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Estrella de Barnard

estrella na constelación d'Ophiuchus

La Estrella de Barnard (HIP 87937)[1] ye una estrella na constelación d'Ophiuchus. De magnitú aparente +9,51, ye demasiáu tenue pa poder ser reparada ensin telescopiu. Debe'l so nome al astrónomu norteamericanu Edward Emerson Barnard, quien en 1916 afayó que ye la estrella con un mayor movimientu aparente (10,3 segundos d'arcu per añu) vista dende la Tierra.[2]

Estrella de Barnard

Llocalización de la Estrella de Barnard.
Datos d'observación
(Dómina J2000.0)
Constelación Ophiuchus
Ascensión reuta (α) 17h 57min 48,50s
Declinación (δ) +04º 41’ 36,21’’
Mag. aparente (V) +9,51
Carauterístiques físiques
Clasificación estelar M4.0V
Masa solar 0,16 M☉
Radiu (0,19 R☉)
Magnitú absoluta +13,22
Lluminosidá 0,00346 L☉
Temperatura superficial 3134 ± 102 K
Metalicidá [M/H] = -0,5
Periodu de rotación 130 díes
Variabilidá Estrella acandilante
Astrometría
Mov. propiu n'α -798,58 mas/añu
Mov. propiu en δ 10328,12 mas/añu
Velocidá radial -106,8 km/s
Distancia 5,980 ± 0,003 años lluz
Paralax 548,31 ± 1,51 mas
Referencies
SIMBAD enllaz
Otres designaciones
GJ 699 / HIP 87937 / BD+04 3561a / LHS 55 / LTT 15309 / G 140-24 / V2500 Ophiuchi[1]
[editar datos en Wikidata]

La Estrella de Barnard foi oxetu de numberosos estudios, por cuenta de la so proximidá y a la so posición favorable pa la observación cerca del ecuador celeste.[3] Históricamente, la investigación na Estrella de Barnard centróse en midir les sos carauterístiques físiques, la so astrometría, y en refinar les llendes de posibles planetes estrasolares. Coles mesmes, magar que la Estrella de Barnard ye una estrella antigua, ciertes observaciones suxeren qu'esperimenta fogarales como les de les estrelles acandilantes.

Tamién surdió ciertu discutiniu tocantes a si la Estrella de Barnard alluga un sistema planetariu. A la fin de la década de 1960 y de primeres de la de 1970, Peter van de Kamp afirmó qu'esistía unu o dellos xigantes gaseosos n'órbita alredor d'ella. Anguaño, ente que la presencia de pequeños planetes terrestres permanez como posibilidá, la esistencia de planetes xigantes foi refutada.

Alloña

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La Estrella de Barnard alcuéntrase a 5,98 años lluz del Sistema Solar. Tan solo los trés componentes del sistema Alfa Centauri —incluyendo a Proxima Centauri— tán más cerca.

La Estrella de Barnard comparte la mesma vecindá que'l Sol. Les estrelles más próximes a ella son, polo xeneral, nanes coloraes, la clase d'estrelles más pequeña y común. La so vecina más cercana anguaño ye Ross 154 (V1216 Sagittarii), distante 5,41 años lluz. El Sol y Alfa Centauri son, respeutivamente, los siguientes sistemes más cercanos.[4] Dende la Estrella de Barnard, el Sol reparar nel llau diametralmente opuestu del cielu nes coordenaes AR = 57m 48,5s y δ = −04° 41′ 36″, tando asitiáu na rexón esti de la constelación de Monoceros. Dende ellí, el Sol apaecería como una brillosa estrella de primer magnitú comparable a como se ve Pólux (β Geminorum) dende la Tierra.[5]

Carauterístiques

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La Estrella de Barnard ye una nana colorada de tipu espectral M4.0V.[1] Tien aproximao'l 16% de la masa solar,[6] siendo'l so radiu equivalente al 19% del que tien el Sol.[7] La so temperatura efectivo ye de 3.134 ± 102 K y tien una lluminosidá visual de namái 4/10.000 de la lluminosidá solar, a la que correspuende una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrarroxo emitida— de 34,6/10.000 vegaes la solar.[3] La Estrella de Barnard ye tan tenue que si tuviera a la mesma alloña de la Tierra que'l Sol, el so rellumu namái sería 100 vegaes mayor que'l de la Lluna llena, comparable al rellumu del Sol a una distancia de 80 UA.[4]

Con una edá ente 7.000 y 12.000 millones d'años, la Estrella de Barnard ye abondo más vieya que'l Sol, y podría tar ente les estrelles más vieyes de la Vía láctea.[8] Col tiempu perdió muncha enerxía de rotación, y leves cambeos periódicos nel so rellumu indiquen que completa un xiru cada 130 díes —compárese colos 25 díes qu'emplega'l Sol.[9] Dada la so avanzada edá, mientres enforma tiempu supúnxose que la Estrella de Barnard yera inactiva en términos d'actividá estelar. Sicasí, en 1998, los astrónomos repararon una fogaral estelar intensa, poniendo de manifiestu que, sorprendentemente, la Estrella de Barnard ye una estrella acandilante.[10] Por ello, recibe tamién el nome, tocantes a variable, de V2500 Ophiuchi. En 2003, na Estrella de Barnard reparar por primer vegada un cambéu detectable de la velocidá radial d'una estrella causada pol so movimientu; esta variabilidá adicional na velocidá radial foi atribuyida a la so actividá estelar.[11]

Nun ampliu estudiu de metalicidáes de nanes coloraes de clase M, a la Estrella de Barnard asignóse-y un índiz de metalicidá ente -0,5 y -1,0, lo qu'aproximao correspuende a un conteníu metálico ente'l 10% y el 32% de la solar.[12] La metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu—, ayuda a clasificar les estrelles con rellación a la población galáctica. Paez que la Estrella de Barnard ye una estrella típica de la Población II de nanes coloraes, munches d'elles estrelles de halo emprobecíes en metales. Pero anque la metalicidá de la Estrella de Barnard ye verdaderamente subsolar, ésta ye más elevada que la d'una estrella de halo y encaxa bien nel estremu baxu de les estrelles de discu riques en metales; esti fechu, sumáu al so movimientu espacial alto, llevó a la so clasificación como «estrella entemedia de Población II», a caballu ente les estrelles de discu y les de halo.[11][12]

Cinemática

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Movimientu aparente de la estrella de Barnard en 9 años.
 
Distancies de les estrelles más cercanes, dende hai 20.000 años hasta 80.000 años nel futuru.

El movimientu propiu de la Estrella de Barnard equival a una velocidá llateral relativa («lateralmente» en rellación a la nuesa llinia de visión del Sol) de 90 km/s. Los 10,3 segundos d'arcu que se mueve añalmente suponen que, a lo llargo d'una vida humana, la so posición varia un cuartu de grau, aproximao la metá del diámetru angular de la Lluna llena.[13]

La velocidá radial de la Estrella de Barnard escontra'l Sol puede ser midida pol so fana al azul. Pueden atopase dos midíes nos catálogos: 106,8 km/s en SIMBAD, que se refier a una compilación de 1967 de midíes más vieyes, y 110,8 km/s en ARICNS y valores similares en toles referencies astronómiques modernes. Estes midíes, combinaes col movimientu propiu, suxeren una velocidá real en rellación al Sol de 139,7 y 142,7 km/s, respeutivamente.[14]

L'acercamientu máximu de la Estrella de Barnard al Sistema Solar va tener llugar alredor del añu 9800 d.C., cuando s'avere a 3,75 años lluz.[6] Sicasí, inclusive nesi momentu nun va ser la estrella más cercana, yá que Proxima Centauri averaríase entá más al Sol.[15] La Estrella de Barnard inda va ser demasiáu tenue pa ser obersvada a güeyu nel momentu del so máximu acercamientu, yá que la so magnitú aparente va ser d'aproximao +8,5. A partir d'esi momentu, dirá alloñándose pasu ente pasu del Sol.

El fogaral de 1998

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La observación d'un fogaral estelar na Estrella de Barnard añadió otru elementu d'interés nel so estudiu. Detactada por William Cochran por cambeos nel so espectru d'emisión el 17 de xunetu de 1998, pasaron más de cuatro años primero que'l fogaral fuera totalmente analizada. Suxirióse que la temperatura del fogaral algamó 8000 K, más de dos veces la temperatura normal de la estrella, magar el simple analís espectral nun puede determinar exactamente'l fluxu total del fogaral.[16]

La observación d'esti fogaral causó sorpresa, pos nun cabría esperar actividá estelar intensa nuna estrella tan antigua. Estos fogarales nun son entendíes en fondura, pero créese que tán causaes por campos magnéticos fuertes que inhiben la conveición del plasma, dando llugar a españíos repentinos; los campos magnéticos fuertes tán presentes n'estrelles de rápida rotación, mientres les estrelles vieyes tienden a xirar adulces. Por ello, supónse qu'un acontecimientu de tal magnitú como'l reparáu na Estrella de Barnard ye una esceición.[16] La investigación de la periodicidá de la estrella, lo mesmo que de los cambeos de l'actividá estelar nuna escala de tiempu dada, suxeren igualmente que la estrella tendría de tar en quiescencia; una investigación de 1998 amosó cierta evidencia na variación periódica del rellumu de la Estrella de Barnard, pero reveló namái una posible mancha estelar nun periodu de más de 130 díes.[9]

El descubrimientu d'una actividá estelar d'estes carauterístiques hai promovíu un interés adicional pola Estrella de Barnard, p'asina poder entender a estrelles asemeyaes. Espérase qu'estudios fotométricos en rayos X y ultravioleta dexen refundiar lluz sobre la población de nanes coloraes de la nuesa galaxa. Per otra parte, dicha investigación tien implicaciones na astrobioloxía. Considerando que la zona habitable nuna nana colorada alcuéntrase mui cerca de la estrella —nel casu de la Estrella de Barnard ente 0,056 y 0,109 UA—,[4] eventos como fogarales, vientos o acontecimientos de eyección de plasma, tienen d'exercer una gran influyencia sobre cualesquier posible planeta.[8]

Posible sistema planetariu

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Mientres munchos años consideróse que la Estrella de Barnard podía tener un planeta estrasolar. L'astrónomu Peter van de Kamp realizara en 1963 midíes astrométricas precises del movimientu d'esta estrella, y nelles podíase apreciar que'l movimientu aparente de la estrella yera alteriáu polo que podría ser un planeta xovianu, con una masa igual 0,0015 vegaes la masa solar o 1,6 vegaes la masa de Xúpiter. Un analís más completu, publicáu en 1969, ufiertaba una nueva esplicación qu'incluyía dos planetes con mases iguales a 1,1 y 0,8 vegaes la masa de Xúpiter y periodos orbitales de 26 y 12 años respeutivamente.[17] Pa complicar les coses, un nuevu analís de los datos de Van de Kamp, efectuáu en 1973 por Jensen y Ulrych, paecía demostrar la presencia de dellos planetes con mases amenorgaes y periodos de traslación más curtios. Sicasí, un estudiu publicáu esi mesmu añu por Gatewood y Eichhorn demostró la incapacidá de comprobar la esistencia d'estos planetes por otros equipos, usando preseos y téuniques distintes.[18]

 
Concepción artística del supuestu planeta n'órbita alredor de la Estrella de Barnard.

Na década de 1980 otros equipos midieren tamién mientres dellos años y con mayor precisión el movimientu aparente de la estrella refugando la hipótesis de los planetes. Inda en 1982 un nuevu analís per parte de Van de Kamp de midíes astronómiques realizaes nel intervalu 1938-1981 dio llugar a una nueva hipótesis, distinta a les anteriores: dos planetes con mases iguales a 0,7 y 0,5 mases jovianas, con periodos de traslación de 12 y 20 años. Tres años más tarde, Fredrick y Ianna publicaron nueves resultaos, de mayor precisión y exactitú, colos que demostraben la inesistencia d'estes perturbaciones y, poro, la de los presuntos planetes.

Finalmente en 1986, Harrington, utilizando fotografíes tomaes pol gran reflector astrométrico de 1,55 metros instaláu nel Observatoriu Naval (USNO), nel intervalu 1972-1986, demostró la inesistencia de perturbaciones nel so movimientu y, indireutamente, de planetes xirando en redol so. Anguaño piénsase que l'error sistemáticu reflexáu por Van de Kamp débese a la lente oxetivu del telescopiu utilizáu, siendo ésta retirada, llimpiada ya instalada nuevamente; ello aniciaría cambeos na forma de les estrelles y, con ellos, errores nes midíes efectuaes.[19]

Los últimos estudios demuestren que, a menos de 1,8 UA de la Estrella de Barnard, los datos esclúin la presencia de planetes con mases mínimes mayores de 4,9 mases terrestres o con mases reales mayores que la d'Uranu. Per otra parte, tampoco se detectó la presencia d'un discu circumestelar de polvu o escombros.[20]

Sicasí, por cuenta de la proximidá de la Estrella de Barnard al Sol, ésta sigue siendo oxetu de gran interés dientro de l'astronomía. Foi escoyida como oxetivu prioritariu de la Space Interferometry Mission de la NASA que tendría de ser capaz de detectar planetes d'hasta tres mases terrestres dientro de los dos UA más cercanes a la estrella.[4]

Referencies

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  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Barnard's Star (SIMBAD)
  2. ↑ Y. Y. Barnard, "A small star with large proper motion", Astronomical Journal 29 (1916) 181–183
  3. ↑ 3,0 3,1 Dawson, P. C.; De Robertis, M. M. (2004). «Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale». The Astronomical Journal 127 (5). páxs. 2909-2914. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004AJ....127.2909D&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 «Barnard's Star». SolStation. Consultáu'l 10 d'agostu de 2012.
  5. ↑ La magnitú aparente del Sol:  .
  6. ↑ 6,0 6,1 Bobylev, V. V. (March), «Searching for stars closely encountering with the solar system», Astronomy Letters 36 (3): 220–226, doi:10.1134/S1063773710030060, Bibcode: 2010AstL...36..220B 
  7. ↑ López-Morales, Merced (2007). «On the Correlation between the Magnetic Activity Levels, Metallicities, and Radii of Low-Mass Stars». The Astrophysical Journal 660 (1). páxs. 732-739. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007ApJ...660..732L&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  8. ↑ 8,0 8,1 Riedel, A. R.; Guinan, Y. F.; DeWarf, L. Y.; Engle, S. G.; McCook, G. P. (May 2005). «Barnard's Star as a Proxy for Old Disk dM Stars: Magnetic Activity, Light Variations, XUV Irradiances, and Planetary Habitable Zones». Bulletin of the American Astronomical Society 37:  p. 442. Bibcode: 2005AAS...206.0904R. 
  9. ↑ 9,0 9,1 Benedict, G. Fritz (1998). «Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3». The Astronomical Journal 116 (1):  p. 429. doi:10.1086/300420. Bibcode: 1998AJ....116..429B. 
  10. ↑ Croswell, Ken. «A Flare for Barnard's Star». Astronomy Magacín. Kalmbach Publishing Co. Consultáu'l 10 d'agostu de 2006.
  11. ↑ 11,0 11,1 Kürster, M. (2003). «The low-level radial velocity variability in Barnard's Star». Astronomy and Astrophysics 403 (6):  p. 1077. doi:10.1051/0004-6361:20030396. Bibcode: 2003A&A...403.1077K. 
  12. ↑ 12,0 12,1 Gizis, John Y. (February 1997). «M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale». The Astronomical Journal 113 (2):  p. 820. doi:10.1086/118302. Bibcode: 1997AJ....113..806G. 
  13. ↑ Kaler, James B.. «Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)». Stars. James B. Kaler. Consultáu'l 7 de setiembre de 2006.
  14. ↑ tv = (90² + 106.8²)½ = 139.7, or tv = (90² + 110.8²)½ = 142.7.
  15. ↑ Matthews, R. A. J. (1994). «The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 35:  páxs. 1–9. Bibcode: 1994QJRAS..35....1M. 
  16. ↑ 16,0 16,1 Paulson, Diane B. (2006). «Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard's Star». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118 (1):  p. 227. doi:10.1086/499497. Bibcode: 2006PASP..118..227P. 
  17. ↑ Van de Kamp, Peter. (1969). «Alternate dynamical analysis of Barnard's star». Astronomical Journal 74 (8):  p. 757. doi:10.1086/110852. Bibcode: 1969AJ.....74..757V. 
  18. ↑ Gatewood, George, and Eichhorn, H. (1973). «An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard's star (BD +4 3561)». Astronomical Journal 78 (10):  p. 769. doi:10.1086/111480. Bibcode: 1973AJ.....78..769G. 
  19. ↑ Bell, George H.. «The Search for the Estrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications, Section 2». Arizona State University. Archiváu dende l'orixinal, el 2010-07-17. Consultáu'l 10 d'agostu de 2006.Full description of the Van de Kamp planet controversy.
  20. ↑ Lestrade, J.-F.; Wyatt, M. C.; Bertoldi, F.; Menten, K. M.; Labaigt, G. (2009). «Search for cold debris disks around M-dwarfs. II». Astronomy and Astrophysics 506 (2). páxs. 1455-1467. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009A%26A...506.1455L&db_key=AST&nosetcookie=1. 

Coordenaes:   17h 57m 48.5s, 4° 41′ 36.111″

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