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La estrella de Barnard

La estrella de Barnard es una pequeña estrella enana roja en la constelación de Ofiuco . A una distancia de 5,96 años luz (1,83  pc ) de la Tierra, es la cuarta estrella individual más cercana al Sol conocida después de los tres componentes del sistema Alpha Centauri , y la estrella más cercana del hemisferio celeste norte . [15] Su masa estelar es aproximadamente el 16% de la del Sol y tiene el 19% del diámetro del Sol. A pesar de su proximidad, la estrella tiene una magnitud visual 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 EE Barnard , [16] 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. [17]

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 . [7] Históricamente, las investigaciones sobre la Estrella de Barnard se han 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 llamaradas estelares , uno de los cuales se observó en 1998. [18]

La estrella de Barnard ha sido objeto de múltiples afirmaciones sobre planetas que luego fueron refutadas. 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 sobre los 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 súper Tierra conocido como Estrella b de Barnard orbitaba la Estrella de Barnard. Se creía que tenía una masa mínima de 3,2  M E y orbitaba a0,4  UA . [19] Sin embargo, un trabajo presentado en julio de 2021 refutó la existencia de este planeta. [20]

Nombrar

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. La 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. [22]

Descripción

La estrella de Barnard es una enana roja del tenue tipo espectral M4, y es demasiado débil para verla sin un telescopio ; Su magnitud aparente es 9,5.

Con una edad de entre 7 y 12 mil millones de años, la estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol, que tiene 4,5 mil millones de años, y podría estar entre las estrellas más antiguas de la Vía Láctea . [9] 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 [23] (el Sol gira en 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 . [24] 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. Una mayor variabilidad en la velocidad radial de la estrella de Barnard se atribuyó a su actividad estelar. [25]

Estrella de Barnard, que muestra su posición cada 5 años en el período 1985-2005

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. [dieciséis]

La velocidad radial de la estrella de Barnard es−110 km/s , medido a partir del desplazamiento hacia el azul debido a su movimiento hacia el Sol. Combinado con su movimiento y distancia propios, esto da una "velocidad espacial" (velocidad real relativa al Sol) de142,6 ± 0,2 km/s . La estrella de Barnard realizará su máxima aproximación al Sol alrededor del año 11.800 EC, cuando se acercará a unos 3,75 años luz. [26]

Distancias a las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro

Próxima Centauri es la estrella más cercana al Sol y se encuentra actualmente a 4,24 años luz de distancia de él. Sin embargo, a pesar del paso aún más cercano de la estrella de Barnard al Sol en 11.800 CE, todavía no será la estrella más cercana, ya que para entonces Próxima Centauri se habrá movido a una proximidad aún más cercana al Sol. [27] 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 todavía 2,5. magnitudes inferiores a las visibles a simple vista.

La estrella de Barnard tiene una masa de aproximadamente 0,16 masas solares ( M ☉ ), [6] y un radio de aproximadamente 0,2 veces el del Sol. [7] [28] Por lo tanto, aunque la estrella de Barnard tiene aproximadamente 150 veces la masa de Júpiter ( M J ), su radio es sólo aproximadamente 2 veces mayor, debido a su densidad mucho mayor. Su temperatura efectiva es de unos 3.220 kelvin y tiene una luminosidad de sólo 0,0034 luminosidades solares . [6] La estrella de Barnard es tan débil que si estuviera a la misma distancia de la Tierra que el Sol, parecería sólo 100 veces más brillante que una luna llena, comparable al brillo del Sol a 80 unidades astronómicas . [29]

La estrella de Barnard tiene entre el 10 y el 32% de la metalicidad solar . [3] La metalicidad es la proporción de masa estelar compuesta 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 antiguas estrellas de población de enanas rojas II , pero en general también son estrellas de halo pobres en metales . Aunque es subsolar, la metalicidad de la estrella de Barnard es mayor 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, más su alto movimiento espacial, han llevado a la designación de "estrella de población intermedia II", entre una estrella de halo y disco. [3] [25] Aunque algunos artículos científicos publicados recientemente han dado estimaciones mucho más altas para la metalicidad de la estrella, muy cerca del nivel del Sol, entre el 75 y el 125% de la metalicidad solar. [30] [31]

buscar planetas

Reclamaciones planetarias astrométricas

Durante una década, desde 1963 hasta aproximadamente 1973, un número sustancial de astrónomos aceptó la afirmación de Peter van de Kamp de que había detectado, mediante el uso de astrometría , una perturbación en el movimiento propio de la estrella de Barnard consistente con que tuviera uno o más planetas comparables en tamaño. masa con Júpiter . Van de Kamp había estado observando la estrella desde 1938, intentando, con colegas del Observatorio Sproul del Swarthmore College , encontrar variaciones minúsculas de un micrómetro en su posición en placas fotográficas consistentes con perturbaciones orbitales que indicarían un compañero planetario; Esto implicó que hasta diez personas promediaran sus resultados al mirar placas, para evitar errores individuales sistémicos. [32] La sugerencia inicial de Van de Kamp era un planeta que tuviera alrededor de 1,6  MJ a una distancia de 4,4 AU  en una órbita ligeramente excéntrica, [33] y estas medidas aparentemente fueron refinadas en un artículo de 1969. [34] Más tarde ese año, Van de Kamp sugirió que había dos planetas de 1,1 y 0,8  MJ . [35]

Concepción artística de un planeta en órbita alrededor de una enana roja.

Otros astrónomos repitieron posteriormente las mediciones de Van de Kamp, y dos artículos de 1973 socavaron la afirmación de que había un planeta o planetas. George Gatewood y Heinrich Eichhorn, en un observatorio diferente y utilizando técnicas más modernas de medición de placas, no lograron verificar al compañero planetario. [36] Otro artículo publicado por John L. Hershey cuatro meses antes, también utilizando el observatorio Swarthmore, encontró 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 la lente objetivo del telescopio refractor. ; [37] el planeta reclamado se atribuyó a un artefacto de trabajo de mantenimiento y mejora. El asunto se ha discutido como parte de una revisión científica más amplia. [38]

Van de Kamp nunca reconoció ningún error y publicó una nueva afirmación sobre la existencia de dos planetas en 1982; [39] 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. [40]

Estrella de Barnard b

Impresión artística de la superficie de una súper Tierra que orbita la estrella de Barnard [41]

En noviembre de 2018, un equipo internacional de astrónomos anunció la detección por velocidad radial de una candidata a súper Tierra que orbita relativamente cerca de la estrella de Barnard. Dirigido por Ignasi Ribas de España, su trabajo, realizado durante dos décadas de observación, proporcionó pruebas contundentes de la existencia del planeta. [19] [42] Sin embargo, la existencia del planeta fue refutada en 2021, porque se descubrió que la señal de velocidad radial se originaba en un ciclo de actividad estelar, [20] y un estudio realizado en 2022 confirmó este resultado. [43]

Apodado Estrella b de Barnard, se pensaba que el planeta estaba cerca de la línea de nieve del sistema estelar , que es un lugar ideal para la acumulación helada de material protoplanetario. Se pensaba que orbitaría a 0,4  AU cada 233 días y tenía una masa mínima propuesta de 3,2  ME . Lo más probable es que el planeta hubiera sido frío, con una temperatura superficial estimada de aproximadamente -170 °C (-274 °F), y se encontrara fuera de la presunta zona habitable de Barnard Star . La obtención de imágenes directas del planeta y su reveladora firma luminosa habría sido posible en la década posterior a su descubrimiento. Otras perturbaciones débiles y no explicadas en el sistema sugirieron que podría haber un segundo compañero planetario aún más lejano. [44]

Refinando los límites planetarios

Durante las más de cuatro décadas que transcurrieron entre la afirmación rechazada 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 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 a este respecto porque sus masas más bajas hacen que las perturbaciones sean más obvias. [45]

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. [46] Gatewood pudo demostrar en 1995 que era imposible encontrar planetas con 10  MJ alrededor de la estrella de Barnard, [38] en un artículo que ayudó a refinar la certeza negativa sobre los objetos planetarios en general. [47] En 1999, el trabajo de Hubble excluyó aún más a los compañeros planetarios de 0,8 MJ con un período orbital de menos de 1.000 días (el período orbital de Júpiter es de 4.332 días), [ 46] mientras que Kuerster determinó en 2003 que dentro de la zona habitable alrededor de Barnard Estrella, no son posibles planetas con un valor " M sin i " [nota 1] mayor que 7,5 veces la masa de la Tierra ( M E ), o con una masa mayor que 3,1 veces la masa de Neptuno (mucho menor que la de van de El valor sugerido más pequeño de Kamp). [25] 

En 2013, se publicó un artículo de investigación que refinó aún más los límites de masa planetaria de 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 de los planetas con órbitas de hasta 1.000 días. Se excluyeron los planetas de más 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 con una masa aproximada a la Tierra o más grandes, salvo órbitas enfrentadas. [48] ​​[49]

Aunque esta investigación restringió en gran medida las posibles propiedades de los planetas alrededor de la estrella de Barnard, no las 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 iba a comenzar a buscar planetas extrasolares similares a la Tierra, había elegido la estrella de Barnard como objetivo de búsqueda temprana, [29] sin embargo, la misión se cerró en 2010. [ 50 ] Una misión similar de interferometría de Darwin tenía el mismo objetivo, pero fue despojada de financiación en 2007. [51]

El análisis de las velocidades radiales que finalmente condujo al descubrimiento de la candidata a súper Tierra que orbita la estrella de Barnard también se utilizó para establecer límites superiores de masa más precisos para posibles planetas, hasta y dentro de la zona habitable: un máximo de 0,7  M E hasta la borde interior y 1,2  M E en el borde exterior de la zona habitable optimista, correspondientes a períodos orbitales de hasta 10 y 40 días respectivamente. Por lo tanto, parece que la estrella de Barnard no alberga planetas de masa terrestre o mayores, en órbitas cálidas y templadas, a diferencia de otras estrellas enanas M que comúnmente tienen este tipo de planetas en órbitas cercanas. [19]

Llamaradas estelares

1998

En 1998 se detectó una llamarada estelar en la estrella de Barnard basándose en cambios en las emisiones espectrales el 17 de julio durante una búsqueda no relacionada de variaciones en el movimiento propio. Pasaron cuatro años antes de que la llamarada fuera analizada por completo, momento en el que se sugirió que la temperatura de la llamarada era de 8.000  K, más del doble de la temperatura normal de la estrella. [52] 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". [24]

Concepción artística de una enana roja.

La llamarada fue sorprendente porque no se espera una actividad estelar intensa en estrellas de esa edad. Las llamaradas no se comprenden completamente, pero se cree que son causadas por fuertes campos magnéticos , que suprimen la convección del plasma y provocan explosiones repentinas: los fuertes campos magnéticos ocurren en estrellas que giran rápidamente, mientras que las estrellas viejas tienden a girar lentamente. Por lo tanto, se presume que es una rareza que la estrella de Barnard sufra un evento de tal magnitud. [52] Las investigaciones 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; Una investigación de 1998 mostró evidencia débil de variaciones periódicas en el brillo de la estrella, señalando sólo una posible mancha estelar durante 130 días. [23]

La actividad estelar de este tipo ha generado interés en utilizar 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 enanas M antiguas de la galaxia. Esta investigación tiene implicaciones astrobiológicas : dado que las zonas habitables de las enanas M están cerca de la estrella, cualquier planeta ubicado en ellas se vería fuertemente afectado por erupciones solares, vientos estelares y eventos de eyección de plasma. [9]

2019

En 2019, se detectaron dos llamaradas estelares ultravioleta adicionales, cada una con una energía ultravioleta lejana de 3×10 22 julios, junto con una llamarada estelar de rayos X con una energía de 1,6×10 22 julios. La tasa de llamarada observada hasta la fecha es suficiente para causar la pérdida de 87 atmósferas terrestres cada mil millones de años a través de procesos térmicos y ≈3 atmósferas terrestres cada mil millones de años a través de procesos de pérdida de iones en la estrella b de Barnard. [53]

Ambiente

Estrellas más cercanas al Sol , incluida la estrella de Barnard (25 de abril de 2014) [54]

La estrella de Barnard comparte prácticamente la misma vecindad que el Sol. Las vecinas de la estrella de Barnard son generalmente del tamaño de una enana roja, el tipo de estrella más pequeño y común. Su vecina más cercana es actualmente la enana roja Ross 154 , a una distancia de 1,66 pársecs (5,41 años luz). El Sol y Alfa Centauri son, respectivamente, los siguientes sistemas más cercanos. [29] 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 , Dec=−04° 41′ 36″, en la parte más occidental de la constelación Monoceros . La magnitud absoluta del Sol es 4,83, y a una distancia de 1,834 pársecs, sería una estrella de primera magnitud, como lo es Pólux de la Tierra. [nota 2]

Exploración propuesta

La posición de la estrella de Barnard en un mapa de radar entre todos los objetos estelares o sistemas estelares dentro de 9 años luz (ly) desde el centro del mapa, el Sol (Sol). Las formas de diamantes son sus posiciones introducidas según la ascensión recta en el ángulo horario (indicado en el borde del disco de referencia del mapa) y según su declinación . La segunda marca muestra la distancia de cada uno al Sol, y los círculos concéntricos indican la distancia en pasos de un ly.

Proyecto Dédalo

La Estrella de Barnard fue estudiada como parte del Proyecto Daedalus . Realizado entre 1973 y 1978, el estudio sugirió que era posible viajar rápidamente y sin tripulación a otro sistema estelar con la tecnología existente o del futuro cercano. [55] La estrella de Barnard fue elegida como objetivo en parte porque se creía que tenía planetas. [56]

El modelo teórico sugería que un cohete de pulso nuclear que empleara fusión nuclear (específicamente, bombardeo electrónico de deuterio y helio-3 ) y acelerara 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. [56] Junto con la investigación detallada de la estrella y sus compañeras, se examinaría el medio interestelar y se realizarían lecturas astrométricas de referencia. [55]

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 . [57] 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, finalmente, para crear una copia de la nave espacial original después de 1.000 años. [57]

Ver también

Notas

  1. ^ " M sin i " significa la masa del planeta multiplicada por el seno del ángulo de inclinación de su órbita y, por tanto, proporciona la masa mínima del planeta.
  2. ^ La magnitud aparente del Sol desde la estrella de Barnard, suponiendo una extinción insignificante :.

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