Estrella de Barnard / b ɑr n ər d z / es una enana roja de unos seis años luz de distancia de la Tierra en la constelación de Ofiuco . Es la cuarta estrella individual conocida más cercana al Sol después de los tres componentes del sistema Alpha Centauri , y la estrella más cercana en el hemisferio celeste norte . [15] Su masa estelar es aproximadamente el 14% de la del Sol. A pesar de su proximidad, la estrella tiene una magnitud aparente tenue de +9,5 y es invisible para elojo sin ayuda ; es mucho más brillante en luz infrarroja que en luz visible .
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Constelación | Ofiuco |
Pronunciación | / B ɑr n ər d z / |
Ascensión recta | 17 h 57 m 48.49803 s [1] |
Declinación | + 04 ° 41 ′ 36.2072 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 9.511 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | M4.0V [3] |
Magnitud aparente (U) | 12.497 [2] |
Magnitud aparente (B) | 11.240 [2] |
Magnitud aparente (R) | 8.298 [2] |
Magnitud aparente (I) | 6.741 [2] |
Magnitud aparente (J) | 5.24 [4] |
Magnitud aparente (H) | 4.83 [4] |
Magnitud aparente (K) | 4.524 [4] |
Índice de color U − B | 1.257 [2] |
Índice de color B − V | 1.713 [2] |
Índice de color V-R | 1.213 [2] |
Índice de color R − I | 1.557 [2] |
Tipo variable | POR Draconis [5] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −110,6 ± 0,2 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −802.803 [7] mas / año Dic .: 10362.542 [7] mas / año |
Paralaje (π) | 547.4506 ± 0.2899 [7] mas |
Distancia | 5.958 ± 0.003 ly (1.8266 ± 0.0010 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 13.21 [2] |
Detalles | |
Masa | 0,144 [6] M ☉ |
Radio | 0,196 ± 0,008 [8] R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 0,0035 [9] L ☉ |
Luminosidad (visual, L V ) | 0,0004 [9] L ☉ |
Temperatura | 3,134 ± 102 [9] K |
Metalicidad | 10–32% Sol [3] : 820 |
Rotación | 130.4 d [10] |
Edad | ≈ 10 [11] Gyr |
Otras designaciones | |
"Barnard's Runaway Star", "Greyhound of the Skies", [12] BD + 04 ° 3561a, GCTP 4098.00, Gl 140-024, Gliese 699, HIP 87937, LFT 1385, LHS 57, LTT 15309, Múnich 15040, Proxima Ophiuchi , [13] V2500 Ophiuchi , Latín : Velox Barnardi , [14] Vyssotsky 799, Karmn J17578 + 046, 2MASS J17574849 + 0441405 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
ARICNS | datos |
La estrella lleva el nombre del astrónomo estadounidense E. E. Barnard , [16] quien en 1916 midió su movimiento propio como 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 . [9] Históricamente, la investigación sobre la estrella de Barnard se ha centrado en medir sus características estelares, su astrometría y también en refinar los límites de posibles planetas extrasolares . Aunque la estrella de Barnard es antigua, todavía experimenta eventos de destellos de estrellas , uno de los cuales se observó en 1998.
Desde principios de la década de 1960 hasta principios de la de 1970, Peter van de Kamp argumentó que los planetas orbitaban la estrella de Barnard. Sus afirmaciones específicas de los grandes gigantes del gas fueron refutadas a mediados de la década de 1970 después de mucho debate. En noviembre de 2018, se informó que un candidato a compañero planetario súper-Tierra conocido como la Estrella b de Barnard orbitaba la Estrella de Barnard. Se cree que tiene un mínimo de 3,2 M ⊕ (masas terrestres) y orbita a0,4 AU . [18]
Nombrar
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [19] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN aprobó el nombre Barnard's Star para esta estrella el 1 de febrero de 2017 y ahora se incluye en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [20]
Descripción
La estrella de Barnard es una enana roja del tipo espectral tenue M4, y es demasiado tenue para ver sin un telescopio . Su magnitud aparente es de 9,5.
Con 7-12 mil millones de años de edad, la estrella de Barnard es considerablemente más antigua que el Sol, que tiene 4.500 millones de años, y podría estar entre las estrellas más antiguas de la galaxia Vía Láctea . [11] La estrella de Barnard ha perdido una gran cantidad de energía de rotación, y los ligeros cambios periódicos en su brillo indican que gira una vez en 130 días [10] (el Sol gira en 25). Dada su edad, se asumió durante mucho tiempo que la estrella de Barnard estaba inactiva en términos de actividad estelar. En 1998, los astrónomos observaron una intensa llamarada estelar , que muestra que la estrella de Barnard es una estrella llamarada . [21] 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. [22]
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 anualmente equivalen a un cuarto de grado en la vida de un ser humano, aproximadamente la mitad del diámetro angular de la Luna llena. [dieciséis]
La velocidad radial de la estrella de Barnard hacia el Sol se mide a partir de su desplazamiento hacia el azul y es de -110 km / s. Combinado con su movimiento propio, esto da una velocidad espacial ( velocidad real relativa al Sol) de −142,6 ± 0,2 km / s. La estrella de Barnard se acercará más al Sol alrededor de 11.800 d.C., cuando se acercará a unos 3,75 años luz. [6]
Proxima Centauri es la estrella más cercana al Sol en una posición 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 EC, todavía no será la estrella más cercana, ya que para ese momento Proxima Centauri se habrá movido a una proximidad aún más cercana al Sol. [23] En el momento del paso más cercano de la estrella por el Sol, la estrella de Barnard seguirá siendo 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, todavía siendo 2.5 magnitudes inferiores a la visibilidad a simple vista.
La estrella de Barnard tiene una masa de aproximadamente 0,14 masas solares ( M ☉ ), [6] y un radio del 15% al 20% del del Sol. [9] [24] Por lo tanto, aunque la estrella de Barnard tiene aproximadamente 150 veces la masa de Júpiter ( M J ), su radio es sólo de 1,5 a 2,0 veces mayor, debido a su densidad mucho mayor. Su temperatura efectiva es de 3,100 kelvin , y tiene una luminosidad visual de 0,0004 luminosidades solares . [9] La estrella de Barnard es tan tenue 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 . [25]
La estrella de Barnard tiene del 10 al 32% de la metalicidad solar . [3] La metalicidad es la proporción de masa estelar formada 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 viejas estrellas enanas rojas de la población II , sin embargo, estas también son generalmente estrellas de halo pobres en metales . Si bien es sub-solar, 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, sumado a su elevado movimiento espacial, ha llevado a la designación de "estrella de población intermedia II", entre un halo y una estrella de disco. [3] [22] 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. [26] [27]
Sistema planetario
Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semieje mayor ( AU ) | Período orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
---|---|---|---|---|---|---|
b (disputado [28] ) | ≥3,23 ± 0,44 millones ⊕ | 0,404 ± 0,018 | 232,80+0,38 −0,41 | 0,32+0,1 −0,15 | - | - |
En noviembre de 2018, un equipo internacional de astrónomos anunció la detección de una supertierra candidata en órbita relativamente cercana a la estrella de Barnard. Dirigido por Ignasi Ribas de España, su trabajo, realizado durante dos décadas de observación, proporcionó una fuerte evidencia de la existencia del planeta. [18] [29] Sin embargo, la existencia del planeta fue cuestionada en 2021, porque la señal de velocidad radial con período orbital planetario aparentemente desapareció en los datos más recientes. [28]
Apodado la estrella b de Barnard, el planeta se encontró cerca de la línea de nieve del sistema estelar , que es un lugar ideal para la acumulación de hielo de material protoplanetario. Orbita a 0,4 AU cada 233 días y tiene una masa propuesta de 3,2 M ⊕ . Lo más probable es que el planeta sea gélido, con una temperatura superficial estimada de aproximadamente −170 ° C (−274 ° F), y se encuentra fuera de la supuesta zona habitable de Barnard Star . Sin embargo, se necesita más trabajo en la atmósfera del planeta para comprender mejor las condiciones de la superficie. Las imágenes directas del planeta y su firma luminosa reveladora son posibles en la década posterior a su descubrimiento. Otras perturbaciones débiles y desconocidas en el sistema sugieren que puede haber un segundo compañero planetario aún más lejos. [30]
Reclamaciones planetarias anteriores
Durante una década desde 1963 hasta aproximadamente 1973, un número sustancial de astrónomos aceptó una afirmación de Peter van de Kamp de que había detectado, mediante el uso de la astrometría , una perturbación en el movimiento adecuado de la estrella de Barnard consistente con que tuviera uno o más planetas comparables en masa con Júpiter . Van de Kamp había estado observando la estrella desde 1938, intentando, con colegas del Observatorio Sproul en 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 las placas, para evitar errores individuales sistémicos. [32] La sugerencia inicial de Van de Kamp era un planeta que tuviera alrededor de 1,6 M J 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 M J . [35]
Otros astrónomos repitieron posteriormente las medidas de Van de Kamp, y dos artículos en 1973 socavaron la afirmación de un planeta o planetas. George Gatewood y Heinrich Eichhorn, en un observatorio diferente y utilizando técnicas de medición de placas más nuevas, no pudieron 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 la sincronización de los ajustes y modificaciones que se habían llevado a cabo en la lente del objetivo del telescopio refractor. ; [37] el planeta reclamado se atribuyó a un artefacto de mantenimiento y trabajo de mejora. El asunto se ha debatido como parte de una revisión científica más amplia. [38]
Van de Kamp nunca reconoció ningún error y publicó una nueva afirmación de 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 habían distanciado debido a esto. [40]
Refinando los límites planetarios
Durante las más de cuatro décadas entre la afirmación rechazada de van de Kamp y el eventual anuncio de un candidato a planeta, la estrella de Barnard se estudió cuidadosamente y los límites de masa y orbitales de posibles planetas se endurecieron 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. [41]
Los resultados nulos para los compañeros planetarios continuaron durante las décadas de 1980 y 1990, incluido el trabajo interferométrico con el Telescopio Espacial Hubble en 1999. [43] Gatewood pudo demostrar en 1995 que los planetas con 10 M J eran imposibles alrededor de la estrella de Barnard, [38] en un papel que ayudó a refinar la certeza negativa con respecto a los objetos planetarios en general. [44] En 1999, el trabajo de Hubble excluyó aún más a los compañeros planetarios de 0,8 M J con un período orbital de menos de 1.000 días (el período orbital de Júpiter es 4.332 días), [43] mientras que Kuerster determinó en 2003 que dentro de la zona habitable alrededor de Barnard Estrellas, los planetas no son posibles con un valor de " M sin i " [nota 1] mayor de 7.5 veces la masa de la Tierra ( M ⊕ ), o con una masa mayor de 3.1 veces la masa de Neptuno (mucho menor que la de van de Valor sugerido más pequeño de Kamp). [22]
En 2013, se publicó un artículo de investigación que refinó aún más los límites de masa planetaria para la estrella. Usando mediciones de velocidad radial, tomadas durante un período de 25 años, de los Observatorios Lick y Keck y aplicando el análisis de Monte Carlo para órbitas circulares y excéntricas, se determinaron las masas superiores para planetas con órbitas de 1000 días. Se excluyeron los planetas por encima de dos masas terrestres en órbitas de menos de 10 días, y también se descartaron con seguridad 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 de masa aproximadamente terrestre o más grandes, a excepción de las órbitas de cara. [45] [46]
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. La NASA 's Misión de Interferometría Espacial , que debía comenzar a buscar extrasolar planetas como la Tierra, se informó de haber elegido la estrella de Barnard como un destino de búsqueda temprano. [25] Esta misión se cerró en 2010. [47] La misión de interferometría Darwin similar de la ESA tenía el mismo objetivo, pero se le quitó la financiación en 2007. [48]
El análisis de las velocidades radiales que finalmente condujo al descubrimiento de la supertierra candidata 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 ⊕ hasta el borde interior y 1,2 M ⊕ 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 más grandes, en órbitas cálidas y templadas, a diferencia de otras estrellas enanas M que comúnmente tienen este tipo de planetas en órbitas cercanas. [18]
Exploración propuesta
Proyecto Daedalus
La estrella de Barnard se estudió como parte del Proyecto Dédalo . Realizado entre 1973 y 1978, el estudio sugirió que los viajes rápidos y no tripulados a otro sistema estelar eran posibles con tecnología existente o en un futuro cercano. [49] La estrella de Barnard fue elegida como objetivo en parte porque se creía que tenía planetas. [50]
El modelo teórico sugirió que un cohete de pulso nuclear empleando fusión nuclear (específicamente, bombardeo de electrones de deuterio y helio-3 ) y acelerando durante cuatro años podría alcanzar una velocidad del 12% de la velocidad de la luz . Entonces, la estrella podría alcanzarse en 50 años, dentro de una vida humana. [50] Junto con la investigación detallada de la estrella y cualquier compañero, se examinaría el medio interestelar y se realizarían lecturas astrométricas de referencia. [49]
El modelo inicial del Proyecto Daedalus provocó una mayor investigación teórica. En 1980, Robert Freitas sugirió un plan más ambicioso: una nave espacial autorreplicante destinada a buscar y hacer contacto con vida extraterrestre . [51] 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. [51]
1998 llamarada
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 adecuado. Pasaron cuatro años antes de que se analizara por completo la llamarada, 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". [21]
La llamarada fue sorprendente porque no se espera una intensa actividad estelar 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 conducen a estallidos repentinos: los campos magnéticos fuertes ocurren en estrellas que giran rápidamente, mientras que las estrellas viejas tienden a girar lentamente. Por lo tanto, se presume que la estrella de Barnard sufre un evento de tal magnitud es una rareza. [52] Las investigaciones sobre la periodicidad de la estrella, o los cambios en la actividad estelar durante una escala de tiempo determinada, también sugieren que debería estar inactiva; La investigación de 1998 mostró evidencia débil de variación periódica en el brillo de la estrella, señalando solo una posible mancha estelar durante 130 días. [10]
La actividad estelar de este tipo ha creado interés en utilizar la estrella de Barnard como proxy 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 viejas enanas M de la galaxia. Dicha investigación tiene implicaciones astrobiológicas : dado que las zonas habitables de las enanas M están cerca de la estrella, cualquier planeta estaría fuertemente influenciado por erupciones solares, vientos y eventos de eyección de plasma. [11]
2019 bengalas
En 2019, se detectaron dos destellos estelares ultravioleta adicionales , cada uno con una energía ultravioleta lejana de 3 * 10 22 julios, junto con un destello estelar de rayos X con una energía de 1,6 * 10 22 julios. La tasa de llamaradas observada hasta la fecha es suficiente para causar la pérdida de 87 atmósferas terrestres por mil millones de años a través de procesos térmicos y ≈3 atmósferas terrestres por mil millones de años a través de procesos de pérdida de iones en la estrella de Barnard b . [53]
Ambiente
La estrella de Barnard comparte el mismo vecindario que el sol. Los vecinos de la estrella de Barnard son generalmente del tamaño de una enana roja, el tipo de estrella más pequeño y común. Su vecino más cercano es actualmente la enana roja Ross 154 , a una distancia de 1,66 parsecs (5,41 años luz). El Sol y Alpha Centauri son, respectivamente, los siguientes sistemas más cercanos. [25] 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 de Monoceros . La magnitud absoluta del Sol es 4,83 y, a una distancia de 1,834 parsecs, sería una estrella de primera magnitud, ya que Pollux lo es de la Tierra. [nota 2]
Ver también
- La estrella de Barnard en la ficción : artículo de la lista de Wikipedia
- Estrella de Teegarden : enana roja tipo M en la constelación de Aries
- Kepler-42 : casi idéntico a la estrella de Barnard y alberga tres planetas del tamaño de la Tierra.
- Lista de estrellas y enanas marrones más cercanas - artículo de la lista de Wikipedia
Notas
- ^ " M sen i " significa la masa del planeta multiplicada por el seno del ángulo de inclinación de su órbita y, por lo tanto, proporciona la masa mínima del planeta.
- ^ Magnitud aparente del Sol de la estrella de Barnard, asumiendo una extinción insignificante:.
Referencias
- ↑ a b Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 .
- ^ a b c d e f g h yo j Koen, C .; Kilkenny, D .; Van Wyk, F .; Marang, F. (2010). "Observaciones de UBV (RI) C JHK de estrellas cercanas seleccionadas por Hipparcos" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 403 (4): 1949. Código Bibliográfico : 2010MNRAS.403.1949K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.16182.x .
- ^ a b c d Gizis, John E. (febrero de 1997). "M-subenanas: clasificación espectroscópica y la escala de metalicidad". El diario astronómico . 113 (2): 806–822. arXiv : astro-ph / 9611222 . Código bibliográfico : 1997AJ .... 113..806G . doi : 10.1086 / 118302 . S2CID 16863021 .
- ^ a b c Cutri, RM; Skrutskie, MF; Van Dyk, S .; Beichman, CA; Carpenter, JM; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, EL; Kirkpatrick, JD; Light, RM; Marsh, KA; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, WA; Wheelock, S .; Zacarias, N. (junio de 2003). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo 2MASS All-Sky de fuentes puntuales (Cutri + 2003)". Catálogo de datos en línea de VizieR: II / 246 . 2246 . Código bibliográfico : 2003yCat.2246 .... 0C .
- ^ Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (2009) [Primera publicación en 2009]. "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus +, 2007-2017)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / gcvs . 1 : B / gcvs. Código Bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
- ^ a b c d Bobylev, Vadim V. (13 de marzo de 2010). "Buscando estrellas que se encuentren de cerca con el sistema solar". Cartas de astronomía . 36 (3): 220-222. arXiv : 1003.2160 . Código Bibliográfico : 2010AstL ... 36..220B . doi : 10.1134 / S1063773710030060 . S2CID 118374161 .
- ^ a b c Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ Demory, B.-O .; et al. (Octubre de 2009). "Relación masa-radio de estrellas de baja y muy baja masa revisada con el VLTI". Astronomía y Astrofísica . 505 (1): 205–215. arXiv : 0906.0602 . Bibcode : 2009A & A ... 505..205D . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200911976 . S2CID 14786643 .
- ^ a b c d e f Dawson, PC; De Robertis, MM (mayo de 2004). "Estrella de Barnard y la escala de temperatura enana M" . El diario astronómico . 127 (5): 2909-2914. Código bibliográfico : 2004AJ .... 127.2909D . doi : 10.1086 / 383289 .
- ^ a b c Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E .; Story, D .; Whipple, AL; Shelus, PJ; Jefferys, WH; Hemenway, PD; Franz, Otto G .; Wasserman, LH; Duncombe, RL; Van Altena, W .; Fredrick, LW (1998). "Fotometría de Proxima Centauri y la estrella de Barnard usando la guía fina del telescopio espacial Hubble senso 3". El diario astronómico . 116 (1): 429. arXiv : astro-ph / 9806276 . Código bibliográfico : 1998AJ .... 116..429B . doi : 10.1086 / 300420 . S2CID 15880053 .
- ^ a b c Riedel, AR; Guinan, EF; DeWarf, LE; Engle, SG; McCook, GP (mayo de 2005). "La estrella de Barnard como proxy de estrellas dM de disco antiguo: actividad magnética, variaciones de luz, irradiancias XUV y zonas habitables planetarias". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 37 : 442. Código Bibliográfico : 2005AAS ... 206.0904R .
- ^ "La estrella de Barnard y sus perturbaciones". Vuelo espacial . 11 : 170. 1969.
- ^ Perepelkin, E. (abril de 1927). "Einweißer Stern mit bedeutender absoluter Größe". Astronomische Nachrichten (en alemán). 230 (4): 77. Código Bibliográfico : 1927AN .... 230 ... 77P . doi : 10.1002 / asna.19272300406 .
- ^ Rukl, Antonin (1999). Guía de constelaciones . Sterling Publishing. pag. 158. ISBN 978-0-8069-3979-7.
- ^ "Encuesta de astronomía otoño de 2010" . Archivado desde el original el 26 de junio de 2013 . Consultado el 5 de mayo de 2013 .
- ^ a b Kaler, James B. (noviembre de 2005). "Estrella de Barnard (V2500 Ophiuchi)" . Estrellas . James B. Kaler. Archivado desde el original el 5 de septiembre de 2006 . Consultado el 12 de julio de 2018 .
- ^ Barnard, EE. UU. (Septiembre de 1916). "Una pequeña estrella con gran movimiento propio". El diario astronómico . 29 (695): 181-183. Código bibliográfico : 1916AJ ..... 29..181B . doi : 10.1086 / 104156 .
- ^ a b c d Ribas, I .; Tuomi, M .; Reiners, A .; Mayordomo, RP; Morales, JC; Perger, M .; Dreizler, S .; Rodríguez-López, C .; González Hernández, JI (14 de noviembre de 2018). "Un candidato a súper planeta de la Tierra orbitando cerca de la línea de nieve de la estrella de Barnard". Naturaleza . 563 (7731): 365–368. arXiv : 1811.05955 . Código bibliográfico : 2018Natur.563..365R . doi : 10.1038 / s41586-018-0677-y . ISSN 0028-0836 . PMID 30429552 . S2CID 53304502 .
- ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Unión Astronómica Internacional . Archivado desde el original el 10 de junio de 2016 . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
- ^ "Nombrar estrellas" . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
- ^ a b Croswell, Ken (noviembre de 2005). "Una bengala para la estrella de Barnard" . Revista de Astronomía . Kalmbach Publishing Co . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
- ^ a b c Kürster, M .; Endl, M .; Rouesnel, F .; Els, S .; Kaufer, A .; Brillant, S .; Hatzes, AP; Saar, SH; Cochran, WD (23 de mayo de 2003). "La variabilidad de la velocidad radial de bajo nivel en la estrella de Barnard". Astronomía y Astrofísica . 403 (6): 1077–1088. arXiv : astro-ph / 0303528 . Código Bib : 2003A & A ... 403.1077K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030396 . S2CID 16738100 .
- ^ Matthews, RAJ; Weissman, PR; Preston, RA; Jones, DL; Lestrade, J.-F .; Latham, DW; Stefanik, RP; Paredes, JM (1994). "El acercamiento cercano de las estrellas en el vecindario solar". Revista trimestral de la Royal Astronomical Society . 35 : 1–9. Código bibliográfico : 1994QJRAS..35 .... 1M .
- ^ Ochsenbein, F. (marzo de 1982). "Una lista de estrellas con grandes diámetros angulares esperados". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 47 : 523–531. Bibcode : 1982A & AS ... 47..523O .
- ^ a b c "Estrella de Barnard" . Estación Sol. Archivado desde el original el 20 de agosto de 2006 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
- ^ Rajpurohit, AS; Allard, F .; et al. (2019). "Explorando las propiedades estelares de las enanas M con espectroscopia de alta resolución desde la óptica hasta el infrarrojo cercano". Astronomía y Astrofísica . 620 : A180. arXiv : 1810.13252 . Código Bib : 2018A & A ... 620A.180R . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833500 . ISSN 0004-6361 .
- ^ "VizieR record for Barnard's Star" . VizieR . Centre de Données astronomiques de Strasbourg .
- ^ a b La actividad estelar que se manifiesta en un alias de un año explica a Barnard b como un falso positivo , 2021, arXiv : 2105.07005
- ^ "Super-Tierra orbitando la estrella de Barnard" . Observatorio Europeo Austral . 14 de noviembre de 2018 . Consultado el 14 de noviembre de 2018 .
- ^ Billings, Lee (14 de noviembre de 2018). "Una super-Tierra congelada puede orbitar la estrella de Barnard" . Scientific American . Consultado el 19 de noviembre de 2018 .
- ^ "La campaña Super-Earth Orbiting Barnard's Star - Red Dots descubre evidencia convincente de exoplaneta alrededor de la estrella más cercana al Sol" . eso.org . Consultado el 15 de noviembre de 2018 .
- ^ "El error de la estrella de Barnard" . Revista de Astrobiología . Julio de 2005 . Consultado el 26 de enero de 2014 .
- ^ van de Kamp, Peter (1963). "Estudio astrométrico de la estrella de Barnard a partir de placas tomadas con el refractor Sproul de 24 pulgadas". El diario astronómico . 68 (7): 515. Bibcode : 1963AJ ..... 68..515V . doi : 10.1086 / 109001 .
- ^ van de Kamp, Peter (1969). "Paralaje, aceleración de movimiento adecuado y movimiento orbital de la estrella de Barnard". El diario astronómico . 74 (2): 238. Bibcode : 1969AJ ..... 74..238V . doi : 10.1086 / 110799 .
- ^ van de Kamp, Peter (agosto de 1969). "Análisis dinámico alternativo de la estrella de Barnard". El diario astronómico . 74 (8): 757–759. Código Bibliográfico : 1969AJ ..... 74..757V . doi : 10.1086 / 110852 .
- ^ Gatewood, George y Eichhorn, H. (1973). "Una búsqueda fallida de un compañero planetario de la estrella de Barnard (BD +4 3561)". El diario astronómico . 78 (10): 769. Bibcode : 1973AJ ..... 78..769G . doi : 10.1086 / 111480 .
- ^ Hershey, John L. (junio de 1973). "Análisis astrométrico del campo de AC +65 6955 de placas tomadas con el refractor Sproul de 24 pulgadas". El diario astronómico . 78 (6): 421–425. Código bibliográfico : 1973AJ ..... 78..421H . doi : 10.1086 / 111436 .
- ^ a b Bell, George H. (abril de 2001). "La búsqueda de los planetas extrasolares: una breve historia de la búsqueda, los hallazgos y las implicaciones futuras" . Universidad del estado de Arizona. Sección 2. Archivado desde el original el 13 de agosto de 2006 . Consultado el 10 de agosto de 2006 . (Descripción completa de la controversia del planeta Van de Kamp).
- ^ Van de Kamp, Peter (1982). "El sistema planetario de la estrella de Barnard". Vistas en astronomía . 26 (2): 141. Bibcode : 1982VA ..... 26..141V . doi : 10.1016 / 0083-6656 (82) 90004-6 .
- ^ Kent, Bill (marzo de 2001). "Bamboleo de Barnard" (PDF) . Boletín de Swarthmore College . Swarthmore College. págs. 28–31. Archivado desde el original (PDF) el 19 de julio de 2011 . Consultado el 2 de junio de 2010 .
- ^ Endl, Michael; Cochran, William D .; Tull, Robert G .; MacQueen, Phillip J. (2003). "Una búsqueda dedicada al planeta enano M utilizando el telescopio Hobby-Eberly". El diario astronómico . 126 (12): 3099–3107. arXiv : astro-ph / 0308477 . Código bibliográfico : 2003AJ .... 126.3099E . doi : 10.1086 / 379137 . S2CID 17353771 .
- ^ Clavin, Whitney; Harrington, JD (25 de abril de 2014). "Telescopios Spitzer y WISE de la NASA encuentran vecino cercano y frío del sol" . NASA . Archivado desde el original el 26 de abril de 2014 . Consultado el 25 de abril de 2014 .
- ^ a b Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Chappell, DW; Nelan, E .; Jefferys, WH; Van Altena, W .; Lee, J .; Cornell, D .; Shelus, PJ; Hemenway, PD; Franz, Otto G .; Wasserman, LH; Duncombe, RL; Story, D .; Whipple, AL; Fredrick, LW (1999). "Astrometría interferométrica de Proxima Centauri y la estrella de Barnard con sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble 3: límites de detección para compañeros subtelares". El diario astronómico . 118 (2): 1086-1100. arXiv : astro-ph / 9905318 . Código bibliográfico : 1999AJ .... 118.1086B . doi : 10.1086 / 300975 . S2CID 18099356 .
- ^ Gatewood, George D. (1995). "Un estudio del movimiento astrométrico de la estrella de Barnard". Revista Astrofísica y Ciencias Espaciales . 223 (1): 91–98. Bibcode : 1995Ap y SS.223 ... 91G . doi : 10.1007 / BF00989158 . S2CID 120060893 .
- ^ Gilster, Paul (16 de agosto de 2012). "Estrella de Barnard: No hay señales de planetas" . Sueños Centauri . Consultado el 11 de abril de 2018 .
- ^ Choi, Jieun; McCarthy, Chris; Marcy, Geoffrey W; Howard, Andrew W; Fischer, Debra A; Johnson, John A; Isaacson, Howard; Wright, Jason T (2012). "Monitorización precisa de Doppler de la estrella de Barnard". El diario astrofísico . 764 (2): 131. arXiv : 1208.2273 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 764..131C . doi : 10.1088 / 0004-637X / 764/2/131 . S2CID 29053334 .
- ^ Marr, James (8 de noviembre de 2010). "Actualizaciones del Project Manager" . NASA. Archivado desde el original el 2 de marzo de 2011 . Consultado el 26 de enero de 2014 .
- ^ "Hoja informativa de Darwin: encontrar planetas similares a la Tierra" . Agencia Espacial Europea . 23 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 13 de mayo de 2008 . Consultado el 12 de septiembre de 2011 .
- ^ a b Bond, A. y Martin, AR (1976). "Proyecto Daedalus - El perfil de la misión" . Revista de la Sociedad Interplanetaria Británica . 9 (2): 101. Bibcode : 1976JBIS ... 29..101B . Archivado desde el original el 20 de octubre de 2007 . Consultado el 15 de agosto de 2006 .
- ^ a b Darling, David (julio de 2005). "Dédalo, Proyecto" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales . Archivado desde el original el 31 de agosto de 2006 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
- ^ a b Freitas, Robert A., Jr. (julio de 1980). "Una sonda interestelar que se reproduce a sí misma" . Revista de la Sociedad Interplanetaria Británica . 33 : 251-264. Código Bibliográfico : 1980JBIS ... 33..251F . Consultado el 1 de octubre de 2008 .
- ^ a b Paulson, Diane B .; Allred, Joel C .; Anderson, Ryan B .; Hawley, Suzanne L .; Cochran, William D .; Yelda, Sylvana (2006). "Espectroscopía óptica de una bengala en la estrella de Barnard". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 118 (1): 227. arXiv : astro-ph / 0511281 . Código bibliográfico : 2006PASP..118..227P . doi : 10.1086 / 499497 . S2CID 17926580 .
- ^ Francia, Kevin; Duvvuri, Girish; Egan, Hilary; Koskinen, Tommi; Wilson, David J .; Sangre joven, Allison; Froning, Cynthia S .; Brown, Alexander; Alvarado-Gómez, Julian D .; Berta-Thompson, Zachory K .; Drake, Jeremy J .; Garraffo, Cecilia; Kaltenegger, Lisa; Kowalski, Adam F .; Linsky, Jeffrey L .; Loyd, RO Parke; Mauas, Pablo JD; Miguel, Yamila; Pineda, J. Sebastián; Rugheimer, Sarah; Schneider, P. Christian; Tian, Feng; Vieytes, Mariela (2 de septiembre de 2020). "El entorno de radiación de alta energía alrededor de un enano de 10 Gyr M: ¿Habitable por fin?". El diario astronómico . 160 (5): 237. arXiv : 2009.01259 . Código bibliográfico : 2020AJ .... 160..237F . doi : 10.3847 / 1538-3881 / abb465 . S2CID 225282584 .
enlaces externos
- Medios relacionados con Barnard's Star en Wikimedia Commons
- "Estrella de Barnard" . Estación Sol .
- Querido, David. "Estrella de Barnard" . La enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales .
- Schmidling, Jack. "Estrella de Barnard" . Jack Schmidling Productions, Inc . Trabajo amateur que muestra el movimiento de la estrella de Barnard a lo largo del tiempo.
- Johnson, Rick. "Estrella de Barnard" .Imagen animada con marcos aprox. con un año de diferencia, comenzando en 2007, mostrando el movimiento de la estrella de Barnard.
- Rincon, Paul (14 de noviembre de 2018). "Exoplaneta descubierto alrededor de la estrella vecina" . Ciencia y Medio Ambiente. BBC .
Coordenadas : 17 h 57 m 48,5 s , + 04 ° 41 ′ 36 ″