 La ubicación de la estrella de Barnard, c. 2006 (el sur está arriba) | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Ofiuco |
| Pronunciación | / B ɑr n ər d z / |
| Ascensión recta | 17 h 57 m 48.49803 s [1] |
| Declinación | + 04 ° 41 ′ 36.2072 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 9.511 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4.0V [3] |
| Magnitud aparente (U) | 12.497 [2] |
| Magnitud aparente (B) | 11,240 [2] |
| Magnitud aparente (R) | 8.298 [2] |
| Magnitud aparente (I) | 6.741 [2] |
| Magnitud aparente (J) | 5,24 [4] |
| Magnitud aparente (H) | 4,83 [4] |
| Magnitud aparente (K) | 4.524 [4] |
| Índice de color U − B | 1.257 [2] |
| Índice de color B − V | 1.713 [2] |
| Índice de color V − R | 1.213 [2] |
| Índice de color R − I | 1.557 [2] |
| Tipo variable | POR Draconis [5] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −110.6 ± 0.2 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −802.803 [7] mas / año Dec .: 10362.542 [7] mas / año |
| Paralaje (π) | 547.4506 ± 0.2899 [7] mas |
| Distancia | 5.958 ± 0.003 ly (1.8266 ± 0.0010 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 13,21 [2] |
| Detalles | |
| Masa | 0.144 [8] M ☉ |
| Radio | 0.196 ± 0.008 [9] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 0.0035 [10] L ☉ |
| Luminosidad (visual, L V ) | 0.0004 [10] L ☉ |
| Temperature | 3,134 ± 102[10] K |
| Metallicity | 10–32% Sun[11] |
| Rotation | 130.4 d[12] |
| Age | ≈ 10[13] Gyr |
| Other designations | |
"Barnard's Runaway Star", "Greyhound of the Skies",[14] BD+04°3561a, GCTP 4098.00, Gl 140-024, Gliese 699, HIP 87937, LFT 1385, LHS 57, LTT 15309, Munich 15040, Proxima Ophiuchi,[15] V2500 Ophiuchi, Velox Barnardi,[16] Vyssotsky 799
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| Database references | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | data |
Estrella de Barnard / b ɑr n ər d z / es una enana roja cerca de 6 años luz de distancia de la Tierra en la constelación de Ofiuco . Es la cuarta estrella individual más cercana conocida al Sol (después de los tres componentes del sistema Alfa Centauri ) y la estrella más cercana en el Hemisferio Celestial del Norte . [17] Su masa estelar es aproximadamente el 14% de la del Sol. A pesar de su proximidad, la estrella tiene una magnitud aparente tenue de +9.5 y es invisible para elojo sin ayuda ; Es mucho más brillante en el infrarrojo que en la luz visible .
La estrella lleva el nombre del astrónomo estadounidense E. E. Barnard . [18] No fue el primero en observar la estrella (apareció en las placas de la Universidad de Harvard en 1888 y 1890), pero en 1916 midió su movimiento apropiado como 10,3 segundos de arco por año en relación con el Sol, el más alto conocido por cualquier estrella. [19]
La estrella de Barnard se encuentra entre las enanas rojas más estudiadas debido a su proximidad y ubicación favorable para la observación cerca del ecuador celeste . [10] Históricamente, la investigación sobre la estrella de Barnard se ha centrado en medir sus características estelares, su astrometría , y también refinar los límites de los posibles planetas extrasolares . Aunque la Estrella de Barnard es una estrella antigua, todavía experimenta eventos de destello estelar , uno observado en 1998.
Desde principios de los años sesenta hasta principios de los setenta, Peter van de Kamp argumentó que había uno o más gigantes gaseosos en órbita a su alrededor. Sus afirmaciones específicas de grandes gigantes gaseosos fueron refutadas a mediados de la década de 1970 después de mucho debate. En noviembre de 2018, se informó que un candidato a compañero planetario de la súper Tierra conocido como Barnard's Star b orbitó la estrella de Barnard. Se cree que tiene un mínimo de 3.2 M ⊕ (masas terrestres) y una órbita a0.4 AU .
Nombramiento [ editar ]
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [21] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre de Estrella de Barnard para esta estrella el 1 de febrero de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [22]
Descripción [ editar ]
La estrella de Barnard es una enana roja del tipo espectral tenue M4, y es demasiado débil para ver sin un telescopio . Su magnitud aparente es de 9.5.
A los 7–12 mil millones de años de edad, la Estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol, que tiene 4.500 millones de años, y podría estar entre las estrellas más antiguas de la galaxia de la Vía Láctea . [13] La Estrella de Barnard ha perdido una gran cantidad de energía rotacional, y los ligeros cambios periódicos en su brillo indican que gira una vez cada 130 días [12] (el Sol gira en 25). Dada su edad, se suponía que la Estrella de Barnard era inactiva en términos de actividad estelar. En 1998, los astrónomos observaron una intensa llamarada estelar , lo que demuestra que la estrella de Barnard es una estrella de bengala . [23] La estrella de Barnard tiene la designación de estrella variableV2500 Ophiuchi. En 2003, la estrella de Barnard presentó el primer cambio detectable en la velocidad radial de una estrella causada por su movimiento. La variabilidad adicional en la velocidad radial de la estrella de Barnard se atribuyó a su actividad estelar. [24]
El movimiento apropiado de la estrella de Barnard corresponde a una velocidad lateral relativa de 90 km / s . Los 10.3 segundos de arco que viaja anualmente ascienden a un cuarto de grado en la vida humana, aproximadamente la mitad del diámetro angular de la Luna llena. [18]
La velocidad radial de la Estrella de Barnard hacia el Sol se mide desde su cambio de azul a −110 km / s. Combinado con su movimiento apropiado, esto da una velocidad espacial ( velocidad real relativa al Sol) de -142.6 ± 0.2 km / s. La estrella de Barnard hará su aproximación más cercana al Sol alrededor de 11.800 dC, cuando se acercará a aproximadamente 3.75 años luz. [8]
Proxima Centauri es la estrella más cercana al Sol en una posición actualmente a 4.24 años luz de distancia. Sin embargo, a pesar del paso aún más cercano de Barnard's Star hacia el Sol en 11.800 dC, todavía no será la estrella más cercana, ya que para ese momento Proxima Centauri se habrá movido a una proximidad aún más cercana al Sol. [25] En el momento del paso más cercano de la estrella por el Sol, la Estrella de Barnard todavía será demasiado tenue para ser vista a simple vista, ya que su magnitud aparente solo habrá aumentado en una magnitud a aproximadamente 8.5 para entonces, siendo 2.5 magnitudes de poca visibilidad a simple vista.
La estrella de Barnard tiene una masa de aproximadamente 0,14 masas solares ( M ☉ ), [8] y un radio del 15% al 20% de la del Sol. [10] [26] Por lo tanto, aunque la Estrella de Barnard tiene aproximadamente 150 veces la masa de Júpiter ( M J ), su radio es solo de 1.5 a 2.0 veces mayor, debido a su densidad mucho más alta. Su temperatura efectiva es de 3.100 grados Kelvin , y tiene una luminosidad visual de 0.0004 luminosidades solares . [10] La estrella de Barnard es tan débil que si estuviera a la misma distancia de la Tierra que el Sol, parecería solo 100 veces más brillante que una luna llena, comparable al brillo del Sol a 80 Unidades astronómicas . [27]
La estrella de Barnard tiene 10–32% de la metalicidad solar . [11] La metalicidad es la proporción de masa estelar formada por elementos más pesados que el helio y ayuda a clasificar las estrellas en relación con la población galáctica. La estrella de Barnard parece ser típica de las viejas estrellas de la población de enanas rojas II , aunque también son generalmente estrellas de halo pobres en metales . Si bien es subsolar, la metalicidad de Barnard's Star es más alta que la de una estrella de halo y está en consonancia con el extremo inferior del rango de estrellas de disco rico en metales ; Esto, más su alto movimiento espacial, ha llevado a la designación de "estrella de población intermedia II", entre un halo y una estrella de disco. [11] [24]
Sistema planetario [ editar ]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| si | ≥3.23 ± 0.44 M ⊕ | 0.404 ± 0.018 | 232,80 +0,38 −0,41 | 0.32 +0.1 −0.15 | - | - |
En noviembre de 2018, un equipo internacional de astrónomos anunció la detección de un candidato super-Tierra en órbita relativamente cercana a la Estrella de Barnard. El gran equipo fue dirigido por Ignasi Ribas de España y su trabajo incluyó dos décadas de observación, con sus observaciones dando una fuerte evidencia de que el planeta existe. [20] [28]
Apodado la estrella b de Barnard, el planeta se encontró cerca de la línea de nieve del sistema estelar , que es un lugar ideal para la acumulación de material protoplanetario. Orbita a 0.4 UA cada 233 días y tiene una masa propuesta de 3.2 M ⊕ . Es muy probable que el planeta sea frío, con una temperatura superficial estimada de aproximadamente -170 ° C (-275 ° F), y se encuentra fuera de la supuesta zona habitable de Barnard Star . Sin embargo, se necesita más trabajo en la atmósfera del planeta para comprender mejor las condiciones de la superficie. Las imágenes directas del planeta y su luz distintiva son posibles en la década posterior a su descubrimiento. Más perturbaciones débiles y no explicadas en el sistema sugieren que puede haber un segundo compañero planetario aún más lejos.[29]
Reclamaciones planetarias anteriores [ editar ]
Durante una década, desde 1963 hasta aproximadamente 1973, un número considerable de astrónomos aceptó una afirmación de Peter van de Kamp de que había detectado, mediante el uso de la astrometría , una perturbación en el movimiento adecuado de la Estrella de Barnard consistente con el hecho de tener uno o más planetas comparables en Misa con Júpiter . Van de Kamp había estado observando la estrella desde 1938, intentando, con colegas del Observatorio Sproul en Swarthmore College , encontrar variaciones minúsculas de un micrómetro en su posición en placas fotográficas consistentes con perturbaciones orbitales.eso indicaría un compañero planetario; Esto implicó hasta diez personas promediando sus resultados al mirar las placas, para evitar errores individuales sistémicos. [31] La sugerencia inicial de Van de Kamp era un planeta que tenía aproximadamente 1,6 M J a una distancia de 4,4 UA en una órbita ligeramente excéntrica, [32] y estas medidas aparentemente fueron refinadas en un artículo de 1969. [33] Más tarde ese año, Van de Kamp sugirió que había dos planetas de 1,1 y 0,8 M J . [34]
Posteriormente, otros astrónomos repitieron las mediciones de Van de Kamp, y dos documentos en 1973 socavaron la afirmación de un planeta o planetas. George Gatewood y Heinrich Eichhorn, en un observatorio diferente y utilizando nuevas técnicas de medición de placas, no pudieron verificar al compañero planetario. [35] Otro artículo publicado por John L. Hershey cuatro meses antes, que también usaba el observatorio Swarthmore, descubrió que los cambios en el campo astrométrico de varias estrellas se correlacionaban con la sincronización de los ajustes y modificaciones que se habían llevado a cabo en la lente del objetivo del telescopio refractor. ; [36] el planeta reclamado se atribuyó a un artefacto de mantenimiento y trabajo de actualización. El asunto ha sido discutido como parte de una revisión científica más amplia. [37]
Van de Kamp nunca reconoció ningún error y publicó un reclamo adicional de la existencia de dos planetas tan tarde como 1982; [38] murió en 1995. Wulff Heintz , sucesor de Van de Kamp en Swarthmore y experto en estrellas dobles , cuestionó sus hallazgos y comenzó a publicar críticas desde 1976 en adelante. Se informó que los dos hombres se habían distanciado debido a esto. [39]
Refinación de límites planetarios [ editar ]
Durante las más de cuatro décadas entre el reclamo rechazado de van de Kamp y el eventual anuncio de un candidato a planeta, la Estrella de Barnard fue estudiada cuidadosamente y los límites de masa y orbitales para posibles planetas se apretaron lentamente. M enanos como la Estrella de Barnard se estudian más fácilmente que las estrellas más grandes en este sentido porque sus masas más bajas hacen que las perturbaciones sean más obvias. [40]
Los resultados nulos para los compañeros planetarios continuaron durante las décadas de 1980 y 1990, incluido el trabajo interferométrico con el Telescopio Espacial Hubble en 1999. [42] Gatewood pudo demostrar en 1995 que los planetas con 10 M J eran imposibles alrededor de la Estrella de Barnard, [37] en un papel que ayudó a refinar la certeza negativa con respecto a los objetos planetarios en general. [43] En 1999, el trabajo del Hubble excluyó a los compañeros planetarios de 0.8 M J con un período orbital de menos de 1,000 días (el período orbital de Júpiter es 4,332 días), [42] mientras que Kuerster determinó en 2003 quezona habitable alrededor de la estrella de Barnard, los planetas no son posibles con un valor " M sin i " [nota 1] mayor que 7.5 veces la masa de la Tierra ( M ⊕ ), o con una masa mayor que 3.1 veces la masa de Neptuno (mucho más bajo que el valor sugerido más pequeño de van de Kamp). [24]
En 2013, se publicó un documento de investigación que refinó aún más los límites de masa del planeta para la estrella. Utilizando mediciones de velocidad radial, tomadas durante un período de 25 años, desde los Observatorios Lick y Keck y aplicando el análisis de Monte Carlo para órbitas circulares y excéntricas, se determinaron las masas superiores para planetas de órbitas de hasta 1,000 días. Los planetas por encima de dos masas terrestres en órbitas de menos de 10 días fueron excluidos, y los planetas de más de diez masas terrestres en una órbita de dos años también fueron descartados con confianza. También se descubrió que la zona habitable de la estrella parecía estar desprovista de planetas más o menos de la masa de la Tierra o más grandes, a excepción de las órbitas cara a cara. [44] [45]
Aunque esta investigación restringió en gran medida las posibles propiedades de los planetas alrededor de la Estrella de Barnard, no los descartó por completo, ya que los planetas terrestres siempre serían difíciles de detectar. La NASA 's Misión de Interferometría Espacial , que iba a comenzar la búsqueda de planetas extrasolares similares a la Tierra, se informó de haber elegido la estrella de Barnard como un destino de búsqueda temprano. [27] Esta misión se cerró en 2010. [46] La misión de interferometría Darwin similar de la ESA tenía el mismo objetivo, pero fue despojada de fondos en 2007. [47]
El análisis de las velocidades radiales que eventualmente condujo al descubrimiento de la súper-Tierra candidata que orbita la Estrella de Barnard también se usó para establecer límites de masa superiores más precisos para posibles planetas, hasta y dentro de la zona habitable: un máximo de 0.7 M ⊕ hasta el borde interior y 1.2 M ⊕ en el borde exterior de la zona habitable optimista, correspondiente a períodos orbitales de hasta 10 y 40 días respectivamente. Por lo tanto, parece que la Estrella de Barnard no alberga planetas con masa de la Tierra, o más grandes, en órbitas calientes y templadas, a diferencia de otras estrellas enanas M que comúnmente tienen este tipo de planetas en órbitas cercanas. [20]
Exploración propuesta [ editar ]
Proyecto Daedalus [ editar ]
La Estrella de Barnard fue estudiada como parte del Proyecto Daedalus . Realizado entre 1973 y 1978, el estudio sugirió que era posible un viaje rápido y no tripulado a otro sistema estelar con tecnología existente o de futuro cercano. [48] La estrella de Barnard fue elegida como objetivo en parte porque se creía que tenía planetas. [49]
El modelo teórico sugirió que un cohete de pulso nuclear que emplea fusión nuclear (específicamente, bombardeo electrónico de deuterio y helio-3 ) y acelera durante cuatro años podría alcanzar una velocidad del 12% de la velocidad de la luz . La estrella podría alcanzarse en 50 años, dentro de una vida humana. [49] Junto con una investigación detallada de la estrella y sus compañeros, se examinaría el medio interestelar y se realizarían lecturas astrométricas de referencia. [48]
El modelo inicial del Proyecto Daedalus provocó más investigaciones teóricas. En 1980, Robert Freitas sugirió un plan más ambicioso: una nave espacial autorreplicante destinada a buscar y establecer contacto con vida extraterrestre . [50] Construido y lanzado en la órbita de Júpiter , alcanzaría la Estrella de Barnard en 47 años bajo parámetros similares a los del Proyecto Daedalus original. Una vez en la estrella, comenzaría una autorreplicación automatizada, construyendo una fábrica, inicialmente para fabricar sondas exploratorias y eventualmente para crear una copia de la nave espacial original después de 1,000 años. [50]
Llamarada de 1998 [ editar ]
En 1998 , se detectó una llamarada estelar en la estrella de Barnard en función de los cambios en las emisiones espectrales el 17 de julio durante una búsqueda no relacionada de variaciones en el movimiento adecuado. Pasaron cuatro años antes de que la erupción fuera analizada por completo, momento en el que se sugirió que la temperatura de la erupción era de 8000 K, más del doble de la temperatura normal de la estrella. [51] Dada la naturaleza esencialmente aleatoria de las bengalas, Diane Paulson, una de las autoras de ese estudio, señaló que "la estrella sería fantástica para que la observaran los aficionados". [23]
La llamarada fue sorprendente porque no se espera una intensa actividad estelar en estrellas de esa edad. Las erupciones no se entienden completamente, pero se cree que son causadas por fuertes campos magnéticos , que suprimen la convección del plasma y provocan explosiones repentinas: los campos magnéticos fuertes ocurren en estrellas que giran rápidamente, mientras que las estrellas viejas tienden a girar lentamente. Para Barnard's Star sufrir un evento de tal magnitud, se supone que es una rareza. [51] La investigación sobre la periodicidad de la estrella, o los cambios en la actividad estelar en una escala de tiempo dada, también sugieren que debería ser inactiva; La investigación de 1998 mostró evidencia débil de variación periódica en el brillo de la estrella, señalando solo un posible punto estelar durante 130 días. [12]
La actividad estelar de este tipo ha creado interés en usar la Estrella de Barnard como un proxy para comprender estrellas similares. Se espera que los estudios fotométricos de sus emisiones de rayos X y UV arrojen luz sobre la gran población de enanos M antiguos en la galaxia. Dicha investigación tiene implicaciones astrobiológicas : dado que las zonas habitables de las enanas M están cerca de la estrella, cualquier planeta se vería fuertemente influenciado por las erupciones solares, los vientos y los eventos de eyección de plasma. [13]
Medio ambiente [ editar ]
Barnard's Star comparte casi el mismo vecindario que el Sol. Los vecinos de Barnard's Star son generalmente del tamaño de una enana roja, el tipo de estrella más pequeño y más común. Su vecino más cercano es actualmente la enana roja Ross 154 , a una distancia de 1,66 parsecs (5,41 años luz). El Sol y Alpha Centauri son, respectivamente, los siguientes sistemas más cercanos. [27] Desde la Estrella de Barnard, el Sol aparecería en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas RA = 5 h 57 m 48.5 s , Dic = −04 ° 41 ′ 36 ″, en la parte este de la constelación Monoceros. La magnitud absoluta del Sol es 4.83, y a una distancia de 1.834 parsecs, sería una estrella de primera magnitud, como Pollux es de la Tierra.
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