Estrella de Barnard

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Estrella de Barnard

Localización de la Estrella de Barnard.
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Ofiuco
Ascensión recta (α) 17h 57min 48,50s
Declinación (δ) +04º 41’ 36,21’’
Mag. aparente (V) +9,51
Características físicas
Clasificación estelar M4.0V
Masa solar 0,16 M☉
Radio (0,19 R☉)
Magnitud absoluta +13,22
Luminosidad 0,00346 L☉
Temperatura superficial 3134 ± 102 K
Metalicidad [M/H] = -0,5
Periodo de rotación 130 días
Variabilidad Estrella fulgurante
Edad 7 - 12 × 109 años
Astrometría
Mov. propio en α -798,58 mas/año
Mov. propio en δ 10328,12 mas/año
Velocidad radial -106,8 km/s
Distancia 5,980 ± 0,003 años luz
Paralaje 548,31 ± 1,51 mas
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
GJ 699 / HIP 87937 / BD+04 3561a / LHS 55 / LTT 15309 / G 140-24 / V2500 Ophiuchi[1]​
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La Estrella de Barnard (HIP 87937)[1]​ es una estrella en la constelación de Ofiuco. De magnitud aparente +9,51, es demasiado tenue para poder ser observada sin telescopio. Debe su nombre al astrónomo norteamericano Edward Emerson Barnard, quien en 1916 descubrió que es la estrella con un mayor movimiento aparente (10,3 segundos de arco por año) vista desde la Tierra.[2]​

La Estrella de Barnard ha sido objeto de numerosos estudios, debido a su proximidad y a su posición favorable para la observación cerca del ecuador celeste.[3]​ Históricamente, la investigación en la Estrella de Barnard se ha centrado en medir sus características físicas, su astrometría, y en refinar los límites de posibles planetas extrasolares. Asimismo, pese a que la Estrella de Barnard es una estrella antigua, ciertas observaciones sugieren que experimenta llamaradas como las de las estrellas fulgurantes.

También ha surgido cierta controversia en cuanto a si la Estrella de Barnard alberga un sistema planetario. Al final de la década de 1960 y al principio de la de 1970, Peter van de Kamp afirmó que existía uno o varios gigantes gaseosos en órbita alrededor de ella. Actualmente, mientras que la presencia de pequeños planetas terrestres permanece como posibilidad, la existencia de planetas gigantes ha sido refutada.

Distancia

La Estrella de Barnard se encuentra a 5,98 años luz del Sistema Solar. Tan sólo las tres componentes del sistema Alfa Centauri —incluyendo a Próxima Centauri— están más cerca.

La Estrella de Barnard comparte la misma vecindad que el Sol. Las estrellas más próximas a ella son, por lo general, enanas rojas, la clase de estrellas más pequeña y común. Su vecina más cercana actualmente es Ross 154 (V1216 Sagittarii), distante 5,41 años luz. El Sol y Alfa Centauri son, respectivamente, los siguientes sistemas más cercanos.[4]​ Desde la Estrella de Barnard, el Sol se observaría en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas AR = 57m 48,5s y δ = −04° 41′ 36″, estando situado en la región este de la constelación de Monoceros. Desde allí, el Sol aparecería como una brillante estrella de primera magnitud comparable a como se ve Pólux (β Geminorum) desde la Tierra.[5]​

Características

La Estrella de Barnard es una enana roja de tipo espectral M4.0V.[1]​ Tiene aproximadamente el 16% de la masa solar,[6]​ siendo su radio equivalente al 19% del que tiene el Sol.[7]​ Su temperatura efectiva es de 3.134 ± 102 K y posee una luminosidad visual de sólo 4/10.000 de la luminosidad solar, a la que corresponde una luminosidad bolométrica —que incluye la luz infrarroja emitida— de 34,6/10.000 veces la solar.[3]​ La Estrella de Barnard es tan tenue que si estuviera a la misma distancia de la Tierra que el Sol, su brillo sólo sería 100 veces mayor que el de la Luna llena, comparable al brillo del Sol a una distancia de 80 UA.[4]​

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.[8]​ Con el tiempo ha perdido mucha energía de rotación, y leves cambios periódicos en su brillo indican que completa un giro cada 130 días —compárese con los 25 días que emplea el Sol.[9]​ 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.[10]​ 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.[11]​

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.[12]​ 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 encaja bien en el 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]​[12]​

Cinemática

Movimiento aparente de la estrella de Barnard en 9 años.
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.[13]​

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.[14]​

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.[6]​ No obstante, incluso en ese momento no será la estrella más cercana, ya que Próxima Centauri se habrá acercado aún más al Sol.[15]​ 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.

La llamarada de 1998

La observación de una llamarada estelar en la Estrella de Barnard ha añadido otro elemento de interés en su estudio. Detactada por William Cochran por cambios en su espectro de emisión el 17 de julio de 1998, pasaron más de cuatro años antes de que la llamarada fuera totalmente analizada. Se ha sugerido que la temperatura de la llamarada alcanzó 8000 K, más de dos veces la temperatura normal de la estrella, si bien el simple análisis espectral no puede determinar exactamente el flujo total de la llamarada.[16]​

La observación de esta llamarada causó sorpresa, pues no cabría esperar actividad estelar intensa en una estrella tan antigua. Estas llamaradas no son entendidas en profundidad, pero se cree que están causadas por campos magnéticos fuertes que inhiben la convección del plasma, dando lugar a estallidos repentinos; los campos magnéticos fuertes están presentes en estrellas de rápida rotación, mientras las estrellas viejas tienden a girar despacio. Por ello, se supone que un acontecimiento de tal magnitud como el observado en la Estrella de Barnard es una excepción.[16]​ La investigación de la periodicidad de la estrella, así como de los cambios de la actividad estelar en una escala de tiempo dada, sugieren igualmente que la estrella debería estar en quiescencia; una investigación de 1998 mostró cierta evidencia en la variación periódica del brillo de la Estrella de Barnard, pero reveló sólo una posible mancha estelar en un período de más de 130 días.[9]​

El descubrimiento de una actividad estelar de estas características ha promovido un interés adicional por la Estrella de Barnard, para así poder entender a estrellas similares. Se espera que estudios fotométricos en rayos X y ultravioleta permitan arrojar luz sobre la población de enanas rojas de nuestra galaxia. Por otra parte, dicha investigación tiene implicaciones en la astrobiología. Considerando que la zona habitable en una enana roja se localiza muy cerca de la estrella —en el caso de la Estrella de Barnard entre 0,056 y 0,109 UA—,[4]​ eventos como llamaradas, vientos o acontecimientos de eyección de plasma, deben ejercer una gran influencia sobre cualquier posible planeta.[8]​

Posible sistema planetario

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 que el movimiento aparente de la estrella era perturbado por lo que podría ser un planeta joviano, con un masa igual 0,0015 veces la masa solar o 1,6 veces la masa de Júpiter. Un análisis más completo, publicado en 1969, ofrecía una nueva explicación que incluía dos planetas con masas iguales a 1,1 y 0,8 veces la masa de Júpiter y períodos orbitales de 26 y 12 años respectivamente.[17]​ Para complicar las cosas, un nuevo análisis de los datos de Van de Kamp, efectuado en 1973 por Jensen y Ulrych, parecía demostrar 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.[18]​

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

En la década de 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 dio lugar a una nueva hipótesis, distinta a las 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, Fredrick e Ianna publicaron nuevos resultados, de mayor precisión y exactitud, con los que demostraban la inexistencia 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 inexistencia de perturbaciones en su movimiento e, indirectamente, de planetas girando en torno suyo. Actualmente se piensa que el error sistemático reflejado por Van de Kamp se debía a la lente objetivo del telescopio utilizado, siendo ésta retirada, limpiada e instalada nuevamente; ello habría originado cambios en la forma de las estrellas y, con ellos, errores en las mediciones efectuadas.[19]​

Los últimos estudios demuestran que, a menos de 1,8 UA de la Estrella de Barnard, los datos excluyen la presencia de planetas con masas mínimas mayores de 4,9 masas terrestres o con masas reales mayores que la de Urano. Por otra parte, tampoco se ha detectado la presencia de un disco circumestelar de polvo o escombros.[20]​

No obstante, debido a la proximidad de la Estrella de Barnard al Sol, ésta sigue siendo objeto de gran interés dentro de la astronomía. Ha sido seleccionada como objetivo prioritario de la Space Interferometry Mission de la NASA que debería ser capaz de detectar planetas de hasta tres masas terrestres dentro de las dos UA más cercanas a la estrella.[4]​

Referencias

  1. ↑ a b c Barnard's Star (SIMBAD)
  2. ↑ E. E. Barnard, "A small star with large proper motion", Astronomical Journal 29 (1916) 181–183
  3. ↑ a b Dawson, P. C.; De Robertis, M. M. (2004). «Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale». The Astronomical Journal 127 (5). pp. 2909-2914. 
  4. ↑ a b c d «Barnard's Star». SolStation. Consultado el 10 de agosto de 2012. 
  5. ↑ La magnitud aparente del Sol: .
  6. ↑ 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  .
  7. ↑ 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. 
  8. ↑ a b 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. 
  9. ↑ a b Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E.; Story, D.; Whipple, A. L.; Shelus, P. J.; Jefferys, W. H.; Hemenway, P. D. et al. (1998). «Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3». The Astronomical Journal 116 (1): 429. Bibcode:1998AJ....116..429B. arXiv:astro-ph/9806276. doi:10.1086/300420. 
  10. ↑ Croswell, Ken (November de 2005). «A Flare for Barnard's Star». Astronomy Magazine. Kalmbach Publishing Co. Consultado el 10-08-2006. 
  11. ↑ 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. 
  12. ↑ a b Gizis, John E. (February de 1997). «M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale». The Astronomical Journal 113 (2): 820. Bibcode:1997AJ....113..806G. arXiv:astro-ph/9611222. doi:10.1086/118302. 
  13. ↑ Kaler, James B. (November de 2005). «Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)». Stars. James B. Kaler. Consultado el 7 de septiembre de 2006. 
  14. ↑ tv = (902 + 106.82)½ = 139.7, or tv = (902 + 110.82)½ = 142.7.
  15. ↑ 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. 
  16. ↑ a b Paulson, Diane B.; Allred, Joel C.; Anderson, Ryan B.; Hawley, Suzanne L.; Cochran, William D.; Yelda, Sylvana (2006). «Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard's Star». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 118 (1): 227. Bibcode:2006PASP..118..227P. arXiv:astro-ph/0511281. doi:10.1086/499497. 
  17. ↑ Van de Kamp, Peter. (1969). «Alternate dynamical analysis of Barnard's star». Astronomical Journal 74 (8): 757. Bibcode:1969AJ.....74..757V. doi:10.1086/110852. 
  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): 769. Bibcode:1973AJ.....78..769G. doi:10.1086/111480. 
  19. ↑ Bell, George H. (April de 2001). «The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications, Section 2». Arizona State University. Consultado el 10 de agosto de 2006.  Full description of the Van de Kamp planet controversy. Archived
  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). pp. 1455-1467. 




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