHARPSによる観測で得られた視線速度のデータから、プロキシマ・ケンタウリがわずかに揺れ動いていることを発見した。これは、プロキシマ・ケンタウリの周辺にさらに惑星が存在している可能性があることを示している。この惑星候補はプロキシマ・ケンタウリcと呼ばれ、最小で地球の5.8倍の質量を持つとされている。およそ1,900日、すなわち約5.2年の周期でプロキシマ・ケンタウリから1.48 au離れた軌道を公転していると予想されている。プロキシマ・ケンタウリからの距離が遠いため、この惑星の表面温度は39 K（-234 ℃）程度と低く、居住する事はできないとされている。この惑星が存在することを検証するには、HARPSや欧州宇宙機関の宇宙望遠鏡ガイアによる追加の観測と測定が必要となる。Damassoのチームの一員であるDel Sordoは、プロキシマ・ケンタウリcがプロキシマ・ケンタウリ系のさらなる観測、特に直接観測の機会を与えてくれると述べている。
2020年には、1995年に取得されたハッブル宇宙望遠鏡のデータのうち精密誘導センサーがプロキシマ・ケンタウリの位置を精密に測定したデータを用いて、アストロメトリ法で惑星cの存在を確認し、公転周期は1907日で、質量は地球の約7倍であると発表した。一方同年に発表された、チリの超大型望遠鏡VLTに搭載されたによる赤外線での直接撮像観測では、未知の天体像は確認されたものの明確な検出と言えるだけのものではなかったとしている。またこの像は想定されている惑星の質量や年齢に対しては明るすぎるため、もし実際の惑星であれば木星半径の5倍に達する大きな環を持つ可能性が考えられる。
しかし、2022年7月27日に公表された論文では、プロキシマ・ケンタウリbやプロキシマ・ケンタウリdの信号は確認されたものの、プロキシマ・ケンタウリcは検出できず、プロキシマ・ケンタウリcが実在しない惑星である可能性が指摘されている。
2025年時点でも存在の証拠は確認されておらず、ESO3.6m望遠鏡のNIRPS分光器を使った観測では発見には至らなかったが、予想より更に小さな振幅の同周期の信号が存在する兆候が検出されている。
惑星d サムネイル|プロキシマ・ケンタウリdの想像図 2020年5月、超大型望遠鏡VLTに搭載されている分光観測装置ESPRESSOによる観測で、プロキシマ・ケンタウリbの詳細な再観測が行われた際、第3の惑星プロキシマ・ケンタウリdが存在する可能性が示された。この惑星候補は、プロキシマ・ケンタウリbよりもさらにプロキシマ・ケンタウリに近く、公転周期は5.15日で、少なくとも地球の0.29倍の質量を持つと予測された。大きさや質量は火星や水星と似ている。しかし、dの存在が確認されるにはさらなる観測が必要になるとされていた。
2022年2月、ヨーロッパ南天天文台はこの惑星候補プロキシマ・ケンタウリdについてさらに観測に成功したと発表した。この発表でのプロキシマ・ケンタウリdの下限質量は地球の0.26倍とされ、ドップラー分光法で発見された最も質量の小さな太陽系外惑星となった。
そして2025年7月に発表された、ESO3.6m望遠鏡のNIRPS分光器を使った観測で存在が確認された。
2026年には天文学者によるESPRESSOデータの解析で、この惑星と主星が起こしている相互作用について調べられ、この惑星が16Gと推定される強い磁場を持つことや、この強い磁場と主星との近さにより主星が惑星の位相と同期した恒星フレアを起こしており、このフレアが惑星により誘発されているという証拠も発見された。
塵円盤 2017年、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計を使用している天文学者らは、主星から約 1 - 4 au 離れた場所に温度の低い塵円盤を検出したと報告した。この塵の温度は約 40 Kで推定総質量は地球の1％とされている。その他、約 30 au 離れた場所に存在する温度が 10 K と低い塵円盤と、主星から約1.2秒角のまとまった放出源も検出している。また、主星から 0.4 au の距離にある温度の高い塵円盤も発見されたが、さらなる分析により2017年3月に主星が放出した巨大なフレアである可能性が高いと判断された。
居住可能性
プロキシマ・ケンタウリに惑星が発見される以前に放映されたテレビドキュメンタリーE.T.の住む星では、プロキシマ・ケンタウリやその他の赤色矮星に、生命を保持できる惑星が存在するという仮説が研究者によって紹介された。そのような惑星は主星から0.023-0.053auであるハビタブルゾーンを3.6-14日周期で公転する。この位置を公転する惑星は潮汐固定を受けている可能性があり、もしそうであれば、公転軌道の軌道離心率が小さければ惑星上から見てプロキシマ・ケンタウリは空の一点に同じ明るさでほとんど静止して見え、惑星表面のほとんどは永久に昼か夜になる。しかし大気が存在すれば、昼側の熱を夜側に輸送する役割を担う。
プロキシマ・ケンタウリのフレアはハビタブルゾーン内の惑星の大気を散逸させてしまう影響があるが、ドキュメンタリーに登場した科学者はこの問題は克服可能だと示した。カリフォルニア大学バークレー校のは、たとえば恒星フレアからの荷電粒子が大気を剥ぎ取る効果は、惑星が強磁場を持つことで荷電粒子を惑星から逸らすことで回避でき、惑星内部が溶融していれば1公転に1回しか自転しない潮汐固定下でのゆっくりとした時点でも十分に誘導磁場を生じさせられるとしている。
他の科学者、特にレアアース仮説を支持する研究者の多くは赤色矮星周囲に生命が保持できるという考えには懐疑的である。 潮汐固定された惑星が生み出せる磁気モーメントの強度では、主星からのコロナ質量放出による大気散逸を回避できないと主張されている。
BLC1 地球外の人工的な信号の探索を行っているブレイクスルー・リッスンは、2019年4月29日から5月4日にかけてパークス天文台の電波望遠鏡でプロキシマ・ケンタウリを26時間観測した結果、約2.5時間、 982.002571 MHz の電波を観測した。帯域が狭いこと、地球の自転によるドップラー効果が現れていること、プロキシマ・ケンタウリの方向を向かなければ電波は観測されないことから、人工的な電波である可能性が考えられ、 Breakthrough Listen Candidate 1 の略称として BLC1 と名付けられた。この報告は2020年12月18日にガーディアンによって初めて報じられた。
しかし発見当初より、この信号の解釈には慎重を期すべきという意見があった。実際 BLC1 という表現に対しても、SETIの分野において「候補（Candidate）」という表現を使う水準に達していないことから、より慎重な「関心を惹く信号（signal of interest）」という表現が使用されるようになった。
そして2021年10月、 BLC1 の性質の詳細と、 BLC1 は人工的な信号ではないことを結論付ける3つの論文が Nature Astronomy と Research Notes of the AAS に掲載された。約39時間の再観測でも BLC1 と似た信号は見つからず、電子機器の電波干渉で発生した可能性が高い。
将来の探査計画 地球に近いことから将来の恒星間航行によるフライバイ探査の対象としてプロキシマ・ケンタウリが提案されることがある。核を使わない従来の推進装置では到達に数千年を要する。たとえばボイジャー1号は太陽に対して秒速17kmで飛行しているが、プロキシマ・ケンタウリが探査機の移動方向に静止していると仮定しても到達に73775年を要する。