Estrela de Barnard

Estrela de Barnard é uma pequena estrela anã vermelha na constelação de Ophiuchus. A uma distância de 5,96 anos-luz (1,83 pc) da Terra, é a quarta estrela individual conhecida mais próxima do Sol, depois dos três componentes do sistema Alpha Centauri, e a estrela mais próxima no hemisfério celestial norte. Sua massa estelar é cerca de 14% da do Sol e tem 20% do diâmetro do Sol. Apesar de sua proximidade, a estrela tem uma fraca magnitude visual aparente de +9,5 e é invisível a olho nu; é muito mais brilhante no infravermelho do que na luz visível.

A estrela recebeu o nome de E. E. Barnard, um astrônomo americano que em 1916 mediu seu movimento próprio como 10,3 segundos de arco por ano em relação ao Sol, o mais alto conhecido para qualquer estrela. A estrela já havia aparecido em chapas fotográficas da Universidade de Harvard em 1888 e 1890.

A Estrela de Barnard está entre as anãs vermelhas mais estudadas devido à sua proximidade e localização favorável para observação perto do equador celeste. Historicamente, a pesquisa sobre a Estrela de Barnard tem se concentrado em medir suas características estelares, sua astrometria e também refinar os limites de possíveis planetas extrassolares. Embora a Estrela de Barnard seja antiga, ela ainda experimenta eventos de explosões estelares, sendo um deles observado em 1998.

A Estrela de Barnard foi objeto de várias alegações de planetas que foram posteriormente refutadas. Do início dos anos 1960 ao início dos anos 1970, Peter van de Kamp argumentou que os planetas orbitavam a Estrela de Barnard. Suas alegações específicas de grandes gigantes gasosos foram refutadas em meados da década de 1970, após muito debate. Em novembro de 2018, um candidato a companheiro planetário da super-Terra conhecido como Barnard's Star b foi relatado para orbitar a Barnard's Star. Acreditava-se que ele tinha uma massa mínima de 3,2 MEarth e uma órbita de 0,4 UA. No entanto, trabalho apresentado em julho de 2021 refutou a existência deste planeta.

Nomeando

Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um Grupo de Trabalho sobre Nomes Estelares (WGSN) para catalogar e padronizar nomes próprios para estrelas. O WGSN aprovou o nome Estrela de Barnard para esta estrela em 1º de fevereiro de 2017 e agora está incluída na Lista de Nomes Estelares aprovados pela IAU.

Descrição

A Estrela de Barnard é uma anã vermelha do tipo espectral escuro M4, e é muito fraca para ser vista sem um telescópio. Sua magnitude aparente é 9,5.

Com 7 a 12 bilhões de anos de idade, a Estrela de Barnard é consideravelmente mais velha que o Sol, que tem 4,5 bilhões de anos, e pode estar entre as estrelas mais antigas da Via Láctea. A estrela de Barnard perdeu uma grande quantidade de energia rotacional, e as pequenas mudanças periódicas em seu brilho indicam que ela gira uma vez a cada 130 dias (o Sol gira em 25). Dada a sua idade, a estrela de Barnard foi considerada quiescente em termos de atividade estelar. Em 1998, os astrônomos observaram uma intensa erupção estelar, mostrando que a Estrela de Barnard é uma estrela eruptiva. A estrela de Barnard tem a designação de estrela variável V2500 Ophiuchi. Em 2003, a Estrela de Barnard apresentou a primeira mudança detectável na velocidade radial de uma estrela causada por seu movimento. A variabilidade adicional na velocidade radial da Estrela de Barnard foi atribuída à sua atividade estelar.

Barnard's Star, mostrando posição a cada 5 anos no período 1985-2005

O movimento próprio da Estrela de Barnard corresponde a uma velocidade lateral relativa de 90 km/s. Os 10,3 segundos de arco que ela percorre em um ano equivalem a um quarto de grau na vida humana, aproximadamente metade do diâmetro angular da Lua cheia.

A velocidade radial da Estrela de Barnard em direção ao Sol é medida a partir de seu desvio para o azul como −110 km/s. Combinado com seu movimento adequado, isso dá uma velocidade espacial (velocidade real em relação ao Sol) de −142,6 ± 0,2 km/s. A Estrela de Barnard fará sua aproximação mais próxima do Sol por volta de 11.800 EC, quando se aproximará em cerca de 3,75 anos-luz.

Distâncias para as estrelas mais próximas de 20.000 anos atrás até 80.000 anos no futuro

Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sol em uma posição atualmente 4,24 anos-luz distante dele. No entanto, apesar de a estrela de Barnard ter passado ainda mais perto do Sol em 11.800 dC, ela ainda não será a estrela mais próxima, pois nessa época Proxima Centauri terá se movido para uma proximidade ainda mais próxima do Sol. Sol. No momento da passagem mais próxima da estrela pelo Sol, a Estrela de Barnard ainda estará muito fraca para ser vista a olho nu, uma vez que sua magnitude aparente terá aumentado apenas uma magnitude para cerca de 8,5 por então, ainda estando 2,5 magnitudes abaixo da visibilidade a olho nu.

A Estrela de Barnard tem uma massa de cerca de 0,14 massas solares (M☉) e um raio de 0,2 vezes o do Sol. Assim, embora a Estrela de Barnard tenha cerca de 150 vezes a massa de Júpiter (MJ), seu raio é apenas cerca de 2 vezes maior, devido à sua densidade muito maior. Sua temperatura efetiva é de 3.100 kelvin e possui uma luminosidade visual de 0,0004 luminosidades solares. A estrela de Barnard é tão fraca que, se estivesse à mesma distância da Terra que o Sol, pareceria apenas 100 vezes mais brilhante que a lua cheia, comparável ao brilho do Sol em 80 unidades astronômicas.

A Estrela de Barnard tem 10-32% da metalicidade solar. A metalicidade é a proporção da massa estelar composta por elementos mais pesados que o hélio e ajuda a classificar as estrelas em relação à população galáctica. A estrela de Barnard parece ser típica das velhas estrelas anãs vermelhas da população II, mas também são geralmente estrelas de halo pobres em metais. Enquanto subsolar, a metalicidade da estrela de Barnard é maior do que a de uma estrela de halo e está de acordo com a extremidade inferior da gama de estrelas de disco ricas em metais; isso, mais seu alto movimento espacial, levou à designação de "estrela de população intermediária II", entre um halo e uma estrela de disco. Embora alguns trabalhos científicos publicados recentemente tenham dado estimativas muito mais altas para a metalicidade da estrela, muito próximo ao nível do Sol, entre 75 e 125% da metalicidade solar.

Pesquisar planetas

Reivindicações planetárias astrométricas

Por uma década, de 1963 a cerca de 1973, um número substancial de astrônomos aceitou a alegação de Peter van de Kamp de que ele havia detectado, usando astrometria, uma perturbação no movimento próprio da Estrela de Barnard consistente com sua tendo um ou mais planetas comparáveis em massa com Júpiter. Van de Kamp observava a estrela desde 1938, tentando, com colegas do Sproul Observatory no Swarthmore College, encontrar variações minúsculas de um micrômetro em sua posição em chapas fotográficas consistentes com perturbações orbitais que indicariam um companheiro planetário; isso envolveu até dez pessoas calculando a média de seus resultados ao olhar para as placas, para evitar erros individuais sistêmicos. A sugestão inicial de Van de Kamp era um planeta com cerca de 1,6 M_J a uma distância de 4,4 AU em uma órbita ligeiramente excêntrica, e essas medições foram aparentemente refinadas em um artigo de 1969. Mais tarde naquele ano, Van de Kamp sugeriu que havia dois planetas de 1,1 e 0,8 M_J.

Concepção artística de um planeta em órbita em torno de um anã vermelho

Outros astrônomos subsequentemente repetiram as medições de Van de Kamp, e dois artigos em 1973 minaram a afirmação de um planeta ou planetas. George Gatewood e Heinrich Eichhorn, em um observatório diferente e usando técnicas de medição de placas mais recentes, não conseguiram verificar o companheiro planetário. Outro artigo publicado por John L. Hershey quatro meses antes, também usando o observatório Swarthmore, descobriu que as mudanças no campo astrométrico de várias estrelas se correlacionavam com o tempo de ajustes e modificações que haviam sido realizados na objetiva do telescópio refrator. lente; o planeta reivindicado foi atribuído a um artefato de manutenção e trabalho de atualização. O caso foi discutido como parte de uma revisão científica mais ampla.

Van de Kamp nunca reconheceu nenhum erro e publicou uma nova reivindicação de dois planetas. existência até 1982; ele morreu em 1995. Wulff Heintz, sucessor de Van de Kamp em Swarthmore e especialista em estrelas duplas, questionou suas descobertas e começou a publicar críticas de 1976 em diante. Os dois homens teriam se afastado por causa disso.

Estrela de Barnard b

A impressão do artista da superfície de um super-terra orbitando Estrela de Barnard

Em novembro de 2018, uma equipe internacional de astrônomos anunciou a detecção por velocidade radial de uma candidata a super-Terra orbitando relativamente próxima da Estrela de Barnard. Liderados por Ignasi Ribas, da Espanha, seu trabalho, realizado ao longo de duas décadas de observação, forneceu fortes evidências da existência do planeta. No entanto, a existência do planeta foi refutada em 2021, porque o sinal de velocidade radial se originou de um ciclo de atividade estelar, e um estudo em 2022 confirmou esse resultado.

Apelidado de Barnard's Star b, o planeta foi pensado para estar perto da linha de neve do sistema estelar, que é um local ideal para o acúmulo de gelo de material proto-planetário. Pensava-se que orbitava a 0,4 UA a cada 233 dias e tinha uma massa mínima proposta de 3,2 MEarth. O planeta provavelmente seria gelado, com uma temperatura superficial estimada de cerca de −170 °C (−274 °F) e estaria fora da presumida zona habitável de Barnard Star. Imagens diretas do planeta e sua assinatura de luz reveladora teriam sido possíveis na década após sua descoberta. Outras perturbações fracas e não explicadas no sistema sugeriram que pode haver um segundo companheiro planetário ainda mais distante.

Refinando os limites planetários

Por mais de quatro décadas entre a alegação rejeitada de van de Kamp e o eventual anúncio de um candidato a planeta, a Estrela de Barnard foi cuidadosamente estudada e os limites orbitais e de massa para possíveis planetas foram lentamente reduzidos. As anãs M, como a Estrela de Barnard, são mais facilmente estudadas do que as estrelas maiores a esse respeito, porque suas massas mais baixas tornam as perturbações mais óbvias.

Os resultados nulos para companheiros planetários continuaram durante as décadas de 1980 e 1990, incluindo trabalho interferométrico com o Telescópio Espacial Hubble em 1999. Gatewood conseguiu mostrar em 1995 que planetas com 10 M_J eram impossíveis em torno da Estrela de Barnard, em um artigo que ajudou a refinar a certeza negativa em relação aos objetos planetários em geral. Em 1999, o trabalho do Hubble excluiu ainda companheiros planetários de 0,8 M_J com um período orbital inferior a 1.000 dias (O período orbital de Júpiter é de 4.332 dias), enquanto Kuerster determinou em 2003 que dentro da zona habitável ao redor da Estrela de Barnard, os planetas não são possíveis com um "M sin i" valor maior que 7,5 vezes a massa da Terra (MEarth), ou com uma massa maior que 3,1 vezes a massa de Netuno (muito menor que o menor valor sugerido por van de Kamp).

Em 2013, foi publicado um trabalho de pesquisa que refinou ainda mais os limites de massa do planeta para a estrela. Usando medições de velocidade radial, tomadas ao longo de um período de 25 anos, dos Observatórios Lick e Keck e aplicando a análise de Monte Carlo para órbitas circulares e excêntricas, foram determinadas as massas superiores de planetas com órbitas de 1.000 dias. Planetas acima de duas massas terrestres em órbitas de menos de 10 dias foram excluídos, e planetas com mais de dez massas terrestres em uma órbita de dois anos também foram descartados com segurança. Também foi descoberto que a zona habitável da estrela parecia ser desprovida de planetas com aproximadamente a massa da Terra ou maiores, exceto por órbitas frontais.

Embora esta pesquisa tenha restringido muito as possíveis propriedades dos planetas ao redor da Estrela de Barnard, ela não os descartou completamente, pois os planetas terrestres sempre seriam difíceis de detectar. Foi relatado que a Missão de Interferometria Espacial da NASA, que deveria começar a procurar planetas extrasolares semelhantes à Terra, escolheu a Estrela de Barnard como um dos primeiros alvos de pesquisa, no entanto, a missão foi encerrada em 2010. ESA's A missão semelhante de interferometria de Darwin tinha o mesmo objetivo, mas teve seu financiamento retirado em 2007.

A análise das velocidades radiais que eventualmente levaram à descoberta da candidata a super-Terra orbitando a Estrela de Barnard também foi usada para definir limites de massa superiores mais precisos para possíveis planetas, até e dentro da zona habitável: um máximo de 0,7 MEarth até a borda interna e 1,2 M_Terra na borda externa da zona habitável otimista, correspondendo a períodos orbitais de até 10 e 40 dias, respectivamente. Portanto, parece que a Estrela de Barnard de fato não hospeda planetas com a massa da Terra ou maiores, em órbitas quentes e temperadas, ao contrário de outras estrelas anãs M que comumente têm esses tipos de planetas em órbitas próximas.

Erupções estelares

1998

Em 1998, uma erupção estelar na Estrela de Barnard foi detectada com base em mudanças nas emissões espectrais em 17 de julho, durante uma busca não relacionada por variações no movimento próprio. Quatro anos se passaram antes que a erupção fosse totalmente analisada, momento em que foi sugerido que a temperatura da erupção era de 8.000 K, mais que o dobro da temperatura normal da estrela. Dada a natureza essencialmente aleatória das explosões, Diane Paulson, uma das autoras desse estudo, observou que "a estrela seria fantástica para os amadores observarem".

Concepção artística de um anão vermelho

A erupção foi surpreendente porque não se espera intensa atividade estelar em estrelas de tal idade. As erupções não são completamente compreendidas, mas acredita-se que sejam causadas por fortes campos magnéticos, que suprimem a convecção do plasma e levam a explosões repentinas: fortes campos magnéticos ocorrem em estrelas que giram rapidamente, enquanto estrelas velhas tendem a girar lentamente. Para a estrela de Barnard passar por um evento de tal magnitude, presume-se que seja uma raridade. Pesquisas sobre a periodicidade da estrela, ou mudanças na atividade estelar em uma determinada escala de tempo, também sugerem que ela deveria estar quiescente; A pesquisa de 1998 mostrou evidências fracas de variação periódica no brilho da estrela, observando apenas uma possível mancha estelar ao longo de 130 dias.

Atividade estelar desse tipo criou interesse em usar a Estrela de Barnard como um proxy para entender estrelas semelhantes. Espera-se que os estudos fotométricos de suas emissões de raios-X e UV esclareçam a grande população de velhas anãs M na galáxia. Tal pesquisa tem implicações astrobiológicas: dado que as zonas habitáveis das anãs M estão próximas da estrela, qualquer planeta ali localizado seria fortemente afetado por erupções solares, ventos estelares e eventos de ejeção de plasma.

2019

Em 2019, duas erupções estelares ultravioleta adicionais foram detectadas, cada uma com energia ultravioleta distante de 3×10²² joules, juntamente com uma erupção estelar de raios-X com energia 1,6×10 ²² joules. A taxa de erupção observada até o momento é suficiente para causar a perda de 87 atmosferas terrestres por bilhão de anos através de processos térmicos e ≈3 atmosferas terrestres por bilhão de anos através de processos de perda de íons na Estrela de Barnard b.

Ambiente

Estrelas mais próximas do Sol, incluindo Barnard's Star (25 de abril de 2014)

A Estrela de Barnard compartilha praticamente a mesma vizinhança que o Sol. As vizinhas da Estrela de Barnard são geralmente do tamanho de anãs vermelhas, o menor e mais comum tipo de estrela. Seu vizinho mais próximo é atualmente a anã vermelha Ross 154, a uma distância de 1,66 parsecs (5,41 anos-luz). O Sol e Alpha Centauri são, respectivamente, os próximos sistemas mais próximos. Da Estrela de Barnard, o Sol apareceria no lado diametralmente oposto do céu nas coordenadas RA=5^h 57^m 48,5^s, Dec=−04° 41′ 36″, na parte mais ocidental da constelação de Monoceros. A magnitude absoluta do Sol é de 4,83, e a uma distância de 1,834 parsecs, seria uma estrela de primeira grandeza, como Pólux é da Terra.

Exploração proposta

Projeto Daedalus

A Estrela de Barnard foi estudada como parte do Projeto Daedalus. Realizado entre 1973 e 1978, o estudo sugeriu que uma viagem rápida e não tripulada para outro sistema estelar era possível com a tecnologia existente ou em um futuro próximo. A Estrela de Barnard foi escolhida como alvo em parte porque se acreditava que ela continha planetas.

O modelo teórico sugeriu que um foguete de pulso nuclear empregando fusão nuclear (especificamente, bombardeio de elétrons de deutério e hélio-3) e acelerando por quatro anos poderia atingir uma velocidade de 12% da velocidade da luz. A estrela poderia então ser alcançada em 50 anos, dentro de uma vida humana. Juntamente com a investigação detalhada da estrela e de quaisquer companheiras, o meio interestelar seria examinado e as leituras astrométricas básicas seriam realizadas.

O modelo inicial do Projeto Daedalus gerou mais pesquisas teóricas. Em 1980, Robert Freitas sugeriu um plano mais ambicioso: uma espaçonave autorreplicante destinada a procurar e fazer contato com a vida extraterrestre. Construído e lançado na órbita de Júpiter, chegaria à Estrela de Barnard em 47 anos sob parâmetros semelhantes aos do Projeto Daedalus original. Uma vez na estrela, começaria a auto-replicação automatizada, construindo uma fábrica, inicialmente para fabricar sondas exploratórias e, eventualmente, para criar uma cópia da espaçonave original após 1.000 anos.