Barnard's Star
Barnard's Star
Barnardova hvězda / ˈ b ɑːr n ər d z / je červený trpaslík asi šest světelných let od Země v souhvězdí Ophiuchus . Je to čtvrtá nejbližší známá jednotlivá hvězda ke Slunci po třech složkách systému Alfa Centauri a nejbližší hvězda na severní nebeské polokouli .Jeho hvězdná hmotnost je asi 14 % hmotnosti Slunce. Navzdory své blízkosti má hvězda slabou zdánlivou velikost +9,5 a je pro ně neviditelnávolné oko ; v infračerveném světle je mnohem jasnější než ve viditelném světle .
Hvězda je pojmenována po americkém astronomovi E. E. Barnardovi , který v roce 1916 změřil její správný pohyb jako 10,3 úhlových sekund za rok vzhledem ke Slunci, což je nejvyšší hodnota známá pro jakoukoli hvězdu. Hvězda se již dříve objevila na fotografických deskách Harvardské univerzity v letech 1888 a 1890.
Barnardova hvězda patří mezi nejstudovanější červené trpaslíky kvůli své blízkosti a příznivé poloze pro pozorování v blízkosti nebeského rovníku .Historicky se výzkum Barnardovy hvězdy soustředil na měření jejích hvězdných charakteristik, její astrometrii a také zpřesňování limitů možných extrasolárních planet . Ačkoli je Barnardova hvězda prastará, stále zažívá hvězdné vzplanutí , jeden byl pozorován v roce 1998.
Od začátku 60. do začátku 70. let Peter van de Kamp tvrdil, že kolem Barnardovy hvězdy obíhají planety. Jeho konkrétní tvrzení o velkých plynových obrech byla po dlouhých debatách v polovině 70. let vyvrácena.
V listopadu 2018 bylo hlášeno, že kandidát na planetární souputnici super-Země známý jako Barnardova hvězda b obíhal Barnardovu hvězdu. Věřilo se, že má minimálně 3,2 M hmotnosti Země (hmotnosti Země) a oběžné dráze0,4 AU Práce představené v červenci 2021 však existenci této planety zpochybňují.
Pojmenování
V roce 2016 zorganizovala Mezinárodní astronomická unie pracovní skupinu pro hvězdná jména (WGSN) , která měla katalogizovat a standardizovat vlastní jména hvězd. WGSN schválila název Barnardova hvězda pro tuto hvězdu dne 1. února 2017 a nyní je zahrnuta do seznamu hvězdných jmen schválených IAU.
Popis
Barnard's Star, ukazující polohu každých 5 let v období 1985-2005
Barnardova hvězda je červený trpaslík slabého spektrálního typu M4 a je příliš slabý na to, aby byl vidět bez dalekohledu . Jeho zdánlivá velikost je 9,5.
Ve stáří 7-12 miliard let je Barnardova hvězda podstatně starší než Slunce, které je staré 4,5 miliardy let, a může být jednou z nejstarších hvězd v galaxii Mléčná dráha . Barnardova hvězda ztratila velkou část rotační energie a periodické mírné změny její jasnosti naznačují, že se otočí jednou za 130 dní ( Slunce se otočí za 25). Vzhledem ke svému věku se dlouho předpokládalo, že Barnardova hvězda je z hlediska hvězdné aktivity klidná. V roce 1998 astronomové pozorovali intenzivní hvězdnou erupci , která ukázala, že Barnardova hvězda je erupční hvězda . Barnardova hvězda má označení proměnná hvězdaV2500 Ophiuchi. V roce 2003 představila Barnardova hvězda první detekovatelnou změnu v radiální rychlosti hvězdy způsobenou jejím pohybem. Další variabilita v radiální rychlosti Barnardovy hvězdy byla připisována její hvězdné aktivitě.
Vzdálenosti k nejbližším hvězdám od doby před 20 000 lety do 80 000 let v budoucnosti
Správný pohyb Barnardovy hvězdy odpovídá relativní boční rychlosti 90 km/s. 10,3 úhlových sekund, které urazí za rok, představuje čtvrtinu stupně za lidský život, což je zhruba polovina úhlového průměru Měsíce v úplňku.
Radiální rychlost Barnardovy hvězdy směrem ke Slunci je měřena od jejího modrého posuvu na -110 km/s. V kombinaci s jeho správným pohybem to dává prostorovou rychlost (skutečnou rychlost vzhledem ke Slunci) -142,6 ± 0,2 km/s. Barnardova hvězda se nejvíce přiblíží ke Slunci kolem 11 800 CE, kdy se přiblíží na asi 3,75 světelných let.
Proxima Centauri je nejbližší hvězdou ke Slunci na pozici, která je od něj v současnosti vzdálená 4,24 světelných let. Navzdory ještě bližšímu průletu Barnardovy hvězdy ke Slunci v roce 11 800 CE to však stále nebude nejbližší hvězda, protože v té době se Proxima Centauri přesune do ještě bližší blízkosti Slunce. V době nejbližšího průchodu hvězdy kolem Slunce bude Barnardova hvězda stále příliš slabá na to, aby ji bylo možné vidět pouhým okem, protože její zdánlivá magnituda se do té doby zvýší pouze o jednu magnitudu na přibližně 8,5, přičemž stále bude 2,5 velikosti nedosahující viditelnosti pouhým okem.
Barnardova hvězda má hmotnost asi 0,14 hmotností Slunce ( M ), a poloměr 0,2 krát větší než Slunce. Ačkoliv má tedy Barnardova hvězda zhruba 150krát větší hmotnost než Jupiter ( M ), její poloměr je pouze zhruba 2krát větší, a to kvůli mnohem vyšší hustotě. Jeho efektivní teplota je 3 100 kelvinů a má vizuální svítivost 0,0004 sluneční svítivosti . Barnardova hvězda je tak slabá, že pokud by byla ve stejné vzdálenosti od Země jako Slunce, vypadala by jen 100krát jasnější než Měsíc v úplňku, srovnatelná s jasností Slunce na 80astronomické jednotky .
Barnardova hvězda má 10-32 % sluneční metalicity .Metalicita je podíl hvězdné hmoty tvořený prvky těžšími než helium a pomáhá klasifikovat hvězdy vzhledem ke galaktické populaci. Zdá se, že Barnardova hvězda je typická pro staré hvězdy populace II červených trpaslíků , ale jsou to také obecně na kov chudé halo hvězdy . I když je Barnard's Star metallicita subsolární, je vyšší než metalicita halo hvězdy a je v souladu s nejnižším koncem hvězdného rozsahu disků bohatých na kovy ; toto, plus jeho vysoký prostorový pohyb, vedly k označení "hvězda střední populace II", mezi halo a diskovou hvězdou. Ačkoli některé nedávno publikované vědecké práce uvádějí mnohem vyšší odhady metalicity hvězdy, velmi blízké úrovni Slunce, mezi 75 a 125 % sluneční metalicity.