Barnard se Ster

Barnard se Ster, ook soms bekend as Barnard se Drosterster, is ’n rooi dwergster met ’n lae massa sowat ses ligjare van die Aarde in die sterrebeeld Slangdraer. Dit is die vierde naaste ster aan die son ná die drie sterre van die Alpha Centauri-stelsel, en dus die naaste enkelster. Ondanks sy nabyheid is Barnard se Ster nie met die blote oog sigbaar nie, aangesien dit ’n skynbare helderheid van meer as 9 het. Dit is genoem na die Amerikaanse sterrekundige E.E. Barnard. Hy was nie die eerste persoon wat dit gesien het nie, maar hy het in 1916 die ster se eiebeweging gemeet as 10,3 boogsekondes per jaar – dit is die grootste bekende eiebeweging van enige ster relatief tot die Son.

Barnard se Ster is al deeglik bestudeer – seker die meeste van alle M-dwergsterre vanweë sy nabyheid en gunstige posisie naby die hemelewenaar. Histories is navorsing gefokus op die ster se eienskappe, sy astrometrie en die moontlikheid van planete.

Die ster was ook al in omstredenheid gehul. ’n Dekade lank, van die vroeë 1960's tot die vroeë 1970's, het Peter van de Kamp beweer die ster het ’n gasreus wat om hom wentel. Dit is verkeerd bewys, maar in November 2018 is 'n planeet van sowat 3,2 aardes "met 'n sekerheid van 99%" om die ster ontdek ná 20 jaar van navorsing.

Oorsig 

Barnard se Ster is ’n rooi dwerg van die dowwe spektraaltipe M4 en is te dof om met die blote oog te sien. Sy skynbare helderheid is 9,54, in vergelyking met −1,5 vir Sirius, die helderste ster aan die nagruim, en sowat 6 vir die dofste voorwerp wat met die blote oog gesien kan word.

Teen ’n geskatte 7 tot 12 miljard jaar is Barnard se Ster heelwat ouer as die Son, en waarskynlik een van die Melkweg se oudste sterre. Dit het al ’n groot deel van sy rotasie-energie verloor en veranderinge in sy helderheid dui aan dat hy maar elke 130 dae om sy as draai, in vergelyking met die Son se net meer as 25 dae. Vanweë sy ouderdom is geglo daar vind nie meer steraktiwiteit plaas nie, maar in 1998 het sterrekundiges intense opvlamming waargeneem, wat bewys het Barnard se Ster is ’n opvlamster. Dit het die veranderlike ster-naam V2500 Ophiuchi.

Die eiebeweging van die ster stem ooreen met ’n relatiewe sydelingse spoed tot die Son (vanaf die Aarde gesien) van 90 km/s. Sy radiale snelheid in die Son se rigting kan aan sy blouverskuiwing gemeet word. Die moderne meting is 110,8 km/s. Dié meting, tesame met sy eiebeweging, dui op ’n ware spoed in die rigting van die Son van sowat 142,7 km/s. Die ster sal omstreeks 9800 n.C. op sy naaste aan die Son kom: sowat 3,75 ligjare. Teen dié tyd sal hy egter nie die naaste ster aan die Son wees nie omdat Proxima Centauri nóg nader aan die Son sou beweeg het. Op sy naaste aan ons sal Barnard se Ster steeds nie met die blote oog gesien kan word nie, want sy skynbare helderheid sal dan sowat 8,5 wees. Daarna sal hy geleidelik weg van die Son beweeg.

Die ster se massa is sowat 14% van ’n sonmassa en dit het ’n radius van 15% tot 20% van dié van die Son. Sy temperatuur is sowat 3 134(±102) kelvin. Dit is so dof dat as dit so ver van die Aarde af gewees het as wat die Son is, dit net 100 keer so helder soos ’n volmaan sou gewees het.

Sy metaalinhoud is sowat 10% tot 32% dié van die Son. Dit is tipies van die ou, rooi dwerge van populasie II, hoewel sy metaalinhoud effens hoër is, en hy word dus as ’n "intermediêre populasie II-ster" geklassifiseer.

Planeetstelsel

In November 2018 het ’n internasionale span sterrekundiges aangekondig hulle het ’n superaarde in ’n wentelbaan redelik naby aan Barnard se Ster ontdek. Die groot span is gelei deur Ignasi Ribas van Spanje en hul werk sluit twee dekades van waarneming in.

Die planeet, wat Barnard se Ster b genoem word, is naby die stelsel se sneeulyn, wat die ideale plek is vir die ysige akkresie van proto-planetêre materiaal. Dit wentel elke 233 dae op ’n afstand van 0,4 AE om die ster en het ’n massa van 3,2 aardes. Dit is moontlik yskoud, met ’n geraamde oppervlaktemperatuur van sowat  en lê buite Barnard se Ster se bewoonbare sone. Meer werk is egter nodig oor die planeet se atmosferiese toestande om die oppervlaktoestande beter te verstaan.

Vorige soektogte na planete

Tussen omstreeks 1963 en 1973 het baie sterrekundiges ’n bewering deur Peter van de Kamp aanvaar dat Barnard se Ster een of meer planete min of meer so groot soos Jupiter het. Hy het deur middel van astronomie waargeneem dat daar ’n versteuring in die eiebeweging van die ster is wat dui op ’n planeet van 1,6 keer die grootte van Jupiter en sy bevindinge in 1963 bekend gemaak. In 1969 het hy gemeen daar is twee planete – van 1,1 en 0,8 keer die grootte van Jupiter.

Ander sterrekundiges het Van de Kamp se eksperimente herhaal en van hulle het sy bewerings verwerp. Van de Kamp het nooit erken dat hy dalk ’n fout gemaak het nie en het tot in 1982 nog by sy standpunt gehou. Hy is in 1995 oorlede.

Hoewel die moontlikheid van planete om Barnard se Ster steeds genoem is, is geen vroeëre bewyse gevind dat daar wel enige planete is nie. Deur die bestudering van ’n ster se beweging kan sterrekundiges wel vasstel watter soorte planete nie om hom kan wentel nie. M-sterre is maklik om te bestudeer omdat hul laer massas maak dat afwykings makliker opgespoor kan word. George Gatewood het in 1995 bevind planete met ’n massa van 10 keer meer as dié van Jupiter kan nie om Barnard se Ster voorkom nie. In 1999 is ná studies met die Hubble-ruimteteleskoop ook planete van 0,8 keer Jupiter se massa met ’n wenteltyd van minder as 1 000 dae uitgesluit, terwyl Kuerster in 2003 vasgestel het dat planete met ’n massa van meer as 3,1 dié van Neptunus, nie moontlik is in die bewoonbare sone om die ster nie.

Buursterre 
Die omgewing waarin Barnard se Ster voorkom, stem baie ooreen met die Son s’n. Sy buursterre is meestal die grootte van rooi dwerge, die kleinste en mees algemene stersoort. Sy naaste buurman is tans die rooi dwerg Ross 154, op ’n afstand van sowat 5,41 ligjare. Die volgende naaste sterre is die Son en dan Alpha Centauri. Van Barnard se Ster af sal die Son aan die teenoorgestelde kant van die lugruim te sien wees, by regte klimming 5h 57m 48,5s en deklinasie -04° 41′ 36″, in die oostelike deel van die sterrebeeld Eenhoring. Die absolute magnitude van die Son is 4,83 en dit sal dus helder van daar af wees, omtrent soos die ster Pollux van die Aarde af.

Verwysings

Eksterne skakels 
 
 

  Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Gliese-voorwerpe
Slangdraer (sterrebeeld)
Sterre met eiename
Veranderlike sterre
M-tipe hoofreekssterre