Barnardova hvězda - Barnard's Star
 Umístění Barnardovy hvězdy, c. 2006 (jih je nahoře) | |
| Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Souhvězdí | Ophiuchus |
| Výslovnost | / B ɑːr n ər d z / |
| Pravý vzestup | 17 h 57 m 48,49803 s |
| Deklinace | +04 ° 41 ′ 36,2072 ″ |
| Zdánlivá velikost (V) | 9,511 |
| Charakteristika | |
| Spektrální typ | M4.0V |
| Zdánlivá velikost (U) | 12,497 |
| Zdánlivá velikost (B) | 11,240 |
| Zdánlivá velikost (R) | 8,298 |
| Zdánlivá velikost (I) | 6,741 |
| Zdánlivá velikost (J) | 5.24 |
| Zdánlivá velikost (H) | 4,83 |
| Zdánlivá velikost (K) | 4,524 |
| Barevný index U -B | 1,257 |
| Index barev B - V | 1,713 |
| Index barev V − R | 1,213 |
| R − I barevný index | 1,557 |
| Variabilní typ | BY Draconis |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R v ) | −110,6 ± 0,2 km/s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −802,803 mas / rok Prosinec: 10362,542 mas / rok |
| Paralaxa (π) | 546,9759 ± 0,0401 mas |
| Vzdálenost | 5,9629 ± 0,0004 ly (1,8282 ± 0,0001 ks ) |
| Absolutní velikost (M V ) | 13.21 |
| Podrobnosti | |
| Hmotnost | 0,144 M ☉ |
| Poloměr | 0,196 ± 0,008 R ☉ |
| Svítivost (bolometrická) | 0,0035 l ☉ |
| Svítivost (vizuální, L V ) | 0,0004 l ☉ |
| Teplota | 3 134 ± 102 K. |
| Metallicita | 10–32% Slunce |
| Otáčení | 130,4 d |
| Stáří | ≈ 10 Gyr |
| Další označení | |
| Odkazy na databázi | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | data |
Barnardova hvězda / b ɑːr n ər d z / je červený trpaslík asi šest světelných let od Země v souhvězdí o Ophiuchus . Je to čtvrtá nejbližší známá jednotlivá hvězda ke Slunci po třech složkách systému Alpha Centauri a nejbližší hvězda na severní nebeské polokouli . Jeho hvězdná hmotnost je asi 14% hmotnosti Slunce. Navzdory své blízkosti má hvězda matnou zdánlivou velikost +9,5 a je pouhým okem neviditelná ; v infračerveném světle je mnohem jasnější než ve viditelném světle .
Hvězda je pojmenována po americkém astronomovi E. E. Barnardovi , který v roce 1916 změřil její správný pohyb jako 10,3 arcsekundy za rok vzhledem ke Slunci, což je nejvyšší hodnota známá pro jakoukoli hvězdu. Hvězda se dříve objevila na fotografických deskách Harvardské univerzity v letech 1888 a 1890.
Barnardova hvězda patří mezi nejvíce studované červené trpaslíky díky své blízkosti a příznivé poloze pro pozorování v blízkosti nebeského rovníku . Historicky se výzkum Barnardovy hvězdy zaměřil na měření jejích hvězdných charakteristik, její astrometrie a také zpřesnění hranic možných extrasolárních planet . Přestože je Barnardova hvězda starodávná, stále dochází k událostem vzplanutí hvězd , jedna byla pozorována v roce 1998.
Od začátku šedesátých let do začátku sedmdesátých let Peter van de Kamp tvrdil, že planety obíhají kolem Barnardovy hvězdy. Jeho konkrétní tvrzení o velkých plynových obrech byla po velké debatě vyvrácena v polovině 70. let. V listopadu 2018 byl na oběžnou dráhu Barnardovy hvězdy nahlášen kandidátský planetární společník super Země známý jako Barnardova hvězda b . Předpokládá se, že má minimálně 3,2 M 🜨 (hmotnosti Země) a oběžnou dráhu na0,4 AU .
Pojmenování
V roce 2016 uspořádala Mezinárodní astronomická unie pracovní skupinu pro názvy hvězd (WGSN), která katalogizovala a standardizovala vlastní jména hvězd. WGSN schválila název Barnardova hvězda pro tuto hvězdu dne 1. února 2017 a nyní je zařazena do Seznamu hvězdných jmen schválených IAU.
Popis
Barnardova hvězda je červený trpaslík slabého spektrálního typu M4 a je příliš slabá na to, abychom ji viděli bez dalekohledu . Jeho zdánlivá velikost je 9,5.
Ve věku 7–12 miliard let je Barnardova hvězda podstatně starší než Slunce, které je 4,5 miliardy let staré, a možná patří mezi nejstarší hvězdy v galaxii Mléčné dráhy . Barnardova hvězda ztratila velkou část rotační energie a periodické mírné změny jasu naznačují, že se otáčí jednou za 130 dní ( Slunce se otáčí za 25). Vzhledem ke svému věku se Barnardova hvězda dlouho považovala za klidovou, pokud jde o hvězdnou aktivitu. V roce 1998 astronomové pozorovali intenzivní hvězdnou erupci , která ukázala, že Barnardova hvězda je hvězda světlice . Barnardova hvězda má variabilní označení hvězdy V2500 Ophiuchi. V roce 2003 představila Barnardova hvězda první detekovatelnou změnu radiální rychlosti hvězdy způsobenou jejím pohybem. Další variabilita radiální rychlosti Barnardovy hvězdy byla přičítána její hvězdné aktivitě.
Správný pohyb Barnardovy hvězdy odpovídá relativní boční rychlosti 90 km/s. 10,3 sekundy oblouku, které cestuje ročně, činí za lidský život čtvrtinu stupně, což je zhruba polovina úhlového průměru úplňku.
Radiální rychlost Barnardovy hvězdy směrem ke Slunci se měří od jejího modrého posunu na -110 km/s. V kombinaci s vlastním pohybem to dává prostorovou rychlost (skutečnou rychlost vzhledem ke Slunci) −142,6 ± 0,2 km/s. Barnardova hvězda se přiblíží ke Slunci kolem 11 800 n. L., Kdy se přiblíží přibližně do 3,75 světelných let.
Proxima Centauri je nejbližší hvězdou ke Slunci v poloze 4,24 světelných let od ní vzdálené. Navzdory ještě bližšímu průchodu Barnardovy hvězdy ke Slunci v 11 800 n. L. To však stále nebude nejbližší hvězda, protože v té době se Proxima Centauri přesunula do ještě bližší blízkosti Slunce. V době nejbližšího průchodu hvězdy Sluncem bude Barnardova hvězda stále příliš slabá na to, aby ji bylo možné vidět pouhým okem, protože její zdánlivá velikost se do té doby zvýší pouze o jednu velikost na přibližně 8,5, přičemž bude stále o 2,5 magnitudy kratší než viditelnost pouhým okem.
Barnardova hvězda má hmotnost asi 0,14 sluneční hmotnosti ( M ☉ ) a poloměr 0,2krát větší než Slunce. Přestože má Barnardova hvězda zhruba 150krát větší hmotnost než Jupiter ( M J ), její poloměr je díky své mnohem vyšší hustotě jen zhruba 2krát větší. Jeho efektivní teplota je 3100 kelvinů a má vizuální svítivost 0,0004 sluneční svítivosti . Barnardova hvězda je tak slabá, že kdyby byla ve stejné vzdálenosti od Země jako Slunce, zdálo by se, že je jen 100krát jasnější než úplněk, což je srovnatelné s jasem Slunce při 80 astronomických jednotkách .
Barnardova hvězda má 10–32% sluneční metallicity . Metallicity je podíl hvězdné hmoty složené z prvků těžších než helium a pomáhá klasifikovat hvězdy ve vztahu k galaktické populaci. Zdá se, že Barnardova hvězda je typická pro staré hvězdy populace červeného trpaslíka II , přesto jsou to také obecně halo hvězdy chudé na kov . Zatímco sub-sluneční, Barnardova hvězda je metallicity vyšší než u halo hvězdy a je v souladu s dolním koncem rozsahu kovových kotoučových hvězd ; toto, plus jeho vysoký vesmírný pohyb, vedly k označení „hvězda střední populace II“, mezi halo a diskovou hvězdou. Ačkoli některé nedávno publikované vědecké práce poskytly mnohem vyšší odhady metallicity hvězdy, velmi blízko úrovni Slunce, mezi 75 a 125% sluneční metallicity.
Planetární systém
| Společník (v pořadí od hvězdy) |
Hmotnost |
Osa semimajoru ( AU ) |
Oběžná doba ( dny ) |
Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (sporné) | ≥3,23 ± 0,44 M ⊕ | 0,404 ± 0,018 |
232,80+0,38 −0,41 |
0,32+0,1 −0,15 |
- | - |
V listopadu 2018 oznámil mezinárodní tým astronomů detekci kandidátské super Země obíhající v relativně těsné blízkosti Barnardovy hvězdy. Jejich práce vedená Ignasi Ribasem ze Španělska, provedená během dvou desetiletí pozorování, poskytla silný důkaz o existenci planety. Existence planety byla zpochybněna v roce 2021, protože signál radiální rychlosti s planetární oběžnou periodou v novějších datech zřejmě zmizel.
Tato planeta, přezdívaná jako Barnardova hvězda b, byla nalezena poblíž sněhové linie hvězdné soustavy , což je ideální místo pro ledové narůstání protiplanetárního materiálu. Obíhá při 0,4 AU každých 233 dní a má navrhovanou hmotnost 3,2 M 🜨 . Planeta je s největší pravděpodobností chladná, s odhadovanou povrchovou teplotou asi -170 ° C (-274 ° F) a leží mimo předpokládanou obyvatelnou zónu Barnard Star . K lepšímu porozumění povrchovým podmínkám je však zapotřebí více práce na atmosféře planety. Přímé zobrazování planety a její světelný podpis je možné v desetiletí po jejím objevení. Další slabé a nezapočítané poruchy v systému naznačují, že může být druhý planetární společník ještě dále.
Předchozí planetární nároky
Po deset let od roku 1963 do roku 1973 přijal značný počet astronomů tvrzení Petera van de Kampa , že pomocí astrometrie zjistil poruchu ve správném pohybu Barnardovy hvězdy v souladu s tím, že má jednu nebo více planet srovnatelných v mše s Jupiterem . Van de Kamp pozoroval hvězdu od roku 1938 a pokoušel se s kolegy z observatoře Sproul na Swarthmore College najít na fotografických deskách nepatrné variace jednoho mikrometru v souladu s orbitálními poruchami, které by naznačovaly planetárního společníka; to zahrnovalo až deset lidí průměrujících své výsledky při pohledu na talíře, aby se předešlo systémovým individuálním chybám. Van de Kampovým původním návrhem byla planeta s asi 1,6 M J ve vzdálenosti 4,4 AU na mírně excentrické oběžné dráze a tato měření byla zjevně zpřesněna v dokumentu z roku 1969. Později téhož roku, Van de Kamp navrhl, že tam byly dvě planety 1,1 a 0,8 M J .
Další astronomové následně zopakovali měření Van de Kampa a dva články v roce 1973 podkopaly tvrzení o planetě nebo planetách. George Gatewood a Heinrich Eichhorn na jiné observatoři s použitím novějších technik měření desek nedokázali ověřit planetárního společníka. Další článek publikovaný Johnem L. Hersheym o čtyři měsíce dříve, rovněž využívající hvězdárnu Swarthmore, zjistil, že změny v astrometrickém poli různých hvězd korelovaly s načasováním úprav a úprav, které byly provedeny na objektivu objektivu refraktorového dalekohledu; nárokovaná planeta byla přičítána artefaktu údržby a upgradovacích prací. Tato záležitost byla projednána jako součást širšího vědeckého přehledu.
Van de Kamp nikdy neuznal žádnou chybu a zveřejnil další tvrzení o existenci dvou planet až v roce 1982; zemřel v roce 1995. Wulff Heintz , Van de Kampův nástupce ve společnosti Swarthmore a odborník na dvojité hvězdy , zpochybnil jeho zjištění a od roku 1976 začal publikovat kritiku. Údajně se dva muži kvůli tomu odcizili.
Upřesnění hranic planet
Po více než čtyři desetiletí mezi van de Kampovým odmítnutým tvrzením a případným oznámením kandidáta na planetu byla Barnardova hvězda pečlivě studována a hranice hmoty a oběžné dráhy možných planet se pomalu zpřísňovaly. M trpaslíci, jako je Barnardova hvězda, se v tomto ohledu studují snadněji než větší hvězdy, protože jejich nižší hmotnosti způsobují zřetelnější poruchy.
Nulové výsledky pro planetární společníky pokračovaly v průběhu 80. a 90. let minulého století, včetně interferometrické práce s Hubbleovým vesmírným teleskopem v roce 1999. Gatewood dokázal v roce 1995 ukázat, že planety s 10 M J kolem Barnardovy hvězdy nebyly možné, v papíru, který pomohl upřesnit negativní jistota ohledně planetárních objektů obecně. V roce 1999 Hubbleova práce dále vyloučila planetární společníky 0,8 M J s oběžnou dobou kratší než 1 000 dní (oběžná doba Jupitera je 4 332 dní), zatímco Kuerster v roce 2003 určil, že v obyvatelné zóně kolem Barnardovy hvězdy nejsou planety možné s hodnotou „ M sin i “ větší než 7,5násobek hmotnosti Země ( M 🜨 ), nebo s hmotností větší než 3,1násobek hmotnosti Neptunu (mnohem nižší než nejmenší doporučená hodnota van de Kampa).
V roce 2013 byl publikován výzkumný dokument, který dále upřesnil hranice hmotnosti planety pro hvězdu. Pomocí měření radiální rychlosti, převzatých po dobu 25 let, z observatoří Lick a Keck a použitím analýzy Monte Carlo pro kruhové i excentrické oběžné dráhy byly stanoveny horní hmotnosti planet pro oběžné dráhy 1000 dní. Planety nad dvěma hmotami Země na oběžných drahách kratších než 10 dní byly vyloučeny a planety s více než deseti hmotami Země na dvouleté oběžné dráze byly také sebevědomě vyloučeny. Bylo také zjištěno, že obyvatelná zóna hvězdy vypadala, že neobsahuje planety s hmotností zhruba Země nebo větší, kromě obíhajících oběžných drah.
Přestože tento výzkum značně omezil možné vlastnosti planet kolem Barnardovy hvězdy, nevyloučil je úplně, protože pozemské planety bylo vždy obtížné detekovat. NASA ‚s Space Interferometry Mission , který měl začít hledat extrasolární planety podobné Zemi, byl údajně vybrán Barnardova hvězda jako časný cíl vyhledávání. Tato mise byla ukončena v roce 2010. Podobná mise Darwinovy interferometrie ESA měla stejný cíl, ale v roce 2007 byla zbavena financování.
Analýza radiálních rychlostí, která nakonec vedla k objevu kandidátské super Země obíhající Barnardovu hvězdu, byla také použita ke stanovení přesnějších horních hmotnostních limitů pro možné planety až do a uvnitř obyvatelné zóny: maximálně 0,7 M 🜨 až do vnitřní okraj a 1,2 M 🜨 na vnějším okraji optimistické obyvatelné zóny, což odpovídá oběžným dobám až 10, respektive 40 dnů. Zdá se tedy, že Barnardova hvězda na horkých a mírných oběžných drahách skutečně není hostitelem planet o hmotnosti Země nebo větších, na rozdíl od jiných hvězd M-trpaslíků, které běžně mají tyto typy planet na oběžných drahách blízko.
Navrhovaný průzkum
Projekt Daedalus
Barnardova hvězda byla studována v rámci projektu Daedalus . Studie byla provedena v letech 1973 až 1978 a naznačila, že s existující nebo blízkou budoucností technologie je možné rychlé cestování bez posádky do jiného hvězdného systému. Barnardova hvězda byla vybrána jako cíl částečně proto, že se věřilo, že má planety.
Teoretický model navrhl, že jaderná pulzní raketa využívající jadernou fúzi (konkrétně elektronové bombardování deuteria a helia-3 ) a akcelerující po dobu čtyř let by mohla dosáhnout rychlosti 12% rychlosti světla . Hvězdy by pak bylo možné dosáhnout za 50 let, během lidského života. Spolu s podrobným zkoumáním hvězdy a všech jejích společníků by bylo prozkoumáno mezihvězdné médium a provedeny základní astrometrické údaje.
Počáteční model Project Daedalus vyvolal další teoretický výzkum. V roce 1980 navrhl Robert Freitas ambicióznější plán: kosmickou loď, která se sama replikuje a má hledat mimozemský život a navázat s ním kontakt . Postaven a vypuštěn na oběžné dráze Jupitera , dosáhne Barnardovy hvězdy za 47 let za podobných parametrů jako původní projekt Daedalus. Jakmile se ocitne ve hvězdě, zahájí automatickou replikaci, stavbu továrny, nejprve výrobu průzkumných sond a nakonec po 1 000 letech vytvoří kopii původní kosmické lodi.
1998 světlice
V roce 1998 byla hvězdná erupce na Barnardově hvězdě detekována na základě změn spektrálních emisí 17. července během nesouvisejícího hledání změn ve správném pohybu. Uplynuly čtyři roky, než byla erupce plně analyzována, a v tomto okamžiku bylo navrženo, aby teplota erupce byla 8 000 K, což je více než dvojnásobek normální teploty hvězdy. Vzhledem k v podstatě náhodné povaze vzplanutí Diane Paulsonová, jedna z autorek této studie, poznamenala, že „hvězda by byla fantastická pro pozorování amatérů“.
Záblesk byl překvapivý, protože u hvězd takového věku se neočekává intenzivní hvězdná aktivita. Světlice nejsou zcela pochopeny, ale věří se, že jsou způsobeny silnými magnetickými poli , která potlačují plazmovou konvekci a vedou k náhlým výbuchům: silná magnetická pole se vyskytují u rychle rotujících hvězd, zatímco staré hvězdy mají tendenci se otáčet pomalu. Pro Barnardovu hvězdu, aby podstoupila událost takového rozsahu, se tedy považuje za vzácnost. Výzkum periodicity hvězdy nebo změny hvězdné aktivity v daném časovém období také naznačují, že by měl být klidový; Výzkum z roku 1998 ukázal slabé důkazy o periodických změnách jasnosti hvězdy, přičemž zaznamenal pouze jednu možnou skvrnu za 130 dní.
Hvězdná aktivita tohoto druhu vyvolala zájem o použití Barnardovy hvězdy jako proxy k porozumění podobným hvězdám. Doufá se, že fotometrické studie jeho rentgenových a ultrafialových emisí osvětlí velkou populaci starých M trpaslíků v galaxii. Takový výzkum má astrobiologické důsledky: vzhledem k tomu, že obyvatelné zóny M trpaslíků jsou blízko hvězdy, jakékoli planety by byly silně ovlivněny slunečními erupcemi, větry a událostmi s ejekcí plazmy.
Světlice 2019
V roce 2019 byly detekovány dvě další ultrafialové hvězdné erupce , každá s ultrafialovou energií 3 × 10 22 joulů, spolu s jednou rentgenovou hvězdnou erupcí s energií 1,6 × 10 22 joulů. Dosud pozorovaná rychlost vzplanutí je dostatečná na to, aby způsobila ztrátu 87 zemských atmosfér za miliardu let tepelnými procesy a ≈3 zemské atmosféry za miliardu let procesy ztráty iontů na Barnardově hvězdě b .
životní prostředí
Barnardova hvězda sdílí téměř stejné sousedství jako Slunce. Sousedé Barnardovy hvězdy mají obecně velikost červeného trpaslíka, nejmenší a nejběžnější typ hvězdy. Jeho nejbližším sousedem je v současné době červený trpaslík Ross 154 ve vzdálenosti 1,66 parsek (5,41 světelných let). Slunce a Alfa Centauri jsou respektive další nejbližší systémy. Z Barnardovy hvězdy by se Slunce objevilo na diametrálně opačné straně oblohy na souřadnicích RA = 5 h 57 m 48,5 s , Dec = −04 ° 41 ′ 36 ″, v nejzápadnější části souhvězdí Monoceros . Absolutní velikost Slunce je 4,83 a ve vzdálenosti 1,834 parseků by to byla hvězda první velikosti, protože Pollux je ze Země.
Viz také
- Barnardova hvězda v beletrii - článek seznamu Wikipedie
- Kepler-42 -téměř identický s Barnardovou hvězdou a je hostitelem tří planet o velikosti sub-Země.
- Seznam nejbližších hvězd a hnědých trpaslíků - článek seznamu Wikipedie
- Teegarden's Star -červený trpaslík typu M v souhvězdí Berana
Poznámky
Reference
externí odkazy
- „Barnardova hvězda“ . Stanice Sol.
- Miláčku, Davide. „Barnardova hvězda“ . The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight .
- Schmidling, Jacku. „Barnardova hvězda“ . Jack Schmidling Productions, Inc. Amatérská práce ukazující pohyb Barnardovy hvězdy v průběhu času.
- Johnson, Ricku. „Barnardova hvězda“ .Animovaný obrázek s rámečky cca. jeden rok od sebe, počínaje rokem 2007, ukazující pohyb Barnardovy hvězdy.
- Rincon, Paul (14. listopadu 2018). „Exoplaneta objevena kolem sousední hvězdy“ . Věda a životní prostředí. BBC News .
