Барнардова Ѕвезда

Барнардова ѕвезда —мала црвено џуџеста ѕвезда која се наоѓа во соѕвездието Змијоносец. Таа се наоѓа на растојание од 5.96 светлосни години (1.83 парсеци) од Земјата. Таа е четвртата најблиска позната поединечна ѕвезда до Сонцето по трите компоненти на системот Алфа Кентаур и е најблиската ѕвезда на северната небесна полутопка. Нејзината ѕвездена маса е околу 16% од Сонцето, а има 19% од пречникот на Сонцето. И покрај нејзината близина, ѕвездата има слаба привидна величина од +9,5 и е невидлива со голо око; таа е многу посветла преку инфрацрвено набљудување отколку во видливата светлина.
Ѕвездата е именувана по Едвард Емерсон Барнард, американски астроном кој во 1916 година го измерил нејзиното правилно движење на 10,3 лачни секунди годишно во однос на Сонцето, највисокото познато за која било ѕвезда. Ѕвездата претходно се појавила на фотографските плочи на Универзитетот Харвард во 1888 и 1890 година.
Барнардовата ѕвезда е помеѓу најпроучените црвени џуџиња поради нејзината близина и поволната местоположба за набљудување во близина на небесниот екватор. Историски гледано, истражувањето на Барнардовата ѕвезда се фокусирало на мерење на нејзините ѕвездени карактеристики, нејзината астрометрија, а исто така и на рафинирање на границите на можни вонсончеви планети. Иако Барнардовата ѕвезда е древна, таа сè уште доживува ѕвездени блесоци, еден од нив бил забележан во 1998 година.
Барнардовата ѕвезда била предмет на повеќе тврдења за планети кои подоцна биле отфрлени. Од раните 1960-ти до раните 1970-ти, Питер ван де Камп тврдел дека планетите орбитираат околу Барнардовата ѕвезда. Неговите конкретни тврдења за големи гасни џинови биле побиени во средината на 1970-тите преку многу дебати. Во ноември 2018 година, кандидат за планетарен придружник на супер-Земјата познат како Барнардова ѕвезда b бил пријавен дека орбитира околу Барнардовата ѕвезда. Се верувало дека има минимална маса од и орбита на астрономски единици. Сепак, работата претставена во јули 2021 година го побила постоењето на оваа планета.
1 Именување
Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. РГИЅ го одобрила името ''Барнардова ѕвезда'' за оваа ѕвезда на 1 февруари 2017 година и денес е вклучена во Списокот на имиња на ѕвезди одобрени од МАС.
2 Опис
Барнардовата ѕвезда е црвено џуџе од слабиот спектрален тип М4 и е премногу слабо за да се види без телескоп; Нејзината привидна магнитуда е 9,5.
На возраст од 7 до 12 милијарди години, Барнардовата ѕвезда е значително постара од Сонцето, старо 4,5 милијарди години, и можеби е меѓу најстарите ѕвезди во галаксијата Млечен Пат. Барнардовата ѕвезда изгубила голема количина на вртеќна енергија, а периодичните мали промени во нејзината осветленост покажуваат дека таа се врти еднаш во 130 дена (Сонцето се врти за 25). Со оглед на нејзината возраст, Барнардовата ѕвезда долго се претпоставувало дека е мирна во однос на ѕвездената активност. Во 1998 година, астрономите забележале интензивен ѕвезден блесок, покажувајќи дека Барнардовата ѕвезда е болскотна ѕвезда . Барнардовата ѕвезда има променлива ознака на ѕвезда V2500 Змијоносец. Во 2003 година, Барнардовата ѕвезда ја претставила првата забележлива промена во радијалната брзина на ѕвездата предизвикана од нејзиното движење. Понатамошната варијабилност во радијалната брзина на Барнардовата ѕвезда се припишува на нејзината ѕвездена активност.
Правилното движење на Барнардовата ѕвезда одговара на релативна странична брзина од 90km/s. 10,3 лачни секунди што ги поминува за една година изнесуваат четвртина степен во човечкиот живот, приближно половина од аголниот пречник на полна Месечина.
Радијалната брзина на Барнардовата ѕвезда е км/сек., мерено од синото поместување поради неговото движење кон Сонцето. Во комбинација со неговото правилно движење и растојание, ова дава „вселенска брзина“ (вистинската брзина во однос на Сонцето) од км/сек. Барнардовата ѕвезда ќе го направи своето најблиско приближување до Сонцето околу 11.800 година од нашата ера, кога ќе се приближи на околу 3,75 светлосни години.
Проксима Кентаур е најблиската ѕвезда до Сонцето на местоположба моментално оддалечена 4,24 светлосни години од неа. Сепак, и покрај уште поблиску преминувањето на Барнардовата ѕвезда до Сонцето во 11.800 н.е., таа сè уште нема да биде најблиската ѕвезда, бидејќи дотогаш Проксима Кентаур ќе се пресели уште поблиску до Сонцето. Во моментот на најблиското поминување на ѕвездата покрај Сонцето, Барнардовата ѕвезда сè уште ќе биде премногу затемнета за да се види со голо око, бидејќи нејзината привидна величина дотогаш ќе се зголеми само за една светлинска величина на околу 8,5, сè уште ќе биде за 2,5 степени помала од видливост со голо око.
Барнардовата ѕвезда има маса од околу 0,16 сончеви маси и полупречник околу 0,2 пати поголем од Сонцето. Така, иако Барнардовата ѕвезда има приближно 150 пати поголема маса од Јупитер, нејзиниот полупречник е само приближно 2 пати поголем, поради нејзината многу поголема густина. Нејзината делотворна температура е околу 3.220 келвини, а има сјајност од само 0,0034 сончеви сјајности. Барнардовата ѕвезда е толку бледа што кога би била на исто растојание од Земјата како и Сонцето, би изгледала само 100 пати посветла од полна месечина, што може да се спореди со сјајноста на Сонцето со 80 астрономски единици.
Барнардовата ѕвезда има 10–32% од сончеваметаличност. Металичноста е дел од ѕвездената маса составена од елементи потешки од хелиумот и помага да се класифицираат ѕвездите во однос на галактичката популација. Барнардовата ѕвезда се смета дека е типична за старите, црвени џуџести ѕвезди од популацијата II, но сепак овие се генерално ореол-ѕвезди сиромашни со метал. Додека е подсончева, металичноста на Барнардовата Ѕвезда е поголема од онаа на ореол-ѕвездата и е во склад со нискиот крај на опсегот на богати со метални галактички дискови; ова, плус нејзиното големо вселенско движење, довеле до означување „средна популација II ѕвезда“, помеѓу ореол и галактичкиот диск. Сепак, некои неодамна објавени научни трудови дале многу повисоки проценки за металичноста на ѕвездата, многу блиску до нивото на Сонцето, помеѓу 75 и 125% од сончевата металичност.
3 Пребарување на планети
3.1 Астрометриски планетарни тврдења
За една деценија од 1963 до околу 1973 година, значителен број астрономи го прифатиле тврдењето на Питер ван де Камп дека тој открил, со помош на астрометрија, пертурбација во правилното движење на Барнардовата ѕвезда во согласност со тоа што има една или повеќе планети споредливи во масата со Јупитер. Ван де Камп ја набљудувал ѕвездата од 1938 година, обидувајќи се, со колегите од опсерваторијата Спроул на колеџот Свартмор, да пронајде ситни варијации од еден микрометар во нејзината позиција на фотографските плочи во согласност со орбиталните пертурбации што би укажале на планетарен придружник; ова вклучувало дури десет луѓе кои просечно ги проценувале резултатите во гледањето на плочите, за да избегнат системски поединечни грешки. Првичниот предлог на Ван де Камп бил планета со околу на растојание од 4,4АЕ во малку ексцентрична орбита, и овие мерења очигледно биле рафинирани во труд од 1969 година. Подоцна истата година, Ван де Камп сугерирал дека има две планети од 1,1 и .
Други астрономи последователно ги повториле мерењата на Ван де Камп, а два труда во 1973 година го поткопале тврдењето за планета или планети. Џорџ Гејтвуд и Хајнрих Ајххорн, во различна опсерваторија и користејќи понови техники за мерење на плочи, не успеале да го потврдат планетарниот придружник. Друг труд објавен од Џон Л. Херши четири месеци претходно, исто така користејќи ја опсерваторијата Свартмор, открил дека промените во астрометриското поле на различни ѕвезди се во сооднос со времето на прилагодувањата и модификациите што биле извршени на објективната леќа на рефракторниот телескоп; планетата за која се смета дека е припишана на артефакт на работа за одржување и надградба. За ова се дискутирало како дел од поширок научен преглед.
Ван де Камп никогаш не признал никаква грешка и објавил дополнително тврдење за постоење на две планети дури во 1982 година; тој починал во 1995 година. Вулф Хајнц, наследникот на Ван де Камп во Свартмор и експерт за двоѕвезди, ги довел во прашање неговите наоди и почнал да објавува критики од 1976 година наваму. Било пријавено дека двајцата мажи се отуѓиле поради тоа.
3.2 Барнардова ѕвезда b
Во ноември 2018 година, меѓународен тим астрономи го објавиле откривањето со радијална брзина на кандидат за супер-Земја која орбитира во релативно блиску до Барнардовата ѕвезда. Предводени од Игнаси Рибас од Шпанија, нивната работа, спроведена во текот на две децении на набљудување, обезбедила силен доказ за постоењето на планетата. Сепак, постоењето на планетата било побиено во 2021 година, бидејќи било откриено дека сигналот за радијална брзина потекнува од циклус на активност на ѕвездите, и иследувањето во 2022 година го потврдил овој резултат.
Наречена Барнардова ѕвезда b, планетата се сметала дека е блиску до снежната линија на ѕвездениот систем, што е идеално место за леденото собирање на прото-планетарен материјал. Се сметало дека орбитира на 0,4АЕ на секои 233 денови и имала предложена минимална маса од Планетата најверојатно би била ладна, со проценета температура на површината од околу и лежи надвор од претпоставениот животопогоден појас на Барнардовата ѕвезда. Директното сликање на планетата и нејзиниот сигнален светлосен потпис би било можно во деценијата по нејзиното откривање. Понатамошни слаби и неизвестени пертурбации во системот сугерираат дека можеби има втор планетарен придружник уште подалеку.
3.3 Рафинирање на планетарните граници
Повеќе од четири децении помеѓу отфрленото тврдење на Ван де Камп и евентуалното објавување на кандидат за планета, Барнардовата ѕвезда била внимателно проучувана и границите на масата и орбиталите за можните планети полека се затегнувале. М џуџињата како Барнардовата ѕвезда се полесно проучувани од поголемите ѕвезди во овој поглед бидејќи нивните помали маси ги прават поочигледни пертурбациите.
Нултаните резултати за планетарните придружници продолжиле во текот на 1980-тите и 1990-тите, вклучувајќи ја интерферометриската работа со вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1999 година. Гејтвуд во 1995 година можел да докаже дека планетите со биле невозможни околу Барнардовата ѕвезда, во труд кој помогнал да се усоврши негативната сигурност во однос на планетарните објекти воопшто. Во 1999 година, работата на Хабл дополнително ги исклучила планетарните придружници од со орбитален период помал од 1.000 денови (периодот на орбита на Јупитер е 4.332 денови), додека Куерстер во 2003 година утврдил дека во рамките на животопогодниот попјас околу Барнардовата ѕвезда, планетите не се можни со вредност „ ''M'' sin ''i'' поголема од 7,5 пати од масата на Земјата, или со маса поголема од 3,1 пати од масата на Нептун (многу помала од најмалата предложена вредност на Ван де Камп).
Во 2013 година, бил објавен истражувачки труд кој дополнително ги рафинирал границите на масата на планетата за ѕвездата. Користејќи мерења на радијална брзина, земени во период од 25 години, од опсерваториите Лик и Кек и примена на анализата на Монте Карло и за кружни и за ексцентрични орбити, биле утврдени горните маси за планетите до орбити од 1.000 денови. Планетите над две земјини маси во орбити помали од 10 денови биле исклучени, а планетите со повеќе од десет земјини маси до двегодишна орбита исто така биле самоуверено исклучени. Исто така, било откриено дека животопогодниот попјас на ѕвездата се чинело дека нема планети приближно со маса на Земјата или поголеми.
Иако ова истражување во голема мера ги ограничило можните својства на планетите околу Барнардовата ѕвезда, не ги отфрлила целосно бидејќи земјовидните планети секогаш ќе биде тешко да се детектираат. Преку Мисијата за вселенска интерферометрија на НАСА, која требала да започне со потрага по вонсончеви планети слични на Земјата, било објавено дека ја избрала Барнардовата ѕвезда како рана цел за пребарување, но мисијата била затворена во 2010 година. Сличната Дарвинова мисија за интерферометрија на ЕВА ја имала истата цел, но била лишена од финансирање во 2007 година.
Анализата на радијалните брзини што на крајот довеле до откривање на кандидатот супер-Земја што орбитира околу Барнардовата ѕвезда била искористена и за да се постават попрецизни горните граници на масата за можни планети, до и во рамките на појасот погоден за живот: максимум до внатрешниот раб и на надворешниот раб на оптимистичкиот појас за живеење, што одговара на орбиталните периоди до 10 и 40 дена соодветно. Затоа, се смета дека Барнардовата ѕвезда навистина не е домаќин на планети со маса од Земјата или поголеми, во жешки и умерени орбити, за разлика од другите ѕвезди на М-џуџе кои вообичаено ги имаат овие типови на планети во блиски орбити.
4 Ѕвездени блесоци
4.1 1998 година
Во 1998 година, ѕвездениот блесок на Барнардовата ѕвезда бил откриен врз основа на промените во спектралните емисии на 17 јули за време на неповрзаното пребарување за варијации во правилното движење. Поминале четири години пред целосно да се анализира блесокот, во тој момент било предложено дека температурата на одблесокот е 8.000К, повеќе од двапати од нормалната температура на ѕвездата. Со оглед на суштински случајната природа на блесокот, Дајан Полсон, една од авторките на таа студија, забележала дека „ѕвездата би била фантастична за аматерите да ја набљудуваат“.
Блесокот станал изненадувачки бидејќи не се очекува интензивна ѕвездена активност кај ѕвезди на таква возраст. Блесоците не се целосно разбрани, но се верува дека се предизвикани од силни магнетни полиња, кои ја потиснуваат конвекцијата на плазмата и доведуваат до ненадејни изливи: силните магнетни полиња се јавуваат кај брзо вртежните ѕвезди, додека старите ѕвезди имаат тенденција да се вртат бавно. Според тоа, се претпоставува дека е реткост да се случи Барнардова ѕвезда да претрпи настан од таква големина. Истражувањата за периодичноста на ѕвездата, или промените во ѕвездената активност во дадена временска рамка, исто така сугерираат дека таа треба да биде мирна; Истражувањето од 1998 година покажало слаби докази за периодични варијации во сјајот на ѕвездата, забележувајќи само една можна ѕвездена точка во текот на 130 денови.
Ѕвездената активност од овој вид создала интерес за користење на Барнардовата ѕвезда како посредник за разбирање слични ѕвезди. Постоело надеж дека фотометриските испитувања за емисиите на Х-зраци и УВ ќе фрлат светлина врз големата популација на старите џуџиња од М-тип во галаксијата. Ваквото истражување има астробиолошки импликации: со оглед на тоа што регионите на М-џуџињата погодни за живот се блиску до ѕвездата, секоја планета која се наоѓа во неа би била силно погодена од сончеви изливи, ѕвездени ветрови и настани од исфрлање на плазмата.
4.2 2019 година
Во 2019 година, биле откриени два дополнителни ултравиолетови ѕвездени блесоци, секоја со далечна ултравиолетова енергија од 3×10 <sup>22</sup> џули, заедно со еден ѕвезден одблесок на Х-зраци со енергија 1,6×10 <sup>22</sup> џули. Досегашната стапка на одблесоци е доволна за да предизвика загуба од 87 земјини атмосфери на милијарда години преку топлински процеси и ≈3 Земјини атмосфери на милијарда години преку процесите на загуба на јони на Барнардовата ѕвезда b.
5 Животна средина
Барнардовата ѕвезда го дели речиси истото соседство со Сонцето. Соседите на Барнардовата ѕвезда се генерално со големина на црвено џуџе, најмалиот и најчестиот тип на ѕвезди. Неговиот најблизок сосед е моментално црвеното џуџе Рос 154, на растојание од 1,66 парсеци (5,41 светлосни години). Сонцето и Алфа Кентаур се, соодветно, следните најблиски системи. Од Барнардовата ѕвезда, Сонцето ќе се појави на дијаметрално спротивната страна на небото на координати RA= , Dec= , во најзападниот дел на соѕвездието Еднорог. Апсолутната величина на Сонцето е 4,83, а на растојание од 1,834 парсеци, би била ѕвезда со прва магнитуда, бидејќи Полукс е од Земјата.
6 Предложено истражување
6.1 Проект Дедал
Барнардовата ѕвезда била проучувана како дел од проектот Дедал. Спроведена помеѓу 1973 и 1978 година, студијата сугерирала дека брзото патување без екипаж до друг ѕвезден систем е можно со постоечка или блиска идна технологија. Барнардовата ѕвезда била избрана за цел делумно затоа што се верувало дека има планети.
Теоретскиот модел сугерирал дека ракета со јадрен импулс што користи јадрено соединување (конкретно, електронско бомбардирање на деутериум и хелиум-3 ) и забрзување четири години може да постигне брзина од 12% од брзината на светлината. Ѕвездата тогаш може да се достигне за 50 години, во рамките на човечкиот живот. Заедно со деталното истражување на ѕвездата и сите придружници, меѓуѕвездената средина ќе се испита и ќе се извршат основните астрометриски отчитувања.
Почетниот модел на „Дедал“ поттикнало понатамошни теоретски истражувања. Во 1980 година, Роберт Фрејтас предложил поамбициозен план: самореплицирано вселенско летало наменето да бара и да воспостави контакт со вонземски живот. Изграден и лансиран во орбитата на Јупитер, ќе стигне до ѕвездата за 47 години под параметри слични на оние на оригиналниот проект Дедал. Откако ќе се најде на ѕвездата, ќе започне автоматизирана саморепликација, изградба на фабрика, првично за производство на истражувачки сонди и на крајот да се создаде копија од оригиналното вселенско летало по 1.000 години.