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.