Diferencia entre revisiones de «Estrella de Barnard»

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Parece que la Estrella de Barnard es una estrella típica de la [[Población estelar|Población II]] de enanas rojas, muchas de ellas [[estrella de halo|estrellas de halo]] empobrecidas en metales.
Parece que la Estrella de Barnard es una estrella típica de la [[Población estelar|Población II]] de enanas rojas, muchas de ellas [[estrella de halo|estrellas de halo]] empobrecidas en metales.
Pero aunque la metalicidad de la Estrella de Barnard es ciertamente subsolar, ésta es más elevada que la de una estrella de halo y se ajusta al extremo bajo de las estrellas de disco ricas en metales; este hecho, sumado a su movimiento espacial alto, ha llevado a su clasificación como «estrella intermedia de Población II», a caballo entre las estrellas de disco y las de halo.<ref name="Gizis" /><ref name="Kurster">{{cite journal | last=Kürster | first=M. | year = 2003 | title = The low-level radial velocity variability in Barnard's Star | journal = Astronomy and Astrophysics | bibcode = 2003A&A...403.1077K | doi = 10.1051/0004-6361:20030396 | volume = 403 | issue = 6 | page = 1077 | last2=Endl | first2=M. | last3=Rouesnel | first3=F. | last4=Els | first4=S. | last5=Kaufer | first5=A. | last6=Brillant | first6=S. | last7=Hatzes | first7=A. P. | last8=Saar | first8=S. H. | last9=Cochran | first9=W. D.|arxiv = astro-ph/0303528 }}</ref>
Pero aunque la metalicidad de la Estrella de Barnard es ciertamente subsolar, ésta es más elevada que la de una estrella de halo y se ajusta al extremo bajo de las estrellas de disco ricas en metales; este hecho, sumado a su movimiento espacial alto, ha llevado a su clasificación como «estrella intermedia de Población II», a caballo entre las estrellas de disco y las de halo.<ref name="Gizis" /><ref name="Kurster">{{cite journal | last=Kürster | first=M. | year = 2003 | title = The low-level radial velocity variability in Barnard's Star | journal = Astronomy and Astrophysics | bibcode = 2003A&A...403.1077K | doi = 10.1051/0004-6361:20030396 | volume = 403 | issue = 6 | page = 1077 | last2=Endl | first2=M. | last3=Rouesnel | first3=F. | last4=Els | first4=S. | last5=Kaufer | first5=A. | last6=Brillant | first6=S. | last7=Hatzes | first7=A. P. | last8=Saar | first8=S. H. | last9=Cochran | first9=W. D.|arxiv = astro-ph/0303528 }}</ref>

== Cinemática ==
[[File:Barnard2005.gif|thumb|left|Posición en el cielo de la Estrella de Barnard cada 5 años (1985–2005).]]
[[File:Near-stars-past-future-en.svg|left|thumb|250px|Distancias de las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro.]]
El [[movimiento propio]] de la Estrella de Barnard equivale a una velocidad lateral relativa («lateralmente» en relación a nuestra línea de visión del Sol) de 90 km/s.
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Se pueden encontrar dos medidas en los catálogos: 106,8 km/s en [[SIMBAD]], que se refiere a una compilación de [[1967]] de medidas más viejas, y 110,8 km/s en [[ARICNS]] y valores similares en todas las referencias astronómicas modernas.
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No obstante, incluso en ese momento no será la estrella más cercana, ya que [[Próxima Centauri]] se habrá acercado aún más al Sol.<ref>{{cite journal | last=Matthews | first=R. A. J. | title=The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood | journal=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society | year=1994 | volume=35 | pages=1–9 | doi= | bibcode=1994QJRAS..35....1M | last2=Weissman | first2=P. R. | last3=Preston | first3=R. A. | last4=Jones | first4=D. L. | last5=Lestrade | first5=J.-F. | last6=Latham | first6=D. W. | last7=Stefanik | first7=R. P. | last8=Paredes | first8=J. M. }}</ref>
La Estrella de Barnard todavía será demasiado tenue para ser obersvada a simple vista en el momento de su máximo acercamiento, ya que su magnitud aparente será de aproximadamente +8,5. A partir de ese momento, se irá alejando paulatinamente del Sol.


== Historia de los «planetas» de la Estrella de Barnard ==
== Historia de los «planetas» de la Estrella de Barnard ==

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Estrella de Barnard.
Movimiento aparente de la estrella de Barnard en 9 años.

La estrella de Barnard es una célebre estrella en la constelación de Ophiuchus, también catalogada como HIP 87937 y BD+04 3561a. Como estrella variable de tipo BY Draconis recibe también el nombre de V2500 Oph. Se trata de la estrella con mayor movimiento aparente (10,3 segundos de arco por año) vista desde la Tierra. Esta característica fue descubierta por el astrónomo norteamericano Edward Emerson Barnard en 1916. Posición: Ascensión Recta 17h 57,8m, declinación +04° 42', tipo espectral: M3,8V, masa: 0,15 masas solares, temperatura superficial: 2.900 K.

Se aproxima a la Tierra a 106,8 km/s (algo más de 384.400 km/h), velocidad producto de la composición de su movimiento propio y el del Sol al girar éste alrededor del centro de la Vía Láctea.

La estrella de Barnard se encuentra a 5,9 años luz de la Tierra: tan sólo el Sol y las tres componentes de Alfa Centauri están más cerca. Se trata de una débil enana roja, por lo que a pesar de su proximidad sólo puede ser vista con la ayuda de un telescopio; su magnitud en banda B (filtro azul) es igual a 11,28, la medida en banda V (filtro verde) es igual a la 9,54; su brillo real es unas 2.000 veces inferior al de Sol, con una magnitud absoluta de 13,22 frente a la solar de 4,7.

Alrededor del año 11.800 se aproximará a tan sólo 3.85 años luz (1.18 parsecs) del Sol;[1]​ convirtiéndose pues en la segunda estrella más cercana a la Tierra después del Sol razón por la cual la estrella de Barnard fue escogida como un blanco hipotético del Proyecto Daedalus. Pasado ese periodo de tiempo la estrella se comenzará a alejar cada vez más de nosotros continuando su viaje alrededor de la Vía Láctea.

Características físicas

La Estrella de Barnard es una enana roja de tipo espectral M4.0V.[2]​ Con magnitud aparente +9,54,[2]​es demasiado tenue para poder ser observada sin telescopio.

La Estrella de Barnard tiene aproximadamente el 16% de la masa solar,[3]​ siendo su radio equivalente al 19% del que tiene el Sol.[4]​ Su temperatura efectiva es 3.134 ± 102 K y tiene una luminosidad visual de sólo 4/10.000 de la luminosidad solar, correspondiente a una luminosidad bolométrica —que incluye la luz infrarroja emitida— de 34,6/10.000 veces la solar.[5]​ La Estrella de Barnard es tan tenue que si estuviera a la misma distancia de la Tierra que el Sol es, su brillo sólo sería 100 veces mayor que el de la Luna llena, comparable al brillo del Sol a una distancia de 80 UA.[6]​

Con una edad entre 7.000 y 12.000 millones de años, la Estrella de Barnard es bastante más vieja que el Sol, y podría estar entre las estrellas más viejas de la Vía láctea.[7]​ La Estrella de Barnard ha perdido mucha energía rotatoria, y leves cambios periódicos en su brillo indican que completa un giro cada 130 días —compárese con los 25 días que emplea el Sol.[8]​ Dada su avanzada edad, durante mucho tiempo se supuso que la Estrella de Barnard era inactiva en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una llamarada estelar intensa, poniendo de manifiesto que, sorprendentemente, la Estrella de Barnard es una estrella fulgurante.[9]​ Por ello, recibe también el nombre, en cuanto a variable de V2500 Ophiuchi. En 2003, en la Estrella de Barnard se observó por primera vez un cambio detectable de la velocidad radial de una estrella causada por su movimiento; esta variabilidad adicional en la velocidad radial fue atribuida a su actividad estelar.[10]​

En un amplio estudio de metalicidades de enanas rojas de clase M, a la Estrella de Barnard se le asignó un índice de metalicidad entre -0,5 y -1,0, lo que aproximadamente corresponde a un contenido metálico entre el 10% y el 32% del solar.[11]​ La metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio—, ayuda a clasificar las estrellas con relación a la población galáctica. Parece que la Estrella de Barnard es una estrella típica de la Población II de enanas rojas, muchas de ellas estrellas de halo empobrecidas en metales. Pero aunque la metalicidad de la Estrella de Barnard es ciertamente subsolar, ésta es más elevada que la de una estrella de halo y se ajusta al extremo bajo de las estrellas de disco ricas en metales; este hecho, sumado a su movimiento espacial alto, ha llevado a su clasificación como «estrella intermedia de Población II», a caballo entre las estrellas de disco y las de halo.[11]​[10]​

Cinemática

Posición en el cielo de la Estrella de Barnard cada 5 años (1985–2005).
Distancias de las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro.

El movimiento propio de la Estrella de Barnard equivale a una velocidad lateral relativa («lateralmente» en relación a nuestra línea de visión del Sol) de 90 km/s. Los 10,3 segundos de arco que se desplaza anualmente suponen que, a lo largo de una vida humana, su posición varía un cuarto de grado, aproximadamente la mitad del diámetro angular de la Luna llena.[12]​

La velocidad radial de la Estrella de Barnard hacia el Sol puede ser medida por su corrimiento al azul. Se pueden encontrar dos medidas en los catálogos: 106,8 km/s en SIMBAD, que se refiere a una compilación de 1967 de medidas más viejas, y 110,8 km/s en ARICNS y valores similares en todas las referencias astronómicas modernas. Estas medidas, combinadas con el movimiento propio, sugieren una velocidad real en relación al Sol de 139,7 y 142,7 km/s, respectivamente.[13]​ El acercamiento máximo de la Estrella de Barnard al Sistema Solar tendrá lugar alrededor del año 9800 d.C., cuando se aproxime a 3,75 años luz.[3]​ No obstante, incluso en ese momento no será la estrella más cercana, ya que Próxima Centauri se habrá acercado aún más al Sol.[14]​ La Estrella de Barnard todavía será demasiado tenue para ser obersvada a simple vista en el momento de su máximo acercamiento, ya que su magnitud aparente será de aproximadamente +8,5. A partir de ese momento, se irá alejando paulatinamente del Sol.

Historia de los «planetas» de la Estrella de Barnard

Concepción artística del supuesto planeta en órbita alrededor de la Estrella de Barnard.

Durante muchos años se consideró que la estrella de Barnard podía tener un planeta extrasolar: el astrónomo Peter van de Kamp había realizado en 1963 medidas astrométricas precisas del movimiento de esta estrella, y en ellas se podía apreciar un movimiento aparente de la estrella perturbado por lo que podría ser un planeta de tipo «joviano»: tendría 0,0015 de la masa solar ó 1,6 veces la masa de Júpiter. Un análisis más completo, publicado en 1969, ofrecía una nueva explicación a su movimiento perturbado: dos planetas (con masas iguales a 1,1 y 0,8 la masa de Júpiter) que giraban con períodos iguales a 26 y 12 años respectivamente. Para complicar las cosas, un nuevo análisis de los datos de Van de Kamp, efectuado en 1973 por Jensen y Ulrych, parecía mostrar la presencia de varios planetas con masas reducidas y períodos de traslación más cortos; sin embargo un estudio publicado ese mismo año por Gatewood y Eichhorn demostró la incapacidad de comprobar la existencia de estos planetas por otros equipos, usando instrumentos y técnicas diferentes.

En los años 1980 otros equipos habían medido también durante varios años y con mayor precisión el movimiento aparente de la estrella descartando la hipótesis de los planetas. Todavía en 1982 un nuevo análisis por parte de Van de Kamp de mediciones astronómicas realizadas en el intervalo 1938-1981 produjo un nuevo resultado, distinto a los anteriores: dos planetas con masas iguales a 0,7 y 0,5 masas jovianas con períodos de traslación de 12 y 20 años. Tres años más tarde (1985) Fredrick e Ianna publicaron nuevos resultados, de mayor precisión y exactitud, con los que demostraban la no existencia de estas perturbaciones y, por tanto, la de los presuntos planetas.

Finalmente en 1986 Harrington, utilizando fotografías tomadas por el gran reflector astrométrico de 1,55 metros instalado en el Observatorio Naval (USNO), en el intervalo 1972-1986, demostró la no existencia de perturbaciones en su movimiento e, indirectamente, de planetas girando en torno suyo. Estudios actuales sugieren que el error sistemático detectado por Van de Kamp se debía a la lente objetivo del telescopio utilizado que fue retirada, limpiada e instalada nuevamente, lo cual originó cambios en la forma de las estrellas y, con ellos, errores en las mediciones micrométricas efectuadas.

Sin embargo, pese a todo, durante dos décadas la estrella se volvió muy popular entre los aficionados a la astronomía y su fama entró también de lleno entre los aficionados a la ciencia ficción. En España, se han dado obras como Sueños entre las estrellas, de Rubén Serrano Calvo, que relata la terraformación y colonización por humanos de un supuesto mundo en el sistema Barnard.

Referencias

  1. ↑ [1]
  2. ↑ a b Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas SIMBAD
  3. ↑ a b Bobylev, V. V. (March de 2010), «Searching for stars closely encountering with the solar system», Astronomy Letters 36 (3): 220-226, Bibcode:2010AstL...36..220B, arXiv:1003.2160, doi:10.1134/S1063773710030060  .
  4. ↑ López-Morales, Mercedes (2007). «On the Correlation between the Magnetic Activity Levels, Metallicities, and Radii of Low-Mass Stars». The Astrophysical Journal 660 (1). pp. 732-739. 
  5. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Dawson
  6. ↑ «Barnard's Star». Sol Station. Consultado el August 10, 2006. 
  7. ↑ Riedel, A. R.; Guinan, E. F.; DeWarf, L. E.; Engle, S. G.; McCook, G. P. (May de 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: 442. Bibcode:2005AAS...206.0904R. 
  8. ↑ Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Benedict1998
  9. ↑ Croswell, Ken (November de 2005). «A Flare for Barnard's Star». Astronomy Magazine. Kalmbach Publishing Co. Consultado el 10 de agosto de 2006. 
  10. ↑ a b Kürster, M.; Endl, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Kaufer, A.; Brillant, S.; Hatzes, A. P.; Saar, S. H. et al. (2003). «The low-level radial velocity variability in Barnard's Star». Astronomy and Astrophysics 403 (6): 1077. Bibcode:2003A&A...403.1077K. arXiv:astro-ph/0303528. doi:10.1051/0004-6361:20030396. 
  11. ↑ a b Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; no se ha definido el contenido de las referencias llamadas Gizis
  12. ↑ Kaler, James B. (November de 2005). «Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)». Stars. James B. Kaler. Consultado el 7 de septiembre de 2006. 
  13. ↑ tv = (902 + 106.82)½ = 139.7, or tv = (902 + 110.82)½ = 142.7. Stars with a large proper motion naturally have large true velocities relative to the Sun, but proper motion is also a function of the distance from the Sun. While Barnard's Star has the largest proper motion, the largest known true velocity of another star in the Milky Way belongs to Wolf 424 at 555 km/s.
  14. ↑ Matthews, R. A. J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (1994). «The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 35: 1-9. Bibcode:1994QJRAS..35....1M. 

Bibliografía

  • E. E. Barnard, "A small star with large proper motion", Astronomical Journal 29 (1916) 181–183
  • Astrometric study of Barnard's star from plates taken with the 24-inch Sproul refractor (1963), P. Van de Kamp, Astron. J., 68, 515.
  • Alternate dynamical analysis of Barnard's star (1969), P. Van de Kamp, Astron. J., 74, pag. 757.
  • An analysis of the perturbations on Barnard's Star (1973), Jensen, Oliver G.; Ulrych, Tadeusz, Astronomical Journal, Vol. 78, p. 1104.
  • "An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard's star" (1973), Gatewood, G.; Eichhorn, H., Astron. J., 78, pág. 769-776.
  • "The planetary system of Barnard's star" (1982), P. Van de Kamp, Vistas in Astronomy, vol. 26, pt. 2.
  • "The Barnard's Star Perturbation" (1985), Fredrick, L. W.; Ianna, P. A., Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 17, p. 551.
  • "Barnard's Star Once Again" (1986), Harrington, R. S., Bull. of the American Astronom. Society, Vol. 18, p. 912.

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