Estrella de barnard
La estrella de Barnard es una enana roja a unos seis años luz de la Tierra en la constelación de Ofiuco. Es la cuarta estrella individual conocida más cercana al Sol después de los tres componentes del sistema Alpha Centauri, y la estrella más cercana en el hemisferio norte celeste. 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 a simple vista; es mucho más brillante en el infrarrojo que en la luz visible.
La estrella lleva el nombre de E. E. Barnard, un astrónomo estadounidense que en 1916 midió su movimiento propio en 10,3 segundos de arco por año en relación con el Sol, el más alto conocido para cualquier estrella. La estrella había aparecido previamente en placas fotográficas de la Universidad de Harvard en 1888 y 1890.
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. Históricamente, la investigación sobre la estrella de Barnard se ha centrado en medir sus características estelares, su astrometría y también afinar los límites de posibles planetas extrasolares. Aunque la estrella de Barnard es antigua, todavía experimenta eventos de erupciones estelares, uno observado en 1998.
Desde principios de la década de 1960 hasta principios de la de 1970, Peter van de Kamp argumentó que los planetas orbitaban alrededor de la estrella de Barnard. 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 compañero planetario candidato a supertierra conocido como la estrella b de Barnard orbitaba la estrella de Barnard. Se creía que tenía un mínimo de 3,2 MEarth (masa terrestre) y orbitaba a 0,4 AU. Sin embargo, trabajos presentados en julio de 2021 arrojan dudas sobre la existencia de este planeta.
Nombramiento
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Estrella de Barnard para esta estrella el 1 de febrero de 2017 y ahora está incluida en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU.
Descripción
La estrella de Barnard es una enana roja del tipo espectral tenue M4, y es demasiado débil para verla sin un telescopio. Su magnitud aparente es de 9,5.
Con una edad de entre 7 000 y 12 000 millones de años, 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 Vía Láctea. La estrella de Barnard ha perdido una gran cantidad de energía de rotación, y los ligeros cambios periódicos en su brillo indican que gira una vez cada 130 días (el Sol gira cada 25). Dada su edad, durante mucho tiempo se supuso que la estrella de Barnard estaba 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 fulgurante. La estrella de Barnard tiene la designación de estrella variable V2500 Ophiuchi. En 2003, la estrella de Barnard presentó el primer cambio detectable en la velocidad radial de una estrella causado por su movimiento. La variabilidad adicional en la velocidad radial de la estrella de Barnard se atribuyó a su actividad estelar.
El movimiento propio de la estrella de Barnard corresponde a una velocidad lateral relativa de 90 km/s. Los 10,3 segundos de arco que recorre en un año equivalen a un cuarto de grado en la vida humana, aproximadamente la mitad del diámetro angular de la Luna llena.
La velocidad radial de la estrella de Barnard hacia el Sol se mide a partir de su desplazamiento hacia el azul y es −110 km/s. Combinado con su movimiento propio, esto da una velocidad espacial (velocidad real relativa al Sol) de −142,6 ± 0,2 km/s. La estrella de Barnard hará su máximo acercamiento al Sol alrededor del año 11.800 EC, cuando se acercará a unos 3,75 años luz.
Proxima Centauri es la estrella más cercana al Sol en una posición que actualmente se encuentra a 4,24 años luz de distancia de él. Sin embargo, a pesar de que la estrella de Barnard pasó aún más cerca del Sol en 11.800 EC, todavía no será la estrella más cercana, ya que para ese momento Próxima Centauri se habrá movido a una proximidad aún más cercana al Sol. Sol. 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 alrededor de 8,5 por entonces, siendo todavía 2,5 magnitudes por debajo de la visibilidad a simple vista.
La estrella de Barnard tiene una masa de aproximadamente 0,14 masas solares (M☉) y un radio 0,2 veces mayor que el del Sol. Por lo tanto, aunque la estrella de Barnard tiene aproximadamente 150 veces la masa de Júpiter (MJ), su radio es solo aproximadamente 2 veces mayor, debido a su densidad mucho mayor. Su temperatura efectiva es de 3.100 kelvin y tiene una luminosidad visual de 0,0004 luminosidades solares. 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 en 80 unidades astronómicas.
La estrella de Barnard tiene del 10 al 32 % de la metalicidad solar. La metalicidad es la proporción de la 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 II de enanas rojas, pero estas también son generalmente estrellas de halo pobres en metales. Si bien es subsolar, la metalicidad de la estrella de Barnard es más alta que la de una estrella de halo y está en consonancia con el extremo inferior del rango de estrellas de disco ricas en metales; esto, sumado a su alto movimiento espacial, ha llevado a la designación de "estrella de población intermedia II", entre un halo y una estrella de disco. Aunque algunos artículos científicos publicados recientemente han dado estimaciones mucho más altas de la metalicidad de la estrella, muy cerca del nivel del Sol, entre el 75 y el 125% de la metalicidad solar.
Sistema planetario
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semimajor axis (AU) | Período orbital (días) | Eccentricity | Inclinación | Radius |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (discutido) | ≥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 una candidata a supertierra que orbitaba relativamente cerca de la estrella de Barnard. Dirigido por Ignasi Ribas de España, su trabajo, realizado durante dos décadas de observación, proporcionó una fuerte evidencia de la existencia del planeta. Sin embargo, la existencia del planeta se cuestionó en 2021, porque la señal de velocidad radial con el período orbital planetario aparentemente desapareció en los datos más recientes.
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 hielo de material protoplanetario. Orbita a 0,4 AU cada 233 días y tiene una masa propuesta de 3,2 MEarth. Lo más probable es que el planeta sea gélido, con una temperatura superficial estimada de aproximadamente -170 °C (-274 °F), y se encuentra fuera de la supuesta zona habitable de Barnard Star. Sin embargo, se necesita más trabajo sobre la atmósfera del planeta para comprender mejor las condiciones de la superficie. Las imágenes directas del planeta y su firma luminosa reveladora son posibles en la década posterior a su descubrimiento. Otras perturbaciones débiles e inexplicables en el sistema sugieren que puede haber un segundo compañero planetario aún más lejos.
Reclamaciones planetarias anteriores
Durante una década, desde 1963 hasta alrededor de 1973, un número sustancial de astrónomos aceptó la afirmación de Peter van de Kamp de que había detectado, usando astrometría, una perturbación en el movimiento propio de la estrella de Barnard consistente con su que tiene uno o más planetas comparables en masa 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 que indicarían un compañero planetario; esto involucró hasta diez personas que promediaron sus resultados al mirar placas, para evitar errores individuales sistémicos. La sugerencia inicial de Van de Kamp era un planeta que tuviera aproximadamente 1,6 MJ a una distancia de 4,4 AU en una órbita ligeramente excéntrica, y estas medidas aparentemente se refinaron en un artículo de 1969. Más tarde ese año, Van de Kamp sugirió que había dos planetas de 1,1 y 0,8 MJ.
Otros astrónomos repitieron posteriormente las medidas de Van de Kamp, y dos artículos en 1973 socavaron la afirmación de un planeta o planetas. George Gatewood y Heinrich Eichhorn, en un observatorio diferente y utilizando técnicas de medición de placas más nuevas, no pudieron verificar el compañero planetario. Otro artículo publicado por John L. Hershey cuatro meses antes, también utilizando el observatorio Swarthmore, descubrió que los cambios en el campo astrométrico de varias estrellas se correlacionaban con el momento de los ajustes y modificaciones que se habían llevado a cabo en el objetivo del telescopio refractor. lente; el planeta reclamado se atribuyó a un artefacto del trabajo de mantenimiento y actualización. El asunto ha sido discutido como parte de una revisión científica más amplia.
Van de Kamp nunca reconoció ningún error y publicó una afirmación adicional de dos planetas' existencia hasta 1982; 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 a partir de 1976. Se informó que los dos hombres se distanciaron debido a esto.
Refinando los límites planetarios
Durante las más de cuatro décadas entre la afirmación rechazada de van de Kamp y el eventual anuncio de un candidato a planeta, la estrella de Barnard fue cuidadosamente estudiada y los límites orbitales y de masa de los posibles planetas se fueron estrechando lentamente. Las enanas M 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.
Los resultados nulos para compañeros planetarios continuaron durante las décadas de 1980 y 1990, incluido el trabajo interferométrico con el telescopio espacial Hubble en 1999. Gatewood pudo demostrar en 1995 que los planetas con 10 MJ eran imposibles alrededor de la estrella de Barnard, en un artículo que ayudó a refinar la certeza negativa con respecto a los objetos planetarios en general. En 1999, el trabajo del Hubble excluyó aún más a los compañeros planetarios de 0,8 MJ con un período orbital de menos de 1000 días (El período orbital de Júpiter es de 4.332 días), mientras que Kuerster determinó en 2003 que dentro de la zona habitable alrededor de la estrella de Barnard, los planetas no son posibles con un "M sin yo" valor superior a 7,5 veces la masa de la Tierra (MEarth), o con una masa superior a 3,1 veces la masa de Neptuno (mucho más bajo que el valor sugerido más pequeño de van de Kamp).
En 2013, se publicó un artículo de investigación que refinó aún más los límites de masa planetaria de la estrella. Usando mediciones de velocidad radial, tomadas durante un período de 25 años, de los Observatorios Lick y Keck y aplicando el análisis de Monte Carlo para órbitas circulares y excéntricas, se determinaron las masas superiores de los planetas en órbitas de hasta 1000 días. Se excluyeron los planetas por encima de dos masas terrestres en órbitas de menos de 10 días, y también se descartaron con confianza los planetas de más de diez masas terrestres en una órbita de dos años. También se descubrió que la zona habitable de la estrella parecía estar desprovista de planetas de aproximadamente la masa de la Tierra o más grandes, excepto por las órbitas frontales.
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. Se informó que la Misión de interferometría espacial de la NASA, que debía comenzar a buscar planetas extrasolares similares a la Tierra, eligió la estrella de Barnard como un objetivo de búsqueda inicial, sin embargo, la misión se cerró en 2010. ESA' La misión similar de interferometría de Darwin tenía el mismo objetivo, pero se le quitó la financiación en 2007.
El análisis de las velocidades radiales que finalmente condujo al descubrimiento de la supertierra candidata que orbita alrededor de la estrella de Barnard también se utilizó para establecer límites de masa superiores más precisos para los posibles planetas, hasta y dentro de la zona habitable: un máximo de 0,7 MTierra hasta el borde interior y 1,2 MTierra en el borde exterior de la zona habitable optimista, correspondientes a periodos orbitales de hasta 10 y 40 días respectivamente. Por lo tanto, parece que la estrella de Barnard no alberga planetas de la masa de la Tierra o más grandes, en órbitas cálidas y templadas, a diferencia de otras estrellas enanas M que comúnmente tienen este tipo de planetas en órbitas cercanas.
Propuesta de exploración
Proyecto Dédalo
La estrella de Barnard se estudió 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 la tecnología existente o del futuro cercano. La estrella de Barnard fue elegida como objetivo en parte porque se creía que tenía planetas.
El modelo teórico sugería que un cohete de pulso nuclear que empleara fusión nuclear (específicamente, bombardeo electrónico de deuterio y helio-3) y acelerando durante cuatro años podría alcanzar una velocidad del 12 % de la velocidad de la luz. Entonces se podría alcanzar la estrella en 50 años, dentro de la vida humana. Junto con una investigación detallada de la estrella y sus acompañantes, se examinaría el medio interestelar y se realizarían lecturas astrométricas de referencia.
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 contactar con vida extraterrestre. 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 la autorreplicación automatizada, construyendo una fábrica, inicialmente para fabricar sondas exploratorias y eventualmente para crear una copia de la nave espacial original después de 1000 años.
Destellos de 1998
En 1998, se detectó un destello estelar en la estrella de Barnard en función de los cambios en las emisiones espectrales del 17 de julio durante una búsqueda no relacionada de variaciones en el movimiento propio. Pasaron cuatro años antes de que se analizara por completo la llamarada, momento en el que se sugirió que la temperatura de la llamarada era de 8000 K, más del doble de la temperatura normal de la estrella. Dada la naturaleza esencialmente aleatoria de las llamaradas, Diane Paulson, una de las autoras de ese estudio, señaló que "la estrella sería fantástica para que la observaran los aficionados".
La llamarada fue sorprendente porque no se espera una actividad estelar intensa en estrellas de esa edad. Las erupciones no se comprenden completamente, pero se cree que son causadas por fuertes campos magnéticos, que suprimen la convección del plasma y provocan estallidos repentinos: los fuertes campos magnéticos ocurren en estrellas que giran rápidamente, mientras que las estrellas viejas tienden a girar lentamente. Que la estrella de Barnard sufra un evento de tal magnitud se presume que es una rareza. La investigación sobre la periodicidad de la estrella, o los cambios en la actividad estelar en una escala de tiempo determinada, también sugieren que debería estar inactiva; La investigación de 1998 mostró evidencia débil de variación periódica en el brillo de la estrella, señalando solo una posible mancha estelar durante 130 días.
La actividad estelar de este tipo ha creado interés en usar la estrella de Barnard como indicador 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 antiguas enanas M en la galaxia. Tal investigación tiene implicaciones astrobiológicas: dado que las zonas habitables de las enanas M están cerca de la estrella, cualquier planeta estaría fuertemente influenciado por erupciones solares, vientos y eventos de eyección de plasma.
Destellos 2019
En 2019, se detectaron dos destellos estelares ultravioleta adicionales, cada uno con una energía ultravioleta lejana de 3×1022 julios, junto con un destello estelar de rayos X con una energía de 1,6×10 22 julios. La tasa de llamaradas observada hasta la fecha es suficiente para causar la pérdida de 87 atmósferas terrestres por mil millones de años a través de procesos térmicos y ≈3 atmósferas terrestres por mil millones de años a través de procesos de pérdida de iones en la estrella b de Barnard.
Medio ambiente
La estrella de Barnard comparte prácticamente el mismo vecindario que el Sol. Los vecinos de la estrella de Barnard son generalmente del tamaño de una enana roja, el tipo de estrella más pequeño y 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. Desde la estrella de Barnard, el Sol aparecería en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas RA=5h 57m 48,5s, Dec=−04° 41′ 36″, en la parte más occidental de la constelación de Monoceros. La magnitud absoluta del Sol es de 4,83, ya una distancia de 1,834 parsecs, sería una estrella de primera magnitud, como lo es Pólux de la Tierra.