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Estrella de Barnard

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Estrella de Barnard
Barnardstar2006.jpg
La posición de la estrella en 2006.
Clasificación enano Rojo
Clase espectral M4 V [1]
Tipo de variable POR Draconis
Periodo de variabilidad 130 días [2]
Distancia del sol 5,94 a [N 1]
Constelación Ofiuco
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 17 h 57 m 48 498 s [1]
Declinación + 04 ° 41 ′ 36.207 ″ [1]
Lat. galáctico + 14.0627 ° [1]
Largo. galáctico 31,0087 ° [1]
Datos físicos
Diámetro medio 272 000 km [3]
Radio medio 0,2 [4] R
Masa
3,14 × 10 29 kg [5]
0,158 ± 0,013 [5] M
Aceleración de gravedad en la superficie 5,04 log g [4]
Periodo de rotacion 130,4 días [6]
Velocidad de rotacion v × sen i < 2,5 km / s [7]
Temperatura
superficial
3200 K [8] (promedio)
Brillo
3,46 × 10 −3 [4] L
Índice de color ( BV ) 1,72 [1]
Metalicidad [Fe / H] = −0,39 ± 0,17 [9]
Edad estimada 7-12 mil millones de años [10]
Datos de observación
Aplicación Magnitude. +9.511 [1]
Magnitud abs. +13.22 [11]
Paralaje 548,31 ± 1,51 mas [1]
Moto propia AR : −798,58 mas / año
Diciembre : 10328,12 mas / año [1]
Velocidad radial −120,2 km / s [1]
Nomenclaturas alternativas
Proxima Ophiuchi, Velox Barnardi, V 2500 Oph, BD + 04 ° 3561a, GCTP 4098.00, Gliese 699, LHS 57, Munich 15040, LTT 15309, LFT 1385, Vyssotsky 799, HIP 87937, 3UCAC 140018183, GSC2.3 N35W050353.

Coordenadas : Carta celeste 17 h 57 m 48,498 s , + 04 ° 41 ′ 36,207 ″

La estrella de Barnard, o flecha de estrella Barnard [12] , es una secuencia principal de estrella roja en la constelación de ' Ophiuchus . Muestra el mayor movimiento propio de cualquier otra estrella conocida (aparte del Sol ), igual a 10,3 segundos de arco por año. Este movimiento propio fue medido por el astrónomo Edward Emerson Barnard en 1916 [13] . Por esta razón, también se la conoce como la estrella "Fugitiva" de Barnard, que significa " estrella fugitiva de Barnard" [14] .

Al estar a 5,96 años luz de distancia de nosotros, la estrella de Barnard es también una de las estrellas más cercanas a la Tierra : solo los tres componentes del sistema α Centauri están más cerca (sin contar el Sol ). Sin embargo, al ser una enana roja tenue de magnitud 9,51 [1] , no es visible a simple vista , sino solo a través de telescopios . De clase espectral M4V, la estrella de Barnard tiene una masa del 16% de la del Sol [5] , un radio que es aproximadamente una quinta parte del del Sol y una luminosidad que es solo el 0.34% de la de nuestra estrella [5] .4] .

La estrella de Barnard aparece como una enana roja relativamente estable, lo que indica una edad de varios miles de millones de años más alta que la del Sol; sin embargo, aunque raramente, todavía está sujeto a brotes , como el observado en 1998 [15] . Entre las estrellas más estudiadas por su proximidad y posición favorable para la observación al estar cerca del ecuador celeste , ha sido objeto de diversas controversias en el pasado. Durante una década, entre las décadas de 1960 y 1970 , Peter van de Kamp argumentó que había uno o más gigantes gaseosos orbitando [16] . Las afirmaciones de Van de Kamp sobre la presencia de grandes gigantes gaseosos fueron refutadas a mediados de los años setenta [17] , pero esto, sin embargo, dejó abierta la posibilidad de la existencia de pequeños planetas terrestres , uno de los cuales, con una masa 3,2 veces mayor que la de la Tierra. ., fue descubierto en 2018 [18] [19] .

Observación

Cercle rouge 100% .svg
Ophiuchus IAU.svg
Posición de la estrella en la constelación de Ofphiuchus

Con una magnitud aparente de 9,51 [1] , la estrella de Barnard no es visible a simple vista, aunque un telescopio de aficionado es suficiente para su observación. Aparece a unos 4 ° al oeste de la brillante β Ophiuchi y, situada solo 4 ° al norte del ecuador celeste [1] , es visible desde todas las regiones pobladas de la Tierra . Por otro lado, esta posición lo hace circumpolar solo en las regiones cercanas al polo norte [N 2] . El período más adecuado para su observación cae entre mayo y octubre.

Su brillo varía en 0.02 magnitudes ya que es una variable BY Draconis [2] ; sin embargo, esta mínima diferencia de brillo es imperceptible para el ojo humano y solo puede detectarse con instrumentos fotométricos .

Historia de observaciones

En 1916, al comparar una placa fotográfica recién adquirida en el observatorio Lick con una en el archivo del observatorio Yerkes de 1894, Edward Emerson Barnard identificó algunas inconsistencias: en una región bastante estrecha del cielo (a menos de 4 ' entre sí) parecía haber presentan lo que inicialmente se creyó que era una nova y una estrella variable . Para clasificar mejor los dos objetos, Barnard primero trató de llenar el espacio de tiempo en las observaciones con material de archivo, encontrando placas de 1904 y 1907. Descubrió que, en posiciones intermedias entre los dos objetos y alineados a lo largo de una línea recta, aparecían y otras estrellas desaparecieron. Así fue como Barnard llegó a la conclusión de que había descubierto una estrella con un movimiento propio anual de aproximadamente 10 , que había llegado a superponerse a los objetos del fondo. Para confirmar esto, Edward Charles Pickering le proporcionó imágenes previas al descubrimiento de 1888 y 1890 adquiridas en el Observatorio de la Universidad de Harvard [13] .

Edward Emerson Barnard descubrió en 1916 el alto movimiento de la estrella que hoy lleva su nombre

Debido a su proximidad a la Tierra y su posición favorable cerca del ecuador celeste, la estrella de Barnard es probablemente la enana roja más estudiada [4] . En particular, se intentó estudiar sus características astrométricas y detectar la existencia de posibles exoplanetas .

Entre los astrónomos más activos en el estudio de la estrella de Barnard se encontraba Peter van de Kamp, quien desde 1938, junto con sus colegas del observatorio Sproul de Swarthmore College , la había observado tratando de detectar, en su posición en las placas fotográficas, las minúsculas perturbaciones. en su propio movimiento (del orden de 1 μm ) que habría atestiguado la presencia de un planeta en órbita. El procedimiento adoptado por van de Kamp fue mostrar cada plato a una media de diez personas, con el fin de evitar errores individuales. Así, en 1963 el astrónomo sugirió que alrededor de la estrella había un gigante gaseoso de la masa de 1,6 M J , a una distancia de 4.4 au y en una órbita ligeramente excéntrica [20] . Van de Kamp confirmó este resultado en un artículo de 1969 [21] . Sin embargo, ese mismo año, el astrónomo publicó un segundo artículo en el que avanzaba la hipótesis de que en órbita alrededor de la estrella de Barnard había dos planetas con masas de 1,1 y 0,8 M J [16] . A pesar de estas discrepancias, van de Kamp recibió amplio crédito en la comunidad astronómica durante al menos una década, de 1963 a 1973, cuando otros astrónomos, repitiendo sus mediciones, cuestionaron la existencia de los planetas detectados por el erudito. George Gatewood y Heinrich Eichhorn, que trabajaron con diferentes observatorios, utilizaron dos técnicas diferentes para medir las placas fotográficas y negaron la presencia de las perturbaciones observadas por Van de Kamp [22] . Un segundo artículo, publicado por John L. Hershey cuatro meses después del anterior, relacionaba el cambio de posición de las estrellas en las placas del observatorio Sproul con los cambios y ajustes que habían afectado a las lentes del telescopio refractor del observatorio [23 ] en 1949 y 1957; el "descubrimiento" de los planetas no fue por tanto más que un falso positivo debido al mantenimiento y mejora del telescopio [24] .

Van de Kamp nunca reconoció que había cometido errores y siguió creyendo en la bondad de su descubrimiento, que reiteró en artículos posteriores, el último de los cuales en 1982 [25] y en una entrevista en 1985 [24] . Como resultado, sus relaciones con varios colegas se deterioraron, entre ellos Wulff-Dieter Heintz [26] , quien lo sucedió en la dirección del observatorio Sproul y quien, como experto en estrellas binarias , cuestionó los resultados de su predecesor y desde 1976 publicó críticas abiertas a su obra [17] .

Aunque la existencia de los planetas hipotetizados por van de Kamp ha sido ampliamente refutada [27] [28] , la cuestión ha permanecido abierta si hay planetas rocosos alrededor de la estrella de Barnard [29] , cuya investigación en los años dos mil diez fue objeto de interés de los principales observadores mundiales [30] [31] .

Barnard's Star también fue el objetivo del Proyecto Daedalus ; el estudio tuvo como objetivo la construcción de sondas automáticas capaces de realizar viajes interestelares rápidos [32] .

Entorno galáctico

La posición espacial de las estrellas colocadas dentro de un radio de 12,5 años luz del Sol.

La reducción de los datos astrométricos del telescopio espacial Hipparcos en 2007 permitió estimar la paralaje de la estrella de Barnard en 548,31 ± 1,51 mas [33] . Por lo tanto, la distancia de la estrella de Barnard a la Tierra es igual a 1 / 0.54831 = 1,82 pc , equivalente a 5,94 ± 0,01 al . Es la estrella más cercana al Sol después de los tres componentes de α Centauri . En virtud de esta proximidad, comparte el mismo entorno galáctico con el Sol, dentro de la Burbuja Local del Brazo de Orión . Sus coordenadas galácticas son 31.008 ° y + 14.06 ° [1] : una longitud galáctica de aproximadamente 31 ° significa que la línea ideal que une el Sol con el centro galáctico y la línea ideal que une el Sol y la Estrella de Barnard, si se proyecta en el plano galáctico , forman un ángulo de 31 °; esto implica que la estrella de Barnard está un poco más cerca del centro galáctico que el Sol [34] . Una latitud galáctica de aproximadamente 14 ° indica que la estrella de Barnard está ubicada más al norte que el plano en el que se encuentran el Sol y el centro galáctico.

La estrella más cercana a la de Barnard es Ross 154 , una enana roja tenue que se encuentra a 5,5 años luz de distancia [35] . La segunda estrella más cercana es el Sol, mientras que la tercera es α Centauri, a 6,5 ​​años luz de distancia [35] .

Movimientos espaciales

Desplazamiento de la estrella de Barnard en los años entre 1985 y 2005

La estrella de Barnard posee el movimiento propio más alto de cualquier otra estrella conocida. Se mueve anualmente 798,58 ms en ascensión recta [1] y 10 328,12 ms en declinación [1] . Por lo tanto, su movimiento propio es de 10 358,76 mas por año [N 3] , igual a 10,35876 segundos de arco por año. Esto significa que la estrella viaja un grado en la bóveda celeste cada 350 años. Durante la duración media de la vida humana, la estrella viaja alrededor de un cuarto de grado, es decir, más o menos la mitad del diámetro de la luna llena [36] . La combinación de la distancia y el movimiento propio de la estrella se puede utilizar para estimar su velocidad transversal con respecto al Sol, que es aproximadamente igual a 90 km / s [N 4] .

La velocidad radial de una estrella, o la velocidad de alejarse o acercarse al Sol, se puede calcular moviendo la radiación emitida hacia el azul . Desplazamientos similares debidos a la actividad de la estrella, en particular a los movimientos convectivos en la superficie, deben separarse del cálculo [29] . En el caso de la estrella de Barnard, las medidas dieron un valor de −120,2 km / s [1] , donde el signo negativo indica que la estrella se acerca al Sol. La combinación de estas dos velocidades da como resultado la velocidad espacial de la estrella con respecto al Sol, estimada en unos 150 km / s [ N 5] .

En virtud de este movimiento, la estrella de Barnard alcanzará su distancia mínima del Sol en unos 9 800 años, cuando estará a unos 3,75 años luz de nuestra estrella [37] . Sin embargo, incluso en ese momento, la estrella de Barnard no será la estrella más cercana al Sol, ya que Proxima Centauri , que actualmente es la estrella más cercana, también se está acercando y continuará manteniendo su primacía durante los próximos 33.000 años, cuando lo será. superado por Ross 248 [38] . En cualquier caso, incluso en el momento de mayor acercamiento al Sol, la Estrella de Barnard será invisible a simple vista porque tendrá una magnitud de 8.5 [N 6] .

Variación en la distancia de las estrellas más cercanas durante un período de tiempo entre 20.000 y 80.000 años

La estrella de Barnard fue también la primera estrella de la que fue posible detectar un cambio en la velocidad radial [29] , gracias a su proximidad y su movimiento propio muy elevado. El cambio en la velocidad radial se calculó en 4,5 m / s cada año [29] .

La velocidad del movimiento propio también sufre un cambio detectable a lo largo del tiempo, calculado en 1,2 mas año -2 [39] .

Características

La estrella de Barnard es una enana roja de tipo espectral M4 [1] . Se trata, por tanto, de una estrella de baja masa , perteneciente a la secuencia principal , cuyo color rojo se debe a una baja temperatura superficial . La estrella está clasificada como una variable BY Draconis , caracterizada por la presencia de manchas en la fotosfera, que aparecen periódicamente con la rotación de la estrella . En el caso de la estrella de Barnard, el cambio de brillo es de 0,02 magnitudes en el período de rotación de la estrella, lo que corresponde a unos 130 días [2] [6] .

Brillo

Dawson y De Robertis (2004) obtuvieron el valor del flujo luminoso recibido por la estrella, integrando la distribución de la radiación recibida en las diferentes longitudes de onda . El valor obtenido es (3,30 ± 0,16) × 10 −11 W / (es decir, el brillo aparente de la estrella asciende a unas trescientas mil millonésimas de vatio por metro cuadrado ) [4] . A partir de este valor y de la distancia calculada mediante el paralaje obtenemos el brillo total de la estrella, que parece ser (3,46 ± 0,17) × 10 −3 L . Esto equivale a decir que la estrella emite aproximadamente un 0,34% de lo que emite el Sol [4] . Si la estrella estuviera colocada a la misma distancia que la Tierra del Sol, parecería solo 100 veces más brillante que la luna llena, lo que es comparable al brillo del Sol visto desde 80 au de distancia [35] .

Posición de la estrella de Barnard y otras estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell

La radiación emitida por la estrella de Barnard se distribuye de manera desigual entre las distintas longitudes de onda. En virtud de su baja temperatura, la estrella emite la mayor parte de su energía en el infrarrojo : mientras que en la banda U su magnitud aparente es de 12,4, en la banda K es de 4,5 [40] . Esto significa que si el ojo humano fuera sensible al infrarrojo, la estrella sería visible a simple vista.

radio

La estrella de Barnard está lo suficientemente cerca como para que su diámetro se pueda medir directamente con técnicas interferométricas . Lane y col. (2001) utilizaron el interferómetro del observatorio Monte Palomar para medir el diámetro de cinco estrellas de baja masa, incluida la estrella de Barnard. Se encontró que su diámetro era de 0.987 mas, que se corrigió a 1.026 mas, para tomar en cuenta el fenómeno de oscurecimiento de los bordes . A la distancia calculada por Hipparcos, esto corresponde a un radio de 0,201 R [41] . Ségransan y col. (2003) midieron el diámetro de cuatro enanas rojas, incluida la de la estrella de Barnard, utilizando el interferómetro del Very Large Telescope . Obtuvieron un diámetro de 1.004 mas, correspondiente a 0.196 R [3] . Por lo tanto, las dos medidas están lo suficientemente cerca una de la otra como para permitirnos estimar con certeza razonable que el radio de la estrella es de alrededor de 0,2 R . Esto es solo el doble del radio de Júpiter , en línea con la tendencia de las enanas marrones y las estrellas de baja masa a tener un tamaño muy similar.

Comparación entre las dimensiones de la estrella de Barnard, el Sol y Júpiter

Temperatura

A partir del brillo absoluto de la estrella y su radio, es posible derivar su temperatura superficial. Dawson y De Robertis (2004) utilizan el brillo absoluto que calculan y un radio de 0.2 R para derivar una temperatura de 3 134 ± 102 K [4] . Esta medición está bastante de acuerdo con las obtenidas por métodos espectroscópicos . Por ejemplo, Berriman et al. (1992) reportan una temperatura de 3 150 K [42] , dentro de los límites del rango de valores identificados por Dawson y De Robertis (2004). En cambio, Rojas-Ayala et al. (2012) obtuvieron un valor de 3 266 ± 29 K [9] ; sin embargo, la incertidumbre reportada solo tiene en cuenta la derivada de la medición del brillo de la estrella en la banda K y no los errores sistemáticos. Si también se tienen en cuenta, el rango de valores identificado por Dawson y De Robertis (2004) se superpone con el de Rojas-Ayala et al. (2012). Étienne Artigau y col. (2018) promediando las estimaciones de varios estudios durante los últimos 10-15 años, incluido el de Neves et al. de 2014 de 3 338 ± 110 K , adoptan, para su estudio sobre la velocidad radial, una temperatura media de 3 200 K [8] .

Masa

Gravedad superficial
de algunos cuerpos celestes
(la notación de la derecha indica el logaritmo decimal de la aceleración expresada en CGS )
Nombre de pila Gravedad
en m / s 2
Gravedad
log g
sol 274,23 [43] 4.44
Tierra 9,78 [44] 2,99
Estrella de Barnard 1096,48 5.04 [4]

Si se descubriera un objeto orbitando la estrella de Barnard, su masa podría determinarse con notable precisión. Como esto no ha sucedido hasta ahora, todavía es posible estimar la masa de la estrella usando la relación masa-luminosidad . Sin embargo, existen diferentes modelos de esta relación para las enanas rojas y, dependiendo del modelo asumido, se obtienen diferentes resultados. Los relacionados con la estrella de Barnard indican un valor entre 0,14 y 0,17 M . Por ejemplo, Giampapa et al. (1996) [45] , utilizando el modelo de Henry y McCarthy (1993) [46] , reportan un valor de 0.144 M . Utilizando, en cambio, el modelo más reciente de Delfosse et al. (2000) [47] , Dawson y De Robertis (2004) [4] y Muirhead et al. (2012) [5] obtienen un valor de 0.159 M y 0.158 ± 0.013 M ☉ respectivamente . El sitio del consorcio RECONS reporta un valor de 0.16 M , muy cercano a los de Dawson y de Robertis (2004) y Muirhead et al. (2012) [48] .

Teniendo una medida del radio y la masa de la estrella, es posible derivar su gravedad superficial : asumiendo una masa de 0.159 M y un radio de 0.200 R , Dawson y de Robertis (2004) derivan una gravedad superficial de 5.04 log g [4] . Este valor se puede comparar con el del Sol, que es 4.438 log g [43] : esto está determinado por el hecho de que la masa de la estrella de Barnard, como la de otras enanas rojas, tiende a limitarse a un volumen relativamente pequeño.

Al tener una masa pequeña, la estrella de Barnard no tiene un núcleo radiativo como el Sol, sino que transporta su energía a la superficie exclusivamente por convección . En consecuencia, el helio producido en los procesos de fusión nuclear tiende a distribuirse de forma relativamente homogénea en la estrella [49] .

Metalicidad y composición química

No hay acuerdo entre los estudiosos sobre el valor de la metalicidad de la estrella de Barnard, aunque la mayoría está de acuerdo en que es más pobre en metales que el Sol. Gizis (1997) plantea la hipótesis de que la estrella tiene una metalicidad entre -1,0 y -0,5, que significa que tiene entre un 10% y un 32% de los elementos más pesados ​​que el helio presentes en el Sol [50] . Por lo tanto, se ubicaría aproximadamente 0,6 magnitudes por debajo de la secuencia principal y, por lo tanto, en una región intermedia entre las estrellas de la secuencia principal y las subenanas . Esto nos lleva a creer que la estrella no pertenece al halo galáctico , donde hay estrellas con menor metalicidad, pero ni siquiera al disco galáctico , donde las estrellas tienen mayor metalicidad. El erudito la clasifica como una estrella de población intermedia II [50] .

Sin embargo Dawson y De Robertis (2004), analizando los parámetros fundamentales de la estrella, concluyen que nada indica que tenga una metalicidad marcadamente baja y se inclinan hacia una metalicidad similar a la solar [4] .

En un trabajo destinado a estimar la temperatura y metalicidad de 133 enanas rojas cercanas al Sol, Rojas-Ayala et al. (2012) informan una metalicidad de −0,39 ± 0,17 [9] . Una metalicidad de −0,39 equivale a una presencia de metales igual a aproximadamente el 40% de la del sol.

Rotación

Imagen artística de una enana roja

Benedict y col. (1998) utilizó el telescopio espacial Hubble para realizar investigaciones fotométricas sobre la estrella de Barnard y Proxima Centauri . Los estudiosos han encontrado indicios en la estrella de Barnard de una posible variabilidad que tiene una amplitud de 0,02 magnitudes y un período de 130,4 días; sugieren, aunque con cautela, que la variabilidad podría deberse a la presencia de una mancha en la superficie de la estrella y que, por tanto, este período podría coincidir con el de rotación [6] . Si este período tan largo se confirmara, significaría que la estrella de Barnard ha perdido gran parte de su energía de rotación . Por ejemplo, compare este período con el del Sol, que es de 25 días.

Browning y col. (2010) estudiaron la velocidad de rotación de 123 enanas rojas utilizando telescopios Keck . El método utilizado permitió detectar velocidades de rotación superiores a v × sen i ≈ 2,5 km / s ; como en la mayoría de las estrellas estudiadas, el análisis del ensanchamiento de las líneas espectrales y de la actividad cromosférica de la estrella de Barnard no permitió detectar ninguna velocidad de rotación. Por tanto, es inferior a la sensibilidad de los instrumentos de medida utilizados, es decir, el valor de v × sen i es inferior a 2,5 km / s, lo que confirma que la estrella tiene una rotación lenta sobre sí misma [7] .

Edad y evolución futura

Hay muchos indicios de que la estrella de Barnard es una estrella mucho más antigua que el Sol: baja metalicidad, alto movimiento propio, rotación lenta, y el hecho de que hasta 1998 se pensaba que estaba inactiva, es decir, que no presentaba los intensos destellos típicos de jóvenes enanas rojas. Con base en estos datos, Riedel et al. (2005) plantearon la hipótesis de que la edad de la estrella está entre 7 y 12 mil millones de años [10] . Una incertidumbre tan alta se debe a que, como se ha dicho, existen muchas incertidumbres en cuanto a los valores de la metalicidad y la velocidad de rotación; además, como se mencionará en breve, en 1998 se detectó un destello, lo que es indicativo de que la estrella aún está activa.

Como todas las enanas rojas, Barnard's Star tendrá una evolución muy lenta. De hecho, se espera que permanezca en la secuencia principal durante otros 1 000 000 millones de años [51] [52] . A medida que los movimientos convectivos mezclan continuamente el helio producido por las reacciones nucleares, la estrella se volverá uniformemente más rica en helio y más pobre en hidrógeno. Cuando el hidrógeno se vuelve escaso, la estrella comenzará a contraerse, lo que resultará en un aumento de la temperatura y el brillo de la superficie. El aumento de la temperatura superficial provocará un cambio en el color de la estrella (porque la longitud de onda de la radiación emitida depende aproximadamente de la temperatura superficial según la ley de Planck ), que se transformará así en una enana azul [53] .

En las últimas etapas de su evolución, la estrella desarrollará un núcleo radiativo y será notablemente más brillante que antes, alcanzando hasta un tercio del brillo solar. Esto acelerará su evolución y consumirá el hidrógeno residual en el núcleo en plazos relativamente cortos en comparación con la vida total de una enana roja, pero que para una estrella de 0,16 de masa solar es de unos 5 mil millones de años [53] . En este punto, dado que el núcleo nunca alcanzará temperaturas suficientes para desencadenar la fusión del helio , la estrella se contraerá más y se enfriará gradualmente, disminuyendo su brillo para convertirse en una enana blanca de helio [54] [55] .

La voladura de 1998

Varios elementos indican que Barnard's Star tiene una actividad muy moderada. Primero, tiene un flujo de rayos X muy bajo [56] , lo que indica una actividad magnética reducida; en segundo lugar, tiene variaciones de brillo muy limitadas [6] ; finalmente, a diferencia de las enanas rojas activas, las líneas de la serie de Balmer no aparecen en su espectro tanto en emisión como en absorción durante los períodos de inactividad [57] . Dada esta actividad reducida, los estudiosos no esperaban observar las llamaradas típicas de las enanas rojas jóvenes y activas en la estrella.

Impresión artística de una llamarada en una enana roja.

Sin embargo, el 17 de julio de 1998 William Cochran, de la Universidad de Texas en Austin , notó variaciones en las emisiones espectrales que indicaban un destello ; dado que su objetivo principal era la búsqueda de posibles planetas, no profundizó en el estudio del fenómeno. Cuatro años más tarde, Cochran mostró los datos de esa observación a un equipo de investigación dirigido por Diane Paulson, quien analizó cuidadosamente el espectro de la estrella adquirido durante la llamarada. Presentaba las líneas de la serie Balmer en emisión, habitualmente ausentes, además de las líneas de helio, neutro e ionizado una vez, y las líneas de algunos metales neutros. Además, la parte azul del espectro se reforzó tras el aumento de temperatura producido por la explosión. Los investigadores concluyeron que en la región donde ocurrió la llamarada la temperatura había excedido al menos 8 000 K, más del doble de la temperatura superficial normal de la estrella [15] [58] .

El mecanismo que produce las llamaradas no está del todo claro, pero se cree que la causa son los fuertes campos magnéticos que suprimen la convección del plasma y provocan erupciones repentinas: los campos magnéticos fuertes están presentes en las estrellas que giran rápidamente, pero las estrellas viejas tienden a para rotar lentamente sobre su eje, por lo que el destello observado en la estrella de Barnard se considera una rareza [15] .

L'attività stellare osservata ha rinnovato l'interesse attorno alla Stella di Barnard, che potrebbe facilitare la comprensione delle stelle simili a essa. Studi fotometrici delle emissioni di raggi X e UV potrebbero far luce sulla vasta popolazione di vecchie nane rosse della galassia. Tale ricerca ha implicazioni astrobiologiche : dato che le zone abitabili delle nane rosse sono piuttosto vicine alla stella, tutti i pianeti presenti sarebbero stati fortemente influenzati dai brillamenti solari, dai venti stellari e dalle espulsioni di plasma [10] .

Ricerca di pianeti

Immagine artistica di un pianeta orbitante intorno a una nana rossa

Come si è detto, la ricerca di pianeti intorno alla Stella di Barnard ha occupato intensamente gli scienziati fin dagli anni quaranta del Novecento. Attraverso misurazioni sempre più precise, il limite massimo della massa di un possibile pianeta orbitante è stato a mano a mano abbassato, determinando in tal modo quali tipi di pianeti non orbitano intorno alla stella. Da questo punto di vista, la ricerca di pianeti intorno a stelle di piccola massa come quella di Barnard è avvantaggiata perché le perturbazioni prodotte da un pianeta orbitante intorno a esse saranno maggiori rispetto a quelle prodotte da pianeti orbitanti intorno a stelle di grande massa [59] .

Nel 1995 Gatewood è stato in grado di dimostrare che pianeti della massa dieci volte quella di Giove (che è vicino al limite minimo delle nane brune ) non possono esistere intorno alla Stella di Barnard [39] . Nel 1999, è stato compiuto uno studio della stella tramite il telescopio spaziale Hubble che ha permesso di appurare che non possono esistere compagni di massa pari o superiore a 0,8 M J con un periodo orbitale inferiore ai mille giorni (il periodo orbitale di Giove è 4 332 giorni) [6] . Kürster et al. (2003) hanno invece determinato che entro la zona abitabile che circonda la stella non possono esistere pianeti con un valore di M × sin i [N 7] superiore a 7,5 M e massa superiore a 3,1 volte quella di Nettuno [29] ; si tratta di un valore molto inferiore rispetto a quello suggerito originariamente da van de Kamp.

Nel 2013 un gruppo di studiosi guidato da Jieun Choi ha presentato il fino ad allora più accurato studio sulle velocità radiali della Stella di Barnard. Si tratta di un lavoro basato su venticinque anni di osservazioni compiute dall' osservatorio Lick e dall' osservatorio Keck . Negli ultimi otto anni della campagna osservativa (2004-2012) la precisione nella determinazione delle velocità è stata di 2 m/s. Entro questo margine di errore non è stata rilevata alcuna variazione nelle velocità radiali dovuta alla presenza di possibili compagni. Questo ha permesso agli studiosi di escludere che eventuali pianeti con periodo orbitale inferiore a dieci giorni possano avere un valore di M × sin i [N 7] superiore a 2 M ; per periodi orbitali inferiori ai cento giorni sono esclusi valori superiori a ≈3 M e per periodi di meno di due anni sono esclusi valori superiori a 10 M [60] . Infine, nel 2015 le immagini riprese nell'infrarosso con il Gran Telescopio Canarias hanno escluso la presenza di oggetti substellari, come le nane brune , con massa superiore a 20 M J e con una temperatura maggiore di 450 K a una distanza compresa tra 3,6 e 18 au . In questo studio si è presupposto che l'età della stella sia di 7-12 miliardi di anni [61] .

Alcuni astronomi in passato hanno sostenuto che attorno a stelle a bassa metallicità fosse meno probabile la formazione di pianeti rocciosi [35] . Tuttavia studi più recenti, in cui sono stati analizzati i dati di centinaia di stelle osservate da Terra e dal telescopio spaziale Kepler , attestano la presenza di pianeti rocciosi con un raggio fino a quattro volte quello terrestre attorno a stelle con solo il 25% della metallicità del Sole. Ciò sembra suggerire dunque che una bassa metallicità non possa essere direttamente correlata all'assenza di pianeti rocciosi nel sistema [62] . Viceversa, un'alta metallicità sembra invece favorire il formarsi di giganti gassosi , in molti casi anche gioviani caldi con orbite eccentriche [63] [64] , la cui presenza tenderebbe sì a rendere instabili le orbite di eventuali pianeti terrestri nella zona abitabile. Infine, la metallicità è normalmente misurata sulla base dell'abbondanza di ferro rispetto all'idrogeno, ma altri elementi come silicio e magnesio concorrono alla formazione dei pianeti rocciosi [65] .

Esopianeti quasi certamente rocciosi in orbita attorno a una nana rossa a bassissima metallicità ([Fe/H] = -0.42) sono ad esempio quelli scoperti nel 2018 attorno a K2-155 [66] .

Nel novembre 2018 un team di astronomi ha annunciato i risultati di uno studio durato venti anni basato su osservazioni compiute presso l'osservatorio Keck, i telescopi Magellano , il telescopio Lick, lo spettrografo HARPS del telescopio di 3,6 metri dell'ESO , il telescopio nazionale Galileo di La Palma nonché il Very Large Telescope dell' Osservatorio del Paranal . Ne sono risultate 771 osservazioni della velocità radiale della stella aventi una precisione di 0,9-1,8 m/s , consistenti con l'esistenza di un pianeta la cui M × sin i [N 7] è di circa 3,2 M e il cui periodo di rivoluzione è di 233 giorni. La sua orbita ha un semiasse maggiore di circa 0,4 au e una eccentricità di 0,32. I dati inoltre suggeriscono la possibile presenza di un altro pianeta avente una massa di almeno 15 M a una distanza di 4 au dalla stella [19] . La separazione apparente fra il pianeta confermato e la Stella di Barnard dovrebbe raggiungere i 220 mas. Tuttavia, il pianeta dovrebbe essere un miliardo di volte meno luminoso della stella intorno a cui orbita. Ciò rende impossibile la sua osservazione diretta tramite gli strumenti attuali, ma questa dovrebbe essere alla portata di quelli la cui costruzione è programmata nel prossimo decennio [19] .

Segue un prospetto del sistema.

Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità Scoperta
b Super Terra 3,2 M 233 giorni 0,404 au 0,32 2018

Il pianeta si trova vicino al limite della neve e dovrebbe avere una temperatura superficiale che si aggira intorno ai 100 K . Le osservazioni hanno invece escluso la presenza all'interno della zona abitabile di pianeti di massa superiore a 1,2 M . Data la bassa luminosità della Stella di Barnard, la zona abitabile si trova molto più vicino alla stella di quanto non accada nel sistema solare . Ciò ha importanti implicazioni sulla possibilità dell'esistenza della vita su eventuali ulteriori pianeti orbitanti intorno a questa stella.

La scoperta è stata confutata a maggio 2021 a seguito di osservazioni effettuate con lo strumento Habitable Zone Planet Finder [67] (HPF) installato presso il telescopio Hobby-Eberly da 10 metri facente parte dell' Osservatorio McDonald di Austin, gestito dall' Università del Texas , I segnali che in precedenza hanno prodotto il falso positivo sarebbero riconducibili all'attività stellare del sistema, punti scuri simili alle macchie solari ben note sul nostro Sole. [68]

Abitabilità

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Abitabilità di un sistema planetario di una nana rossa .
Immagine artistica di un ipotetico pianeta di tipo terrestre con due lune situato nella zona abitabile di una nana rossa come la Stella di Barnard

Alcuni fattori risultano critici nel determinare l' abitabilità di un eventuale pianeta in orbita attorno alla Stella di Barnard, come accade per tutte le piccole nane rosse. Data la sua bassa luminosità, un pianeta di tipo terrestre dovrebbe trovarsi a una distanza compresa tra 8 e 16 milioni di chilometri dalla stella per avere acqua allo stato liquido in superficie. A una distanza così ridotta corrisponde un periodo orbitale compreso tra i 5 ei 20 giorni, e, a causa delle intense forze mareali , il pianeta molto probabilmente volgerebbe alla stella sempre lo stesso emisfero [35] . Se si fosse stabilita una condizione di rotazione sincrona , difficilmente sarebbe presente acqua liquida sulla superficie del pianeta, poiché sull'emisfero illuminato sarebbero raggiunte temperature superiori a quella di evaporazione dell'acqua, mentre quello in ombra si troverebbe a temperature inferiori a quelle di congelamento. Col tempo, dunque, l'acqua tenderebbe ad accumularsi come ghiaccio nell'emisfero in ombra [69] . Se tuttavia il pianeta fosse dotato di un'atmosfera sufficientemente dinamica da consentire un minimo scambio di calore tra i due emisferi, allora potrebbero sussistere le condizioni per conservare acqua liquida in superficie nelle zone intermedie, lungo i terminatori [70] [71] .

Un altro fattore negativo per l'abitabilità è la variabilità di molte nane rosse, spesso catalogate come variabili BY Draconis per la presenza di macchie sulla superficie che ne variano la luminosità durante la rotazione. Nel caso della Stella di Barnard la luminosità varia di 0,02 magnitudini, valore relativamente basso che non dovrebbe causare drastici cambiamenti su un pianeta dotato di atmosfera . Molto dannosi sono invece i brillamenti emessi soprattutto nei primi miliardi di anni di vita di questo tipo di stelle. Nonostante la Stella di Barnard sia notevolmente meno attiva di altre sue simili, come ad esempio la turbolenta UV Ceti , ha mostrato un brillamento nel 1998, segno che non è completamente quiescente come si pensava in precedenza [58] .

In proporzione i brillamenti e le espulsioni di massa coronale delle nane rosse sono ben più violenti di quelli del Sole, e potrebbero distruggere l'atmosfera di un pianeta che non fosse protetto da un forte campo magnetico ; inoltre la radiazione ultravioletta emessa durante i brillamenti potrebbe essere estremamente nociva per le molecole organiche che formano le basi della vita. Anche per questi motivi, i sostenitori dell' ipotesi della rarità della Terra pensano che i pianeti attorno alle nane rosse non possano sostenere la vita. Tuttavia, i sostenitori del principio di mediocrità della Terra suggeriscono che un pianeta anche in rotazione sincrona ma con un nucleo fuso all'interno potrebbe generare un campo magnetico sufficiente per proteggersi dalle espulsioni di massa; inoltre, se il pianeta avesse un'atmosfera ricca di idrocarburi , come la Terra primordiale o come Titano [72] , avrebbe uno scudo particolarmente efficace contro la radiazione ultravioletta [73] .

L'inaspettato flare del 1998 venne riportato da Diane Paulson, la quale affermò che il "bagliore" azzurrognolo era quello di una stella con una temperatura di 8 000 K, indicando anche che il fenomeno durò circa un'ora e che la luminosità aumentò di mezza magnitudine o forse più [58] . Ciò significa che la luminosità stellare, in quel lasso di tempo, crebbe almeno del 60% rispetto alla norma [N 8] . Un aumento del genere è ben più significativo rispetto alla variabilità dovuta alla presenza delle macchie e potenzialmente distruttivo per un pianeta non adeguatamente protetto da un campo magnetico e da una spessa atmosfera [74] .

Se, per quanto detto, non fosse possibile che si sia sviluppata vita su un eventuale pianeta attorno alla Stella di Barnard, ciò non esclude che essa non possa formarsi in un lontano futuro. A causa della loro longevità non è possibile osservare lo stadio finale di una nana rossa; tuttavia secondo i modelli teorici, le stelle con una massa inferiore a 0,25 masse solari, all'esaurirsi dell'idrogeno interno, non entrano nello stadio di gigante rossa ma accelerano il processo di fusione dell'idrogeno aumentando la loro temperatura superficiale e diventando delle nane blu [53] . Nel caso di una stella con massa di 0,16 M il suo raggio dovrebbe aumentare "solo" del 50-60%, per poi contrarsi in seguito allo sviluppo del nucleo radiativo, e la sua luminosità aumenterà di oltre cento volte quella attuale. Eventuali pianeti che orbitano oltre il limite della neve nelle condizioni attuali della Stella di Barnard, potrebbero venire a trovarsi in futuro in una zona temperata e, se così fosse, tali condizioni potrebbero perdurare per più di 5 miliardi di anni, più che sufficienti perché si possano sviluppare forme di vita complessa [53] .

Progetto Daedalus

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Progetto Daedalus .

Fra il 1973 e il 1978, quando fervevano i dibattiti sulla possibile presenza di pianeti in orbita attorno alla stella di Barnard, questa venne scelta come obiettivo del Progetto Daedalus , uno studio per una sonda spaziale senza equipaggio che fosse in grado di raggiungere una stella vicina al Sole utilizzando tecnologie esistenti o di prossima realizzazione [32] [75] .

La soluzione proposta prevedeva un razzo a fusione nucleare , alimentato da una miscela di deuterio / elio-3 che avrebbe accelerato la sonda per quattro anni fino a raggiungere il 12% della velocità della luce . La stella sarebbe stata così raggiunta in 50 anni, entro la durata della vita media umana [32] . Il razzo avrebbe dovuto essere costruito in orbita terrestre, avere una lunghezza di circa 190 metri, un massa di 54 000 t , tra cui 50 000 t di carburante e 500 t di carico scientifico, inclusi due telescopi ottici da 5 metri di apertura e due radiotelescopi da 20 metri di apertura. Dopo 25 anni di viaggio essi avrebbero iniziato a esaminare l'area attorno alla Stella di Barnard per individuare e studiare i pianeti del sistema [76] .

Il cielo visto dalla Stella di Barnard

Il cielo che potrebbe essere visto da un corpo obitante attorno alla Stella di Barnard in direzione del Sole, in una simulazione di Celestia . In questo caso la Stella di Barnard è vista in primo piano da un pianeta distante circa 0,1 au

Il cielo visto da un ipotetico osservatore posto su un ipotetico pianeta orbitante intorno alla Stella di Barnard sarebbe leggermente diverso da quello visto dalla Terra. Il Sole sarebbe una stella luminosa di magnitudine +1,13 e brillerebbe nella costellazione dell'Unicorno [N 9] , al confine con la costellazione di Orione ; esso sarebbe situato sulla direttrice che dalla cintura di Orione conduce a Sirio , apparentemente più vicino ad Alnitak . La stella più luminosa del cielo sarebbe Canopo , in quanto Sirio dista dalla Stella di Barnard oltre 14 anni luce e, con una magnitudine apparente di −0,3, sarebbe scavalcata in brillantezza anche da Vega , distante dalla Stella di Barnard "solo" 20 anni luce. Più brillante sarebbe anche Altair , di magnitudine 0, e Arturo , che a 34 anni luce di distanza brillerebbe di magnitudine −0,23 [N 10] .

Nonostante il Sole sia la seconda stella in assoluto più vicina alla Stella di Barnard, nel cielo di quest'ultima sarebbe solo la 17ª stella più brillante, superata di poco anche da α Centauri , di magnitudine 0,9. La stella in assoluto più vicina alla Stella di Barnard, Ross 154 , è invece anch'essa una debole nana rossa che non sarebbe visibile a occhio nudo [N 10] .

Nella fantascienza

A causa della sua vicinanza alla Terra e delle ipotesi che sono state avanzate circa l'esistenza di un sistema planetario, la Stella di Barnard è stata citata in diverse opere di fantascienza . Nel romanzo La legione dello spazio di Jack Williamson , pubblicato nel 1947 ma ispirato a una serie di racconti apparsi sulla rivista Astounding nel 1934, intorno alla Stella di Barnard orbita un pianeta gigante abitato da feroci animali simili a meduse , della grandezza di un elefante, aventi quattro occhi e che volano muovendo centinaia di tentacoli [77] . Ne Il corridoio nero , un romanzo pubblicato nel 1969 da Michael Moorcock , il pianeta Munich 15040 , orbitante intorno alla Stella di Barnard, è la meta di un gruppo di profughi in fuga da una Terra ove la società umana è in dissoluzione [78] . Nel romanzo Navi spaziali dal 2000 al 2100 , pubblicato nel 1978 da Stewart Cowley e facente parte della serie Terran Trade Authority , un pianeta in orbita attorno alla Stella di Barnard è il luogo di una misteriosa apparizione che prende la forma di un'astronave non identificata [79] . Nella serie Guida galattica per gli autostoppisti (1978-), di Douglas Adams , la Stella di Barnard è una stazione di passaggio per viaggiatori interstellari, mentre ne La lega dei mondi ribelli , romanzo del 1981 di CJ Cherryh , essa è la stella intorno alla quale orbita la Stazione spaziale Alfa , la prima delle stazioni costruite al di fuori del sistema solare [80] , e viene citata anche nel triplo episodio Inseguimento nella quarta dimensione della serie televisiva Galactica 1980 , quando viene ipotizzato dal Dottor Zee che i Cyloni si trovino sulla Stella di Barnard in attesa dell'arrivo dei "Galattici" sulla Terra, prima dell'attacco finale [81] .

La Stella di Barnard era una delle preferite di Robert L. Forward , che la inserì in numerosi libri. In Rocheworld (1982 1 ), il sistema della stella comprende un pianeta di tipo gioviano, Gargantua , e un pianeta doppio di tipo terrestre chiamato Rocheworld , formato da un mondo roccioso ( Roche ) e da uno completamente coperto da un oceano ( Eau ) [82] . In Marooned on Eden (1993), dello stesso ciclo, l'astronave Prometheus compie un viaggio di 40 anni per arrivare a Zuni , luna abitabile di Gargantua [83] . In Timemaster (1992), dello stesso autore, un milionario compie un viaggio di sei anni verso la stella per aprire un wormhole [84] . Nella tetralogia dei Canti di Hyperion (1989–1997), di Dan Simmons , la Stella di Barnard possiede un pianeta coltivato, chiamato Mondo di Barnard , patria di Rachel e Sol Weintraub, uno dei sette pellegrini protagonisti dei primi due romanzi [85] . Nel romanzo Il giardino di Rama (1991), scritto da Arthur C. Clarke e Gentry Lee , attorno alla stella vi è una stazione di passaggio per grandi navi-mondo cilindriche [86] . Nel romanzo a fumetti Vita su un altro pianeta , di Will Eisner , la storia, ambientata sulla Terra, ha inizio quando viene captato un segnale di vita intelligente proveniente dalla Stella di Barnard [87] .

La Stella di Barnard compare anche in alcuni videogiochi , quali Frontier: Elite II (1993), Frontier: First Encounters (1995), Terminal Velocity (1995), DarkSpace (2001), nel gioco di ruolo Traveller (1998).

Note

Note al testo
  1. ^ Da parallasse.
  2. ^ Una declinazione di 4°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 86°; il che equivale a dire che a nord dell'86°N l'oggetto si presenta circumpolare , mentre a sud dell'86°S l'oggetto non sorge mai.
  3. ^ Il moto proprio totale può essere calcolato mediante la seguente formula:
    dove μ α è il moto proprio in ascensione retta, μ δ è il moto proprio in declinazione e δ è la declinazione. Nel caso della Stella di Barnard si ottiene:
    quindi μ è uguale a 10 358,76 mas . Cfr. DS Birney et al . , p. 75 , 2006. Accessibile tramite Google.Books . URL consultato il 14 luglio 2018.
  4. ^ Noto il moto proprio di una stella μ, espresso in arcosecondi/anno, e la distanza d , espressa in parsec , allora la velocità trasversale è data dalla seguente relazione:
    Nel caso della Stella di Barnard si ottiene:
    La velocità trasversale è quindi uguale a 89,28 km/s. Cfr. Steven R. Majewski, Stellar Motions: Parallax, Proper Motion, Radial Velocity and Space Velocity , su astro.virginia.edu , University of Virginia. URL consultato il 7 ottobre 2018 (archiviato dall' url originale il 25 gennaio 2012) .
  5. ^ In base al teorema di Pitagora , la velocità V si ottiene tramite la formula:
    km/s
    dove è la velocità radiale e la velocità trasversale.
  6. ^ Poiché la luminosità di un oggetto è inversamente proporzionale al quadrato della distanza, la differenza fra le magnitudini m 1 e m 2 di un oggetto giacente alle distanze d 1 e d 2 è data dalla relazione:
    Per la Stella di Barnard, data la distanza attuale di 1,82 pc e la distanza minima di 1,15 pc, si ottiene:
    Pertanto alla distanza minima, la stella avrà circa una magnitudine in meno rispetto a quella attuale. Essendo la magnitudine attuale circa 9,5, si ottiene il valore approssimativo di 8,5. Cfr. Astronomical Distances and Magnitudes , su splung.com . URL consultato il 20 luglio 2013 .
  7. ^ a b c M è la massa del pianeta e i è la sua inclinazione orbitale .
  8. ^ dove è il rapporto delle luminosità e la differenza di magnitudine.
  9. ^ Essendo il Sole di magnitudine assoluta 4,83 e distando 1,82 pc dalla Stella di Barnard, la sua magnitudine apparente sarebbe di:
    .
  10. ^ a b Come verificato tramite il software di simulazione spaziale Celestia .
Fonti
  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r SIMBAD .
  2. ^ a b c ( EN ) CL Watson et al. , V2500 Oph , su The International Variable Star Index (VSX) , American Association of Variable Star Observers , 2006, Bibcode : 2006SASS...25...47W . URL consultato il 14 luglio 2018 .
  3. ^ a b D. Ségransan et al. , 2003.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l PC Dawson e MM De Robertis , 2004.
  5. ^ a b c d PS Muirhead et al . , 2012.
  6. ^ a b c d e GF Benedict et al . , 1998.
  7. ^ a b MK Browning et al . , 2010.
  8. ^ a b E. Artigau et al . , p. 3 , 2018.
  9. ^ a b c B. Rojas-Ayala et al . , 2012.
  10. ^ a b c AR Riedel et al . , 2005.
  11. ^ ( EN ) The 100 nearest star system , su chara.gsu.edu , RECONS . URL consultato il 19 luglio 2013 (archiviato dall' url originale il 12 novembre 2007) .
  12. ^ Stella freccia di Barnard , in Dizionario delle scienze fisiche , Istituto dell'Enciclopedia Italiana, 1996. URL consultato il 28 gennaio 2018 .
  13. ^ a b EE Barnard , 1916.
  14. ^ ( EN ) Parallax of Barnard's "Runaway" Star , in Nature , vol. 99, n. 2484, giugno 1917, p. 293, DOI : 10.1038/099293a0 .
  15. ^ a b c DB Paulson et al. , 2005.
  16. ^ a b P. van de Kamp , 1969 b.
  17. ^ a b WD Heintz , 1976.
  18. ^ Una super-Terra in orbita intorno alla stella di Barnard , su eso.org , 14 novembre 2018. URL consultato il 15 novembre 2018 .
  19. ^ a b c I. Ribas et al . , 2018.
  20. ^ P. van de Kamp , 1963.
  21. ^ P. van de Kamp , 1969 a.
  22. ^ G. Gatewood e H. Eichhorn , 1973.
  23. ^ JL Hershey , 1973
  24. ^ a b GH Bell , Sez. 2 , 2001.
  25. ^ P. van de Kamp , 1982.
  26. ^ ( EN ) Bill Kent, Barnard's Wobble ( PDF ), in Swarthmore College Bulletin , Swarthmore College, marzo 2001, pp. 28-31. URL consultato il 14 luglio 2018 .
  27. ^ RF Jameson et al . , 1983.
  28. ^ RM Winglee et al . , 1986.
  29. ^ a b c d e M. Kürster et al. , 2003.
  30. ^ ( EN ) Abel Mendez, A New Search for Extrasolar Planets from the Arecibo Observatory , su phl.upr.edu , Planetary Habitability Laboratory, University of Puerto Rico at Arecibo, 12 luglio 2017. URL consultato il 16 luglio 2018 .
  31. ^ ( EN ) Oana Sandu, Red Dots: The Live Search for Terrestrial Planets around Proxima Centauri Continues , su eso.org , Osservatorio Europeo Australe (ESO), 19 giugno 2017. URL consultato il 16 luglio 2018 .
  32. ^ a b c ( EN ) David Darling, Project Daedalus , su daviddarling.info , The Encyclopedia of Science. URL consultato l'11 ottobre 2018 .
  33. ^ F. van Leeuwen , 2007.
  34. ^ ( EN ) Erik Anderson e Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation , in Astronomy Letters , 23 marzo 2012. URL consultato il 22 novembre 2018 . arΧiv : 1108.4971
  35. ^ a b c d e SOLSTATION .
  36. ^ ( EN ) James B. Kaler , Barnard's Star (V2500 Ophiuchi) , su Stars , novembre 2005. URL consultato il 14 luglio 2018 .
  37. ^ VV Bobylev , 2010.
  38. ^ RAJ Matthews , 1994.
  39. ^ a b GD Gatewood , 1995.
  40. ^ C. Koen et al. , 2010.
  41. ^ BF Lane et al . , 2001.
  42. ^ G. Berriman et al. , 1992.
  43. ^ a b ( EN ) Eric Mamajek, Basic Astronomical Data for the Sun (BADS) ( TXT ), su pas.rochester.edu , University of Rochester, 30 dicembre 2012. URL consultato il 19 dicembre 2018 (archiviato dall' url originale il 2 maggio 2013) .
  44. ^ ( EN ) Earth Fact Sheet , su nssdc.gsfc.nasa.gov .
  45. ^ MS Giampapa et al. , 1996.
  46. ^ TJ Henry e DW McCarthy , 1993.
  47. ^ X. Delfosse et al. , 2000.
  48. ^ The 100 Nearest Star Systems , su chara.gsu.edu , RECONS , 1º gennaio 2012. URL consultato l'11 ottobre 2018 (archiviato dall' url originale il 13 maggio 2012) .
  49. ^ CJ Hansen et al . , Sez. §2.2.1 , 2012.
  50. ^ a b JE Gizis , p. 820 , 1997.
  51. ^ CE Rolfs e WS Rodney , 1994.
  52. ^ ( EN ) Main Sequence Lifetime , su astronomy.swin.edu.au ,Università di tecnologia Swinburne . URL consultato il 15 giugno 2018 .
  53. ^ a b c d G. Laughlin et al . , 1997.
  54. ^ ( EN ) Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology, 5 ottobre 2006. URL consultato il 20 giugno 2018 .
  55. ^ FC Adams e G. Laughlin , 1997.
  56. ^ M. Hünsch et al . , 1999.
  57. ^ W. Herbst e AC Layden , 1987.
  58. ^ a b c Ken Croswell, A Flare for Barnard's Star , su Astronomy Magazine , Kalmbach Publishing Co, novembre 2005. URL consultato il 14 luglio 2018 .
  59. ^ Endl et al. , 2003.
  60. ^ J. Choi et al . , 2013.
  61. ^ B. Gauza et al . , 2015.
  62. ^ ( EN ) Whitney Clavin, JD Harrington e Michele Johnson, Small Planets Don't Need 'Heavy Metal' Stars to Form , su jpl.nasa.gov , NASA, 13 giugno 2012. URL consultato il 18 giugno 2018 .
  63. ^ Buchhave et al. , 2014.
  64. ^ ( EN ) Vardan Adibekyan, Star-planet connection: The role of stellar metallicity ( PDF ), Towards Other Earths II. The Star-Planet Connection, 15-19 settembre 2014, Porto, Portogallo , 2014. URL consultato il 18 giugno 2018 .
  65. ^ V. Adibekyan et al. , 2016.
  66. ^ T. Hirano et al. , 2018.
  67. ^ ( EN ) Suvrath Mahadevan, Larry Ramseya et al. , The Habitable Zone Planet Finder: A Proposed High Resolution NIR Spectrograph for the Hobby Eberly Telescope to Discover Low Mass Exoplanets around M Dwarfs ( PDF ), in Proceedings of SPIE - The International Society for Optical Engineering , luglio 2010, DOI : 10.1117/12.857551 .
  68. ^ ( EN ) Jack Lubin, Paul Robertson et al. , Stellar Activity Manifesting at a One Year Alias Explains Barnard b as a False Positive , 14 maggio 2021.
  69. ^ R. Heller et al. , 2011.
  70. ^ MJ Heath et al. , 1999.
  71. ^ K. Ashok , 2014.
  72. ^ L'atmosfera primordiale della Terra? Simile a quella di Titano , su lescienze.it , Le Scienze , 2010. URL consultato il 15 giugno 2018 .
  73. ^ ( EN ) Matt A. Tilley, Antìgona Segura, Victoria S. Meadows, Suzanne Hawley e James Davenport, Modeling Repeated M-dwarf Flaring at an Earth-like Planet in the Habitable Zone: I. Atmospheric Effects for an Unmagnetized Planet ( PDF ), 22 novembre 2017, arXiv : 1711.08484v1 .
  74. ^ ( EN ) Michael Schirber, Living with a red dwarf , su astrobio.net . URL consultato il 15 giugno 2018 .
  75. ^ A. Bond e A. Martin , 1976.
  76. ^ ( EN ) Alan Bellows, The Daedalus starship , su damninteresting.com , 14 dicembre 2006. URL consultato il 14 luglio 2018 .
  77. ^ Jack Williamson, La legione dello spazio , Milano, Mondadori, 1992, ISBN 88-04-36580-3 .
  78. ^ Michael Moorcock, Il corridoio nero , Mondadori, 2014 [1972] , ISBN 88-520-4656-9 .
  79. ^ Stewart Cowley, Navi spaziali dal 2000 al 2100 , Milano, Fabbri, 1979, ISBN non esistente.
  80. ^ Carolyn J. Cherryh, La lega dei mondi ribelli , Milano, Nord, 1988, ISBN 978-88-429-0389-5 .
  81. ^ Michael Resnick, Battlestar Galactica 5: Galactica Discovers Earth , New York, Berkley Books, 1982, ISBN 0-425-07476-5 .
  82. ^ Robert Forward, Rocheworld , Wake Forest (NC), Baen Books, 1990, ISBN 978-0-671-69869-0 .
  83. ^ Robert Forward, Marooned on Eden , Wake Forest (NC), Baen Books, 1993, ISBN 978-0-671-72180-0 .
  84. ^ Robert Forward, Timemaster , New York, Tom Doherty, 1992, ISBN 978-0-8125-1644-9 .
  85. ^ Dan Simmons, Hyperion , Roma, Fanucci, 2011, ISBN 978-88-347-1815-5 . ; Dan Simmons, La caduta di Hyperion , Roma, Fanucci, 2011, ISBN 978-88-347-1816-2 . ; Dan Simmons, Endymion , Roma, Fanucci, 2011, ISBN 978-88-347-1817-9 . ; Dan Simmons, Il risveglio di Endymion , Roma, Fanucci, 2011, ISBN 978-88-347-1818-6 .
  86. ^ Arthur C. Clarke e Gentry Lee, Il giardino di Rama , Milano, Rizzoli, 1992, ISBN 88-17-67281-5 .
  87. ^ Will Eisner, Vita su un altro pianeta , Puntozero, Kappa Edizioni , 2004. Traduzione di K. Ortolani e A. Plazzi. ISBN 978-88-7471-065-2 )

Bibliografia

Testi generici

  • L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) D. Scott Birney, Guillermo González e David Oesper, Observational astronomy , 2ª ed., Cambridge, UK, Cambridge University Press, 2006, ISBN 0-521-85370-2 .

Sulle stelle

  • ( EN ) Martha Evans Martin e Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, ISBN 0-486-21099-5 .
  • ( EN ) Claus E. Rolfs e William S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics , University of Chicago Press, 1994, ISBN 0-387-94138-X .
  • RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, ISBN 0-521-45885-4 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, ISBN 978-0-471-70410-2 .
  • ( EN ) Carl J. Hansen, Steven D Kawaler e Virginia Trimble, Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution , Springer, 2012 [1994] , ISBN 978-1-4684-0214-8 .

Pubblicazioni scientifiche

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 2 giugno 2018 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

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Collegamenti esterni

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