La STELLA di BARNARD il secondo sistema planetario più vicino al Sole. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 22/07/2020

LA STELLA DI
BARNARD


Introduzione:
BARNARD, è una nana rossa circa sei anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione di Ofiuco. È la quarta stella individuale più vicina al Sole dopo i tre componenti del sistema Alpha Centauri e la stella più vicina nell'emisfero celeste settentrionale, oltre ad essere il secondo sistema planetario più vicino dopo Proxima Centauri.
La stella di Barnard è tra le nane rosse più studiate per la sua vicinanza e posizione favorevole per l'osservazione vicino all'equatore celeste .
Storicamente, la ricerca sulla stella di Barnard si è concentrata sulla misurazione delle sue caratteristiche stellari, della sua astrometria e sul perfezionamento dei limiti di possibili pianeti extrasolari . Sebbene Barnard sia una vecchia stella, vive ancora eventi di flare stellari , uno di essi osservato nel 1998.

Scoperta e denominazione:
La stella prende il nome dall'astronomo americano E. E. Barnard .
Non fu il primo ad osservare la stella (apparve sulle tavole dell'Università di Harvard nel 1888 e 1890), ma nel 1916 misurò il suo moto proprio come 10,3 secondi d'arco all'anno rispetto al Sole, il più alto conosciuto per qualsiasi stella .

Nel 1916, nel confrontare una lastra fotografica appena acquisita presso l'osservatorio Lick con una dell'archivio dell'osservatorio Yerkes del 1894, Edward Emerson Barnard individuò delle incongruenze: in una regione piuttosto ristretta del cielo (entro 4′ l'una dall'altra) sembravano presenti quelle che inizialmente credette una nova e una stella variabile.
Per classificare meglio i due oggetti, Barnard cercò innanzitutto di colmare il gap temporale nelle osservazioni con materiale d'archivio, trovando delle lastre del 1904 e del 1907.
Scoprì così che, in posizioni intermedie tra i due oggetti e allineate lungo una retta, comparivano e sparivano altre stelle.
Fu così che Barnard giunse alla conclusione di aver scoperto una stella con un moto proprio annuale di circa 10″, che era venuta a sovrapporsi a oggetti sullo sfondo. A conferma di ciò, Edward Charles Pickering gli fornì immagini di prescoperta del 1888 e del 1890 acquisite presso l'Harvard College Observatory.
Nel 2016, l'Unione astronomica internazionale ha organizzato un gruppo di lavoro sui nomi delle stelle (WGSN) , per catalogare e standardizzare i nomi propri delle stelle.
Il WGSN ha approvato il nome Barnard per questa stella il 1° febbraio 2017 ed è ora incluso nell'elenco di nomi di stelle approvati dalla IAU.

Posizione:
La stella più vicina è attualmente la nana rossa Ross 154 , a distanza di 1,66 parsecs (5,41 anni luce).
La riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos nel 2007 ha permesso di stimare la parallasse della Stella di Barnard in 548,31±1,51 mas.
Pertanto la distanza della Stella di Barnard dalla Terra è pari a 1/0,54831 = 1,82 pc, equivalenti a 5,94±0,01 al. Si tratta della stella più vicina al Sole dopo le tre componenti di α Centauri.
In virtù di questa vicinanza, condivide col Sole il medesimo ambiente galattico, all'interno della Bolla Locale del Braccio di Orione.

Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta	17h 57m 48,498s[
Declinazione	+04° 41′ 36,207″
Lat. galattica	+14,0627°
Long. galattica	31,0087°

Moto proprio:
La Stella di Barnard possiede il moto proprio più elevato di ogni altra stella conosciuta.
Essa si muove ogni anno di 798,58 mas in ascensione retta e di 10328,12 mas in declinazione.
Il suo moto proprio è quindi di 10 358,76 mas all'anno, pari a 10,35876 arcosecondi all'anno.
Ciò significa che la stella percorre nella volta celeste un grado ogni circa 350 anni.
Durante la lunghezza media di una vita umana, la stella percorre circa un quarto di grado, cioè più o meno metà del diametro della luna piena.
La combinazione della distanza e del moto proprio della stella può essere impiegata per stimare la sua velocità trasversale rispetto al Sole che risulta essere pari a circa 90 km/s.

La velocità radiale di una stella, ovvero la velocità di allontanamento o avvicinamento rispetto al Sole, può essere calcolata mediante lo spostamento verso il blu della radiazione emessa.
Dal calcolo vanno scorporati spostamenti simili dovuti all'attività della stella, in particolare a moti convettivi sulla superficie.
Nel caso della Stella di Barnard le misurazioni hanno dato un valore di −120,2 km/s, ove il segno negativo indica che la stella si sta avvicinando al Sole.
La combinazione di queste due velocità dà come risultato la velocità spaziale della stella rispetto al Sole, stimata in circa 150 km/s.

In virtù di questo moto la Stella di Barnard raggiungerà la distanza minima dal Sole fra circa 9800 anni, quando si troverà a circa 3,75 anni luce dalla nostra stella.
Tuttavia, anche a quell'epoca la Stella di Barnard non sarà la stella più vicina al Sole in quanto Proxima Centauri, che è attualmente la stella più vicina, si sta anch'essa avvicinando e continuerà a mantenere il suo primato per i prossimi 33.000 anni, quando sarà superata da Ross 248.
In ogni caso, anche all'epoca dell'approccio più vicino al Sole, la Stella di Barnard sarà invisibile a occhio nudo perché avrà magnitudine +8,5.
La Stella di Barnard è stata anche la prima stella di cui sia stata possibile rilevare una variazione nella velocità radiale, grazie alla sua vicinanza e al suo moto proprio molto elevato.
La variazione della velocità radiale è stata calcolata in 4,5 m/s ogni anno.

Dati fisici:
Tipo:
Barnard è una nana rossa del tipo spettrale fioco M4, ed è troppo debole per essere vista senza un telescopio .
La sua magnitudine apparente è di +9,5.

Metallicità:
Non c'è accordo fra gli studiosi circa il valore della metallicità della Stella di Barnard, sebbene la maggior parte di essi convenga sul fatto che sia più povera di metalli rispetto al Sole.
Gizis (1997) ipotizza che la stella abbia una metallicità compresa fra −1,0 e −0,5, che cioè possegga tra il 10% e il 32% degli elementi più pesanti dell'elio presenti nel Sole.
Essa si collocherebbe quindi circa 0,6 magnitudini al di sotto della sequenza principale e quindi in una regione intermedia fra le stelle di sequenza principale e le subnane.
Ciò porta a credere che la stella non appartenga all'alone galattico, dove sono presenti stelle con metallicità più bassa, ma neppure al disco galattico, dove le stelle hanno metallicità più alte.
Lo studioso la classifica come una stella di popolazione II intermedia.
Tuttavia Dawson e De Robertis (2004), analizzando i parametri fondamentali della stella, concludono che nulla indica che abbia una metallicità marcatamente bassa e propendono per metallicità simili a quelle solari.
In un lavoro volto a stimare la temperatura e la metallicità di 133 nane rosse vicine al Sole, Rojas-Ayala et al. (2012) riportano una metallicità di −0,39 ± 0,17.
Una metallicità di −0,39 equivale a una presenza di metalli pari a circa il 40% di quella solare.

Età ed evoluzione:
Avendo tra 7 e 12 miliardi di anni, Barnard è notevolmente più vecchia del Sole, che ha 4,5 miliardi di anni, e potrebbe essere tra le stelle più antiche della galassia della Via Lattea .
Ci sono molte indicazioni che fanno pensare che la Stella di Barnard sia una stella molto più vecchia del Sole: la bassa metallicità, l'alto moto proprio, la lenta rotazione e il fatto che fino al 1998 si pensasse che fosse quiescente, cioè che non presentasse gli intensi brillamenti tipici delle nane rosse giovani. Sulla base di questi dati Riedel et al. (2005) hanno ipotizzato che l'età della stella sia compresa fra i 7 e i 12 miliardi di anni.
Una incertezza così elevata è dovuta al fatto che, come si è detto, ci sono molte incertezze riguardo ai valori della metallicità e della velocità di rotazione; inoltre, come si dirà a breve, nel 1998 è stato rilevato un brillamento, che è indicativo del fatto che la stella sia ancora attiva.
Come tutte le nane rosse, la Stella di Barnard avrà una evoluzione molto lenta.
È previsto infatti che essa permarrà nella sequenza principale per altri 1000 miliardi di anni.
Poiché i moti convettivi mischiano continuamente l'elio prodotto dalle reazioni nucleari, la stella diventerà uniformemente sempre più ricca di elio e più povera di idrogeno.
Quando l'idrogeno comincerà a scarseggiare, l'astro comincerà a contrarsi, con conseguente aumento della temperatura superficiale e della luminosità.
L'aumento della temperatura superficiale determinerà un cambiamento del colore della stella (perché la lunghezza d'onda della radiazione emesse dipende dalla temperatura della superficie approssimativamente secondo la legge di Planck), che si trasformerà così in una nana blu.
Nelle ultime fasi della sua evoluzione, la stella svilupperà un nucleo radiativo e sarà notevolmente più luminosa che in precedenza, arrivando fino a un terzo della luminosità solare.
Questo accelererà la sua evoluzione e consumerà l'idrogeno residuo nel nucleo in termini relativamente brevi rispetto alla vita totale di una nana rossa, ma che per una stella di 0,16 masse solari equivalgono a circa 5 miliardi di anni.
A questo punto, poiché nel nucleo non verranno mai raggiunte temperature sufficienti a innescare la fusione dell'elio, la stella si contrarrà ulteriormente e si raffredderà progressivamente, diminuendo di luminosità fino a diventare una nana bianca all'elio.

Rotazione:
Barnard ha perso una grande quantità di energia rotazionale e i lievi cambiamenti periodici della sua luminosità indicano che ruota una volta ogni 130 giorni (il Sole ruota in 25).

Massa e raggio:
La stella di Barnard ha una massa di circa 0,14 masse solari ( M☉ ), e un raggio intorno al ​​20% di quello del Sole. Pertanto, sebbene la stella di Barnard abbia circa 150 volte la massa di Giove ( M J ), il suo raggio è solo di circa 2,0 volte più grande, a causa della sua densità molto più elevata.
La Stella di Barnard è sufficientemente vicina perché il suo diametro possa essere misurato direttamente con tecniche interferometriche :

- Lane et al. (2001) hanno utilizzato l'interferometro dell'osservatorio di Monte Palomar per misurare il diametro di cinque stelle di piccola massa, fra cui la Stella di Barnard.
Il suo diametro è risultato essere di 0,987 mas, che sono stati corretti in 1,026 mas, per tenere conto del fenomeno dell'oscuramento al bordo. Alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò corrisponde a un raggio di 0,201 R☉.

- Ségransan et al. (2003) hanno misurato il diametro di quattro nane rosse, fra cui quello della Stella di Barnard, servendosi dell'interferometro del Very Large Telescope.
Essi hanno ottenuto un diametro di 1,004 mas, corrispondenti a 0,196 R☉.

Le due misure sono quindi sufficientemente vicine fra loro da permettere di stimare con ragionevole sicurezza che il raggio della stella si aggiri intorno a 0,2 R☉.
Si tratta di un raggio appena doppio rispetto a quello di Giove, in linea con la tendenza delle nane brune e delle stelle di piccola massa di avere dimensioni molto simili fra loro.

Temperatura e luminosità:
La sua temperatura effettiva è in media di 3.200 kelvin e ha una luminosità visiva di 0.0004 volte quella solare.
Dawson e De Robertis (2004) hanno ottenuto il valore del flusso luminoso ricevuto dalla stella, integrando la distribuzione della radiazione ricevuta alle diverse lunghezze d'onda.
Il valore ricavato è (3,30±0,16)×10−11 W/m² (cioè la luminosità apparente della stella ammonta a circa trecento miliardesimi di watt ogni metro quadrato).
Da questo valore e dalla distanza calcolata mediante la parallasse si ricava la luminosità totale della stella, che risulta essere (3,46±0,17)×10−3 L⊙.
Barnard è così debole, 0,346%, che se fosse alla stessa distanza dalla Terra del Sole, sembrerebbe solo 100 volte più luminoso di una luna piena, paragonabile alla luminosità del Sole a 80 unità astronomiche.

Struttura:
Avendo una piccola massa, la Stella di Barnard non possiede un nucleo radiativo come il Sole, ma trasporta la sua energia in superficie esclusivamente mediante convezione. Di conseguenza l'elio prodotto nei processi di fusione nucleare tende a distribuirsi nella stella in modo relativamente omogeneo.

Flare del 1998:
Nel 1998 è stato rilevato un flare stellare sulla stella di Barnard in base ai cambiamenti nelle emissioni spettrali il 17 luglio durante una ricerca non correlata delle variazioni del moto proprio. Trascorsero quattro anni prima che il flare fosse completamente analizzato, a quel punto fu suggerito che la temperatura del flare fosse di 8000 K, più del doppio della temperatura normale della stella. Data la natura essenzialmente casuale dei getti, Diane Paulson, una delle autrici di quello studio, ha osservato che "la stella sarebbe fantastica da osservare per i dilettanti".

Il bagliore è stato sorprendente perché un'intensa attività stellare non è prevista nelle stelle di tale età. I getti non sono completamente compresi, ma si ritiene che siano causati da forti campi magnetici , che sopprimono la convezione del plasma e portano a esplosioni improvvise: forti campi magnetici si verificano in stelle a rapida rotazione, mentre le stelle vecchie tendono a ruotare lentamente.
Per Barnard quindi un evento di tale portata si presume che sia una rarità.
La ricerca sulla periodicità della stella, o i cambiamenti nell'attività stellare in un dato periodo di tempo, suggeriscono anche che dovrebbe essere quiescente; La ricerca del 1998 ha mostrato prove deboli di variazioni periodiche della luminosità della stella, rilevando solo una possibile variazione ogni 130 giorni.

Un'attività stellare di questo tipo ha suscitato interesse nella possibilità di usare Barnard come test campione per comprendere stelle simili.
Si spera che gli studi fotometrici delle sue emissioni di raggi X e UV faranno luce sulla grande popolazione di vecchie nane M nella galassia.
Tale ricerca ha anche implicazioni astrobiologiche : dato che le zone abitabili delle nane M sono vicine alla stella, tutti i pianeti sarebbero fortemente influenzati dai flare stellari, dai venti e dagli eventi di espulsione del plasma.

Esopianeti:
Dai primi anni '60 ai primi anni '70, Peter van de Kamp sostenne che attorno a esso c'erano uno o più giganti gassosi . Le sue affermazioni specifiche sui grandi giganti gassosi furono smentite a metà degli anni '70 dopo molti dibattiti.

Barnard b

Nel novembre 2018, un candidato compagno planetario, una super-Terra, noto come Barnard b , è stato trovato ad orbitare attorno alla stella di Barnard.
La grande squadra era guidata da Ignasi Ribas della Spagna e il loro lavoro comprendeva due decenni di osservazione, con le loro osservazioni che dimostravano chiaramente l'esistenza del pianeta.
Il pianeta è stato trovato vicino alla linea della neve del sistema stellare , che è un punto ideale per l'accumulo di ghiaccio del materiale protoplanetario.
Orbita a 0,4 UA ogni 233 giorni e ha una massa proposta di 3,2 M⊕ .
La Longitudine del nodo ascendente dell'orbita del pianeta è di 203°.
Molto probabilmente il pianeta è gelido, con una temperatura superficiale stimata di circa -170°C  e si trova al di fuori della presunta zona abitabile di Barnard .
Vista la grande eccentricità, il pianeta potrebbe non essere in blocco mareale, ma avere una rotazione risonante tipo quella di mercurio o simililari.

Tuttavia, è necessario più lavoro sull'atmosfera del pianeta per comprendere meglio le condizioni della superficie.
L'imaging diretto del pianeta e la sua firma luminosa rivelatrice saranno possibili nel decennio successivo alla sua scoperta.
Ulteriori deboli e non spiegati problemi nel sistema suggeriscono che potrebbe esserci un secondo compagno planetario ancora più lontano.

Il sistema planetario di Barnard 

Compagno (in ordine di stella)	Massa minima	Semiasse maggiore ( AU )	Periodo orbitale ( giorni )	Eccentricità	Inclinazione	Raggio
B	≥3,23 ± 0,44  M⊕	0,404 ± 0,018	232,80+0,38 −0,41	0,32+0,1 −0,15	-	-

( Rappresentazione artistica ).
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A cura di Giovanni Donati.

LUHMAN 16 il terzo sistema più vicino al Sole fatto di due Nane Brune. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 12/01/2021

LUHMAN 16 A/B

Introduzione:
Luhman 16 (WISE 1049–5319, WISE J104915.57−531906.1) , è un sistema binario di nane brune nella costellazione meridionale della Vela a una distanza di circa 6,5 anni luce (2,0 parsec ) dal Sole . Queste attualmente, sono le nane brune più conosciute ed è il sistema con più alto moto proprio dopo la Stella di Barnard, oltre ad essere il terzo sistema conosciuto più vicino al Sole (dopo il sistema Alfa Centauri e la Stella di Barnard).

( Luhman 16 è la stella gialla al centro ).

Posizione e distanza:
Luhman 16 si trova nell'emisfero celeste meridionale nella costellazione di Vela. A partire da luglio 2015, i suoi componenti sono gli oggetti celesti più vicini conosciuti in questa costellazione al di fuori del sistema solare.

Le sue coordinate celesti: 
RA = 10 h  49 m  18.723 s 
Dec = −53 ° 19 ′ 09.86 ″

La parallasse trigonometrica di Luhman 16 pubblicata da (Sahlmann & Lazorenko nel 2015), è di 0,50051 ± 0,000 11 arcsec , corrispondente ad una distanza di 6,5166 ± 0,0013 anni luce oppure (1,999 ± 0,0004 parsec ).
Luhman 16 è il sistema stellare più vicino ad Alfa Centauri , situato a 3,577 ly (1,097 pc) da Alfa Centauri AB e 3,520 ly (1,079 pc) da Proxima Centauri .
Entrambi i sistemi sono situati in costellazioni vicine, nella stessa parte del cielo vista dalla Terra, ma Luhman 16 è un po' più lontano.

Moto proprio e velocità radiale:

Il movimento proprio di Luhman 16, pubblicato da Garcia et al. (2017), è circa 2,79 ″/anno, che è relativamente grande a causa della vicinanza di Luhman 16.
La velocità radiale del componente A è 23,1 ± 1,1 km/s e la velocità radiale del componente B è 19,5 ± 1,2 km/s. Poiché i valori della velocità radiale sono positivi, il sistema attualmente si sta allontanando dal sistema solare.
Supponendo questi valori per i componenti e un rapporto di massa di Luhman 16 che secondo (Sahlmann & Lazorenko 2015) è di 0,78, la velocità radiale del baricentro del sistema è di circa 21,5 km/s. Ciò implica che Luhman 16 è passato circa 36.000 anni fa a una distanza minima dal sistema solare di circa 5,05 ly (1,55 pc).

Scoperta:
Queste nane brune sono state scoperte nel 2013, da Kevin Luhman , astronomo dalla Pennsylvania State University e ricercatore presso il Centro di Penn State per Esopianeti e mondi abitabili, utilizzando immagini fatte dal Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE).

Il sistema è stato trovato confrontando le immagini WISE in epoche diverse per rivelare oggetti che hanno alti movimenti propri .
Luhman 16 appare nel cielo vicino al piano galattico , che è densamente popolato da stelle, quindi l'abbondanza di sorgenti luminose rende difficile individuare oggetti deboli.
Questo spiega perché un oggetto così vicino al Sole non è stato scoperto nelle ricerche precedenti.

Il secondo componente del sistema è stato scoperto sempre da Luhman nel 2013.
La sua prima immagine, scoperta nella i-band, è stata presa la notte del 23 febbraio 2013, con il Gemini Multi-Object Spectrograph (OGM) presso il telescopio Gemini Sud , in Cile .
I componenti del sistema sono stati risolti con una distanza angolare di circa 1,5 secondi d'arco, corrispondente a una separazione proiettata di circa 3 UA e una differenza di magnitudine di circa 0,45 mag.

Denominazione:
Eric E. Mamajek ha proposto il nome Luhman 16 per il sistema, con i componenti chiamati Luhman 16A e Luhman 16B. Il nome deriva dal Washington Double Star Catalog (WDS) frequentemente aggiornato : Luhman ha già pubblicato diverse nuove scoperte di stelle binarie che sono state compilate nel WDS con identificativo di scoperta "LUH".
Il catalogo WDS ora elenca questo sistema con l'identificatore 10493-5319 e la designazione dello scopritore LUH 16.

La logica è che Luhman 16 è più facile da ricordare di WISE J104915.57-531906.1 e dal fatto che "sembra sciocco chiamare questo oggetto con un nome di 24 caratteri (spazio incluso)".
I "nomi a numero di telefono" includono anche WISE J1049−5319 e WISE 1049–5319. Luhman – WISE 1 è stato proposto come un'altra alternativa.
Come oggetto binario è anche chiamato Luhman 16AB.

Dati fisici:
Con i dati di Gaia DR2 nel 2018, la loro orbita è stata affinata per un periodo di 27,5 ± 0,4 anni, con un semiasse-maggiore di 3,56 ± 0,025 UA , un'eccentricità di 0,343 ± 0,005 e un'inclinazione di 100,26° ± 0,05° .
Le loro masse furono ulteriormente raffinate con i valori di :
A = 33.51 (+0,31 / −0,29)  Mj 
B = 28.55 (+0,26 / −0,25)  Mj.
Il sistema appartiene con una probabilità del 96% al disco della Via Lattea.
Basandoci sulle linee di assorbimento del litio , per il sistema si ricava un'età massima di circa 3-4,5 miliardi di anni , mentre le osservazioni con il VLT hanno mostrato che il sistema ha un età minima di 120 milioni di anni .

caratteristiche
Tipo spettrale	A: L7.5  B: T0.5 ± 1
Magnitudine apparente  (i ( sistema di filtraggio DENIS ) )	14,94 ± 0,03
Magnitudine apparente  (J ( sistema di filtro 2MASS ) )	10,73 ± 0,03
Magnitudine apparente  (J ( sistema di filtri DENIS ) )	10,68 ± 0,05
Magnitudine apparente  (H ( sistema di filtro 2MASS ) )	9,56 ± 0,03
Magnitudine apparente  (K S ( sistema di filtri 2MASS ) )	8,84 ± 0,02
Magnitudine apparente  (K S ( sistema di filtraggio DENIS ) )	8,87 ± 0,08

Analisi spettrali:
I dati spettrali a bassa risoluzione di Magellan / FIRE e IRTF / SpeX rivelano forti caratteristiche di assorbimento di H2O e CO negli spettri di entrambi i componenti, con il secondario che mostra anche un debole assorbimento di CH4 a 1,6 micron e 2,2 micron.
Gli indici spettrali e il confronto con gli standard spettrali a bassa risoluzione indicano i tipi di componenti di L7.5 e T0.5, il primo coerente con la classificazione ottica del primario.
La fotometria relativa rivela un'inversione di flusso tra le bande J e K, con la componente nana T più luminosa nell'intervallo 0,95-1,3 micron.

Un altro studio caratterizza entrambi i componenti del sistema nano bruno più vicino al Sole, WISE J104915.57-531906.1 (= Luhman16AB) a lunghezze d'onda ottiche e del vicino infrarosso. 

Abbiamo ottenuto spettri ottici ad alta risoluzione da segnale a rumore (R ~ 6000-11000) (600-1000 nm) e nel vicino infrarosso (1000-2480nm) di ogni componente di Luhman16AB, il binario nano marrone più vicino al Sole, con lo strumento X-Shooter sul Very Large Telescope. 

Classifichiamo il primario e il secondario del sistema Luhman16 come L6-L7.5 e T0 +/- 1, rispettivamente, in accordo con le misurazioni precedenti pubblicate in letteratura. 

Presentiamo le misurazioni delle larghezze pseudo-equivalenti al litio, che appaiono di resistenza simile su entrambi i componenti (8,2 +/- 1,0 Angstrom e 8,4 +/- 1,5 Angstrom per i componenti L e T, rispettivamente). 

La presenza di litio (litio 7) in entrambi i componenti implica masse inferiori a 0,06 Msole mentre il confronto con i modelli suggerisce limiti inferiori di 0,04 Msole. 

Il rilevamento del litio nel componente T è il primo del suo genere. 

Allo stesso modo, valutiamo la forza di altre linee alcaline (ad esempio larghezze pseudo-equivalenti di 6-7 Angstrom per RbI e 4-7 Angstrom per CsI) presenti nelle regioni ottiche e nel vicino infrarosso e confrontiamo con le stime per i nani L e T. 

Inoltre deriviamo temperature e luminosità effettive di ciascun componente binario: 

-4,66 +/- 0,08 dex e 1305 (+180 / -135) K per il nano L 

-4,68 +/- 0,13 dex e 1320 (+185 / -135) K per il nano T 

( Analisi spettrale - NERO Luhman 16 A spettro L - ROSSO Luhman 16 B spettro T ).

Ipotesi e ricerca di esopianeti:
Il monitoraggio astrometrico di Luhman 16 con il Very Large Telescope ha escluso la presenza di qualsiasi terzo oggetto con una massa superiore a 2 Mj in orbita attorno a una delle nane marroni con un periodo tra 20 e 300 giorni, ed oltretutto Luhman 16 non contiene pianeti giganti vicini.
Le osservazioni con il telescopio spaziale Hubble nel 2014-2016 hanno confermato la non esistenza di eventuali nane brune aggiuntive nel sistema.
Inoltre ha escluso qualsiasi oggetto di massa Nettuniana (17  M⊕) con un periodo orbitale da uno a due anni. Ciò rende altamente improbabile l'esistenza di un candidato esopianeta di grande massa lasciando aperta la porta a ipotetici corpi planetari di tipo terrestre o più piccoli in orbite più strette.

Tempeste e venti:

Tre ricercatori – Daniel Apai dell’Univeristà dell’Arizona, Luigi Bedin dell’Istituto nazionale di astrofisica e Domenico Nardiello del Cnes/Cns in Francia e associato Inaf – hanno individuato la presenza di bande atmosferiche in rotazione nelle due nane brune più vicine alla Terra, che formano un sistema binario, a soli 6,5 anni luce da noi. Le due nane brune sono dominate da venti che fluiscono parallelamente all’equatore e contribuiscono a distribuire nei loro strati più esterni le enormi quantità del calore ancora presente al loro interno.

Il team ha utilizzato i dati raccolti dal Transiting Exoplanet Survey Satellite della Nasa, meglio conosciuto come Tess, per studiare le due nane brune più vicine alla Terra, denominate Luhman 16 A e B, distanti 6,5  anni luce da noi. Entrambe hanno all’incirca le stesse dimensioni di Giove, ma sono molto più massicce: Luhman 16 A possiede 34 volte la massa di Giove e Luhman 16 B – che è stato il corpo celeste studiato dal team di Apai – è circa 28 volte più massiccio di Giove e ha una temperatura di oltre 800 gradi Celsius.

( Luhman 16B, ricostruzione artistica dai dati ottenuti ).

«Il telescopio spaziale Tess, sebbene progettato per la caccia ai pianeti extrasolari, ha fornito anche questo set di dati incredibilmente dettagliati sulla nana bruna più vicina a noi», aggiunge Domenico Nardiello. «Con algoritmi avanzati sviluppati dai membri del nostro team, siamo stati in grado di ottenere misure molto precise delle variazioni di luminosità durante la rotazione delle due nane brune. Le nane brune diventano più luminose ogni volta che le regioni atmosferiche più luminose transitano sull’emisfero rivolto verso di noi e più scure quando queste ruotano fuori dalla vista».

Poiché Tess fornisce misure estremamente precise e in modo continuo, non essendo influenzato dalla luce solare, il team ha potuto osservare molte rotazioni di Luhman 16 B, ottenendo la mappa più dettagliata della circolazione atmosferica attorno a una nana bruna. Misurando la variazione della luminosità di questi oggetti rotanti nel tempo, è possibile creare mappe grossolane delle loro atmosfere, una tecnica che, in futuro, potrebbe essere usata anche per studiare le atmosfere di pianeti simili alla Terra in altri sistemi planetari, decisamente meno luminosi.

I risultati dei ricercatori mostrano che c’è molta somiglianza tra la circolazione atmosferica dei pianeti del sistema solare e le nane brune. Di conseguenza, le nane brune possono servire come analoghi più massicci di pianeti giganti esistenti al di fuori del nostro sistema solare in studi futuri.

«Il nostro lavoro fornisce un modello per studi futuri di oggetti simili che ci permetterà di esplorare e persino mappare le atmosfere delle nane brune e dei pianeti extrasolari giganti senza la necessità di telescopi abbastanza potenti da risolverli visivamente», conclude Bedin.

LINK : '' TESS Observations of the Luhman 16AB Brown Dwarf System: Rotational Periods, Lightcurve Evolution, and Zonal Circulation ''.

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Luhman 16 A:
Grazie a osservazioni con il Very Large Telescope e sofisticati modelli predittivi, un team di astronomi ha scoperto che l’atmosfera di Luhman 16A, la nana bruna più vicina a noi conosciuta, mostra bande orizzontali simili a Giove e Saturno.
Queste osservazioni combinate con le simulazioni effettuate usando parametri fisici noti dei due corpi celesti, forniscono lo scenario che i ricercatori hanno trovato più corrispondente ai valori di polarizzazione di Luhman 16A , ed è un modello che mostra un’atmosfera caratterizzata da una stratificazione orizzontale a due grandi bande.

( Ricostruzione artistica di Luhman 16 A ).

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Luhman 16 B:
Uno studio di Gillon et al. (2013) hanno scoperto che Luhman 16B ha mostrato un'illuminazione irregolare della superficie durante la sua rotazione.
Il 5 maggio 2013, Crossfield et al. (2014) hanno utilizzato la Southern Observatory 's Very Large Telescope (VLT) per osservare direttamente il sistema Luhman 16 per cinque ore, l'equivalente di una rotazione completa di Luhman 16B.

Le osservazioni, ci ha portato a trovare una grande regione scura alle medie latitudini, una zona luminosa vicino al suo polo superiore e un'illuminazione chiazzata altrove. Suggeriscono che questa variante di illuminazione indica "nuvole globali irregolari", in cui le aree più scure rappresentano nuvole spesse e le aree più luminose sono buchi nello strato di nuvole che consentono la luce dall'interno. Gillon et al. hanno determinato che i modelli di illuminazione di Luhman 16B cambiano rapidamente, su base giornaliera.

( SOPRA e SOTTO - Mappatura della superficie di Luhman 16 B ).

LINK:
- DISCOVERY OF A BINARY BROWN DWARF AT 2 PARSECS FROM THE SUN
- VLT X-shooter spectroscopy of the nearest brown dwarf binary
- A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf
- Mass ratio of the 2 pc binary brown dwarf LUH 16 and limits on planetary companions from astrometry
- ON THE NEARBY BINARY BROWN DWARF WISE J104915.57-531906.1 (LUHMAN 16)

- RESOLVED NEAR-INFRARED SPECTROSCOPY OF WISE J104915.57−531906.1AB: A FLUX-REVERSAL BINARY AT THE L DWARF/T DWARF TRANSITION

- Individual, Model-Independent Masses of the Closest Known Brown Dwarf Binary to the Sun

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A cura di Andreotti Roberto.

WOLF 359 il Quinto sistema stellare più vicino ed i suoi pianeti. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornamento del 16/07/2020

WOLF 359

Introduzione:
Wolf 359 è una stella nana rossa situata nella costellazione del Leone, vicino all'eclittica .
Ad una distanza di circa 7,9 anni luce dalla Terra , ha una magnitudine apparente di +13,54 e può essere vista solo con un grande telescopio .
Wolf 359 è una delle stelle più vicine al sole ; solo il sistema Alpha Centauri (incluso Proxima Centauri), la stella di Barnard e i nani marroni Luhman 16 e WISE 0855−0714 sono noti per essere più vicini. La sua vicinanza alla Terra ha portato alla sua menzione in diverse opere di narrativa.

Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta	10h 56m 28,865s
Declinazione	07° 00′ 52,77″
Lat. galattica	+56,1195°
Long. galattica	244,0542°

( Posizione di Wolf 359 sulla volta celeste nella costellazione del Leone ).

Scoperta	1918
Classificazione	Nana rossa
Classe spettrale	M6,5 Ve
Tipo di variabile	Stella a brillamento UV Ceti
Distanza dal Sole	7,78 anni luce
Costellazione	Leone

Scoperta ed osservazioni:
Wolf 359 venne per la prima volta all'attenzione degli astronomi a causa del tasso relativamente elevato di movimento trasversale sullo sfondo, noto come moto proprio .
Un alto tasso di movimento può indicare che una stella si trova nelle vicinanze, poiché stelle più distanti devono muoversi a velocità più elevate per ottenere la stessa velocità di spostamento angolare attraverso la sfera celeste.
Il moto proprio di Wolf 359 fu misurato per la prima volta nel 1917 dall'astronomo tedesco Max Wolf, con l'aiuto dell'astrofotografia (in foto a lato).
Nel 1919 pubblicò un catalogo di oltre mille stelle con alti moti propri , incluso questa, che sono ancora identificati dal suo nome.
Ha elencato questa stella come numero di iscrizione 359 e da allora la stella è stata definita Wolf 359 in riferimento al catalogo di Max Wolf.

Moto proprio:
Il movimento corretto di Wolf 359 sullo sfondo è 4.696 secondi d'arco all'anno e si sta allontanando dal Sole a una velocità di 19 km/s.
Quando tradotto nel sistema di coordinate galattiche , questo movimento corrisponde a una velocità spaziale di (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s .
La velocità spaziale di Wolf 359 implica che appartiene alla popolazione di stelle del vecchio disco. Segue un'orbita attraverso la Via Lattea che la porterà vicino a 20,5 kly (6,3 kpc) e distante 28 kly (8,6 kpc) dal Centro Galattico .
L'orbita galattica ha un'eccentricità di 0,156 e la stella può viaggiare fino a 444 anni luce (136 pc) di distanza dal piano galattico .
La stella più vicino a Wolf 359 è la nana rossa Ross 128 a 3,79  ly (1,16  pz ) di distanza, mentre a 4,1 ly si trova Lalande 21185, anch'essa nana rossa. Il Sole, a 7,8 anni luce di distanza è la sesta stella più vicina a Wolf 359, e la più vicina tra le stelle visibili a occhio nudo, brillando di magnitudine +1,7. Poco più distante, a 8,3 anni luce si trova il sistema di Alfa Centauri, e a 8,6 e 9 ly, Procione e Sirio. Quest'ultima sarebbe la più luminosa del cielo notturno anche da un ipotetico pianeta orbitante attorno a Wolf 359, mentre Procione brillerebbe di magnitudine −0,24, e sarebbe la quarta stella più luminosa, dopo Sirio, Canopo e Arturo.
Circa 13.850 anni fa, Wolf 359 era alla sua distanza minima di circa 7,35 ly (2,25 pc) dal Sole.

Dati osservativi
Magnitudine app.	13,51
Magnitudine ass.	16,64
Parallasse	419,10 ± 2,10 mas
Moto proprio	AR: −3842 mas/anno Dec: −2725 mas/anno
Velocità radiale	+13 km/s

Parallasse:
La prima misurazione della parallasse di Wolf 359 fu riportata nel 1928 dall'Osservatorio del Monte Wilson , producendo uno spostamento annuale nella posizione della stella di 0,407 ± 0,009 secondi d'arco. Da questo cambiamento di posizione e dalle dimensioni note dell'orbita terrestre, è possibile stimare la distanza dalla stella.
Era la stella di massa più bassa e più debole conosciuta fino alla scoperta di VB 10 nel 1944.
La magnitudine infrarossa della stella fu misurata nel 1957.
Nel 1969, un breve bagliore nella luminosità di Wolf 359 è stato osservato, collegandolo alla classe di stelle variabili note come stelle a flare.

( La parallasse di Wolf 359 rilevata dalla sonda New Horizons ).

Classificazione:
Wolf 359 ha una classificazione stellare di M6.5, sebbene varie fonti la elencano una classe spettrale di M5.5, M6 o M8.
La maggior parte delle stelle di tipo M sono nane rosse :
- sono chiamate rosse perché l'emissione di energia della stella raggiunge un picco nelle parti rosse e infrarosse dello spettro.

Dati fisici:
Wolf 359 ha una luminosità molto bassa, che emette circa lo 0,1% dell'energia del Sole .
Se fosse spostato nella posizione del Sole, apparirebbe dieci volte più luminoso della Luna piena.
Con una stima del 9% della massa del Sole, Wolf 359 è appena sopra il limite più basso al quale una stella può eseguire la fusione dell'idrogeno attraverso la reazione a catena protone-protone : l'8% della massa del Sole.
( Gli oggetti sottostellari al di sotto di questo limite sono noti come nane brune ).
Indice di metallicità [Fe/H] +0,18 ± 0,17 dex.
Il diametro di Wolf 359 è stimato al 16% del raggio del Sole , ovvero circa 224.000 km.
Per fare un confronto, il raggio equatoriale del pianeta Giove è 149.840 km, che è il 65% di quello di Wolf 359.

Dati fisici
Diametro medio	224.000 km
Raggio medio	0,16 R⊙
Massa	0,09 M⊙
Temperatura superficiale	2.800 ± 100 K (media)
Luminosità bolometrica	0,0014 L⊙
Indice di colore	B-V = 2,034 U-B = 1,165
Età stimata	100-350 milioni di anni

Interno:
L'intera stella è sottoposta a convezione , per cui l'energia generata nel nucleo viene trasportata verso la superficie dal movimento convettivo del plasma , piuttosto che dalla trasmissione attraverso la radiazione .
Questa circolazione ridistribuisce qualsiasi accumulo di elio che viene generato attraverso la nucleosintesi stellare al centro della stella.

Questo processo consentirà alla stella di rimanere sulla sequenza principale come idrogenofusione della stella proporzionalmente più lunga di una stella come il Sole dove l'elio si accumula costantemente nel nucleo. In combinazione con un tasso inferiore di consumo di idrogeno a causa della sua bassa massa, la convezione consentirà a Wolf 359 di rimanere una stella della sequenza principale per circa otto mila miliardi di anni.

Rotazione:
La rotazione di una stella provoca uno spostamento Doppler nello spettro.
In media, ciò si traduce in un ampliamento delle linee di assorbimento nel suo spettro, con le linee che aumentano in larghezza con velocità di rotazione più elevate.
Tuttavia, solo il movimento di rotazione nella direzione dell'osservatore può essere misurato con questo mezzo, quindi i dati risultanti forniscono un limite inferiore sulla rotazione della stella.
Questa velocità di rotazione proiettata dell'equatore di Wolf 359 è inferiore a 3 km/s, che è al di sotto della soglia di rilevamento attraverso l'allargamento della linea spettrale .
Questo basso tasso di rotazione potrebbe essere stato causato dalla perdita del momento angolare attraverso un vento stellare. Tipicamente, la scala temporale per lo spin down di una stella nella classe spettrale M6 è di circa 10 miliardi di anni, perché stelle completamente convettive come questa perdono la loro rotazione più lentamente rispetto ad altre stelle.
Tuttavia, i modelli evolutivi suggeriscono che Wolf 359 è una stella relativamente giovane con un'età inferiore a un miliardo di anni.

Atmosfera stellare:
Lo strato esterno di una stella che emette luce è noto come fotosfera .
Le stime di temperatura della fotosfera di Wolf 359 variano da 2.500 K a 2.900 K, che è sufficientemente freddo da consentire la chimica dell'equilibrio.

I composti chimici risultanti sopravvivono abbastanza a lungo per essere osservati attraverso le loro linee spettrali . Numerose bande molecolari compaiono nello spettro di Wolf 359, comprese quelle di monossido di carbonio (CO), idruro di ferro (FeH), idruro di cromo (CrH), acqua (H 2 O), magnesioidruro (MgH), vanadio (II) ossido (VO), titanio (II) ossido (TiO) e possibilmente la molecola CaOH. Poiché non vi sono linee di litio nello spettro, questo elemento deve essere già stato consumato dalla fusione al centro. Ciò indica che la stella deve avere almeno 100 milioni di anni.

Oltre la fotosfera si trova una regione nebulosa e ad alta temperatura nota come corona stellare .
Nel 2001, Wolf 359 divenne la prima stella oltre al Sole ad osservare lo spettro della sua corona da un telescopio terrestre. Lo spettro mostrava linee di emissione di Fe XIII, che è ferro fortemente ionizzato che è stato privato di dodici dei suoi elettroni.
La forza di questa linea può variare per un periodo di diverse ore, il che può essere la prova del riscaldamento in microflare .

Attività:
Wolf 359 e classificato come tipo Ceti UV , una stella a brillamento, che è una stella che subisce brevi, aumenti energetici di luminosità a causa di attività magnetica nella fotosfera.
La sua denominazione a stella variabile è CN Leonis .
Wolf 359 ha una frequenza di flare relativamente elevata. Le osservazioni con il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato 32 eventi di bagliori (flare) in un periodo di due ore, con energie di 10E27 erg (10E20 joule ) e superiori. Il campo magnetico medio sulla superficie di Wolf 359 ha una forza di circa 2,2  kG (0,22 tesla), ma questo varia in modo significativo su scale temporali di appena sei ore.
In confronto, il campo magnetico del Sole ha una media di 1 gauss (100 µT ), sebbene possa aumentare fino a 3 kG (0,3 T) nelle regioni attive delle macchie solari .
Durante l'attività di bagliore, è stato osservato che Wolf 359 emette raggi X e raggi gamma.

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Pianeti:
Una ricerca di questa stella da parte del telescopio spaziale Hubble non ha rivelato compagni stellari, ma da allora sono stati rilevati due pianeti candidati.
Non è stata rilevata alcuna emissione di infrarossi in eccesso , il che potrebbe indicare la mancanza di un disco di detriti in orbita attorno ad esso.
Le misurazioni della velocità radiale di questa stella utilizzando lo strumento dello spettrometro a infrarossi vicini (NIRSPEC) all'osservatorio di Keck II non hanno rivelato variazioni che potrebbero altrimenti indicare la presenza di una stella o nana bruna compagna in orbita.
Nel giugno 2019 due pianeti candidati sono stati segnalati in orbita attorno a Wolf 359.
Sono stati rilevati usando il metodo della velocità radiale dalle osservazioni con HARPS in Cile e HIRES alle Hawaii.

 Il sistema planetario Wolf 359 

Compagno (in ordine di stella)	Massa	Semiasse maggiore ( AU )	Periodo orbitale ( giorni )	Eccentricità	Incl.	Raggio
c	3,8+2,0 −1,6 M ⊕	0,018 ± 0,002	2,68687+0.00039 −0.00031	0.15+0,20 −0,15	-	-
b	43,929,5 -23,9 M ⊕	1.845+0.289 −0.258	2.938 ± 436	0.04+0,27 −0,04	-	-

Luminosità (visiva, L V )	0,00002  L ☉
Limite interno della zona abitabile	0,024   UA
Limite esterno della zona abitabile	0,052   UA

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A cura di Andreotti Roberto.