Étoile de Barnard - Définition
| Données d'observation (Époque J2000.0) |
|
|---|---|
| Ascension droite | 17h 57m 48.5s |
| Déclinaison | +04° 41' 36" |
| Constellation | Ophiuchus |
| Magnitude apparente | 9,57 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | M4 V |
| Indice U-B | ? |
| Indice B-V | 1,74 |
| Indice V-I | 1,28 |
| Variabilité | ? |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale (Rv) | ? |
| Mouvement propre (μ) | Ad : ? Déc. : ? |
| Parallaxe (π) | ? |
| Distance | 5,96 al (1,828 pc) |
| Magnitude absolue (MV) | 13,26 |
| Caractéristiques physiques | |
| Masse | 0,17 M? |
| Rayon | 0,15 à 0,20 R? |
| Luminosité | 0,0004 L? |
| Température | 3 000 K |
| Métallicité | ? |
| Rotation | 130,4 jours |
| Âge | ~1010 a |
L'étoile de Barnard est une étoile de la constellation d'Ophiuchus, connue pour être l'astre possédant le mouvement propre le plus important relativement au Soleil (10,3" par an). Ce mouvement propre rapide a été découvert par l'astronome Edward Emerson Barnard en 1916.
L'étoile se trouve à une distance de 1,8 parsec (soit 5,98 années-lumière), c'est la cinquième étoile la plus proche de la Terre. Seuls le Soleil et les trois composantes d'Alpha Centauri sont plus proches de nous. Mais comme il s'agit d'une naine rouge (de type spectral M4), bien qu'elle soit très proche, sa luminosité est trop faible pour pouvoir l'observer sans l'aide d'un télescope ou de jumelles puissantes. Sa magnitude apparente est de 9,57.
Le mouvement propre à cette distance correspond à une vitesse latérale de 90 km/s.
En 1963, Peter van de Kamp annonça avoir détecté des perturbations dans le mouvement propre de l'étoile qui semblaient indiquer qu'elle était accompagnée d'une ou plusieurs planètes comparables en masse à Jupiter. Cette explication fut généralement acceptée par les astronomes, et contribua à la forte popularité de l'étoile de Barnard dans le monde de la science-fiction. Depuis l'acquisition de nouvelles données au début des années 80, un consensus s'est établi dans la communauté des astronomes pour dire que l'annonce de Kamp était erronée, et que l'étoile n'est finalement pas accompagnée de planètes.
L'étoile de Barnard est également connue dans les catalogues sous les désignations BD+04°3561a, HIP 87937, Munich 15040, Vyssotsky 799, LHS 57, GCTP 4098.00, G 140-024, et bien d'autres noms techniques encore.
Système stellaire
Barnard's Star is a red dwarf of the faint M4 spectral type and so, despite its proximity, it is too faint to see without a telescope. Its apparent magnitude is 9.57. This compares to -1.5 for Sirius (the brightest Star in the night sky) and 6 for the faintest visible objects; the scale is logarithmic and 9.57 is nowhere near the visible range.
A very old star at 11 to 12 billion years, Barnard's Star has lost a great deal of rotational energy and periodic changes in its light indicate it rotates just once every 130 days (compared to just over 25 days for the Sun).[1] Given its age, Barnard's Star was long assumed to be quiescent in terms of stellar activity. However, in 1998 astronomers observed an intense solar flare, making it a surprising flare star.[2] It has the variable star designation V2500 Ophiuchi.
L'étoile de Barnard est une naine rouge du type M4. Malgré sa proximité, l'étoile n'est pas assez lumineuse pour être observée sans télescope. Sa magnitude apparente est de 9,57, contre -1,5 pour Sirius (l'étoile la plus lumineuse du ciel) et 6 pour les objets les moins lumineux visibles à l'œil nu; l'échelle étant logarithmique, une étoile de magnitude apparente 9,57 est très éloigné du domaine visible.
L'étoile de Barnard est âgée de onze ou douze milliards d'années ce qui est beaucoup pour une étoile. Elle a ainsi perdu une grande partie de son énergie de rotation et les changements périodiques de sa luminosité indiquent que sa période de rotation est de 130 jours (contre 25 pour le Soleil)[1]. En raison de son âge, il fut longtemps supposé que l'étoile de Barnard était quiescent in terms of stellar activity. Cependant, des astronomes observèrent en 1998 une intense éruption solaire : l'étoile de Barnard fait donc partie des étoiles éruptives[2]. It has the variable star designation V2500 Ophiuchi.
The proper motion of the body corresponds to a relative lateral speed ("sideways" relative to the Sun) of 90 kilometres per second (km/s). The 10.3 seconds of arc covered annually amounts to a quarter of a degree in a human lifetime, roughly half the angular diameter of the full Moon.[3]
Le mouvement propre de l'étoile correspond à une vitesse relative latérale ("sideways" par rapport au soleil) de [[ordre de magnitude (vitesse)|90 kilomètres par seconde (km/s). Les 10.3 secondes d'arc parcourues annuellement corresponde à un quart de degré durant une vie humaine, soit à peu près la moitié d'une diamètre angulaire de la pleine Lune[3].
Sa vitesse radiale dans la direction du soleil peut être mesurée par effet Doppler. Deux mesures sont données dans les catalogues : 106.8 km/s dans SIMBAD, et 110.8 km/s dans ARICNS et dans les autres. Ces mesures, combinées avec le mouvement propre, suggère une vitesse véritable par rapport au Soleil de 139.7 et 142.7 km/s respectivement[4] En fait, l'étoile de Barnard approche du soleil si vite qu'elle sera l'étoile la plus proche du système solaire vers 11 800, avec 3.8 annéés-lumière[5].
Its radial velocity towards the Sun can be measured by its redshift. Two measurements are given in catalogues: 106.8 km/s in SIMBAD, and 110.8 km/s in ARICNS and elsewhere. These measurements, combined with proper motion, suggest a true velocity relative to the Sun of 139.7 and 142.7 km/s, respectively.[6] In fact, Barnard's Star is approaching the Sun so rapidly that it will be the nearest star around AD 11,800, at a distance of 3.8 light-years.[5]
OK L'étoile de Barnard a une masse de 17 % la masse solaire et son rayon est de 15 à 20 % celui du Soleil[7]. Sa température effective est de 3134(+/-102)K et sa luminosité visuelle est de 4/10000 la luminosité solaire, ce qui correspond à une luminosité absolue ou bolométrique de 34.6/10000[8]. Elle est si peu lumineuse que si elle remplaçait le soleil, elle serait seulement 100 fois plus lumineuse que la pleine lune[7].
OK L'étoile la plus proche de l'étoile de Barnard est actuellement Ross 154 située à une distance de 1.66 pc ou 5.41 années-lumière. Toutes les étoiles situées à moins de 10 années-lumière de l'étoile de Barnard sont, à l'exception du Soleil et d'Alpha du Centaure A et B, des naines rouges des types spectraux K et M[7].
Recherche d'exoplanètes
For a decade from 1963 onwards, a substantial number of astronomers accepted a claim by Peter van de Kamp that he had detected a perturbation in the proper motion of Barnard's Star consistent with its having one or more planets comparable in mass with Jupiter.[5] Van de Kamp had been observing the star from 1938, attempting, with colleagues at the Swarthmore College observatory, to find extremely minute variations of 1 micrometre in its position on photographic plates consistent with "wobbles" in the star that would indicate a planetary companion; this involved as many as ten people averaging their results in looking at plates, to avoid systemic, individual errors.[9] Van de Kamp's initial suggestion was a 1.6 Jupiter mass planet at 4.4 AUs in a slightly eccentric orbit, these measurements apparently refined in a 1969 paper. Later that same year he would suggest two planets of 1.1 and 0.8 Jupiter masses.[10]
En 1963, un astronome ####, Peter van de Kamp, annonce avoir détecté des perturbations dans le mouvement propre de l'étoile qui sont dues selon lui à une ou plusieurs planète de taille comparable à Jupiter[5]. Van de Kamp avait observé l'étoile depuis 1938 afin de détecter avec des collègues de l'observatoire du Swarthmore College de ténues variations ##### d'un micromètre de sa position sur des plaques photographiques pouvant correspondre à des perturbations orbitales de l'étoile qui indiqueraient un compagnon planétaier; ces relevés consistaient à faire mesurer les positions par des groupes allant jusqu'à dix personnes, puis à faire la moyenne des résultats afin d'éviter les erreurs systématiques de mesure dues à chaque individu[9]. Van de Kamp émit l'hypothèse que l'étoile de Barnard était accompagnée d'une planète de 1.6 masse jovienne à 4.4 UA sur une orbite légèrement excentrique, travaux raffinés en 1969. Plus tard la même année, il suggéra deux planètes de respectivement 0.8 et 1.1 masses joviennes[11]. Les travaux de Van de Kamp furent en général accepté dans la communauté scientifique durant les années 60.
D'autres astronomes essayèrent de reproduire les travaux de Van de Kamp. Deux articles importants réfutant l'existence d'une ou plusieurs planètes furent publiés en 1973. À partir de photographies réalisées dans un autre observatoire, Gatewood et Eichhorn ne parvinrent pas à vérifier l'existence d'un compagnon planétaire malgré de nouvelles techniques de mesures sur les plaques[12]. Un autre article publié par Hershey quatre mois plus tard, à l'aide de l'observatoire de Swathmore qu'avait utilisé Van de Kamp, suggéra une cause possible des variations constatées par ce dernier. Il constata que les changements du champ astrométrique de plusieurs étoiles étaient liées au timing des ajustements et modifications réalisées sur les lentilles du télescope[13] : le mouvement observé était un artefact de maintenance et de mise à jour.
Other astronomers attempted to duplicate Van de Kamp's finding and two important papers in 1973 undermined the claim of a planet or planets. Gatewood and Eichhorn, at a different observatory and using newer plate measuring techniques, failed to verify the planetary companion.[14] Another paper published by Hershey four months earlier, also using the Swarthmore observatory, suggested a cause for the discrepancy. He found that changes in the astrometric field of various stars correlated to the timing of adjustments and modifications that had been done on the telescopic lens;[15] the planetary "discovery" was an artifact of maintenance and upgrade work.
Van de Kamp refused to acknowledge any error for the rest of his life, publishing a supposed confirmation of two planets as late as 1982.[16] In general a gregarious and well-admired man, he may have felt betrayed by colleagues who disputed his findings. Wulff Heintz, van de Kamp's successor at Swarthmore and an expert on double stars, questioned his findings and began publishing criticisms from 1976 onwards; the two are reported to have become estranged because of this.[17]
Van de Kamp refuse toute sa vie de reconnaître son erreur. En 1982, il publie un article censé confirmer l'existence de deux planètes[18]. L'entêtement de Van de Kamp En général un homme très admiré, il aurait pu se sentir trahi par ses collègues qui contestèrent ses découvertes. Wulff Heintz, qui succède à Van de Kamp à Swarthmore et un expert des étoiles doubles, mis en question ses découvertes et publia des critiques de ses travaus à partir de 1976; les deux seraient devenus estragend en raison de cela[17].
OK Les recherches menées durant les années 1980 et 1990 afin de trouver des compagnons planétaires à l'étoile de Barnard se sont avérées infructueuses. Les études interférométriques effectuées à l'aide du télescope spatial Hubble en 1999 n'ont pas non plus identifié de compagnon planétaire[19]. Tous ces échecs ne permettent cependant pas d'exclure totalement l'existence de planètes orbitant autour de l'étoile de Barnard.
Bien que la controverse ait 'dampened les travaux sur les planètes extrasolaires, elle a contribué à la célébrité de l'étoile de Barnard. Durant cette période durant laquelle la claim fut crédible, elle a contribué à la célébrité de l'étoile dans la communauté de la [[science fiction| voir étoile de Barnard dans la science-fiction) et au choix de l'étoile comme objectif du projet Daedalus.
While not completely ruling out the possibility of planets, null results for planetary companions continued throughout the 1980s and 90s, the latest based on interferometric work with Hubble space telescope in 1999.[19]
While the controversy may have dampened work on extrasolar planets, it did have a salutatory effect on the profile of Barnard's Star. During the period that the claim was accorded credibility, it contributed to the star's fame among the science fiction community (see Barnard's Star in fiction) and the star's adoption as a target for Project Daedalus.
Projet Daedalus 
Si l'on exclut la controverse planétaire, l'étude la plus connue concernant l'étoile de Barnard fut le projet Daedalus qui se déroula entre 1973 et 1978. Il suggéra qu'un rapide voyage inhabité vers un autre système stellaire est possible à l'aide de la technologie existante ou de technologies proches[20]. L'étoile de Barnard fut choisie en tant qu'objectif du voyage en partie en raison de l'existence supposée de compagnons planétaires[21].
Les études suggèrèrent qu'une sonde utilisant la propulsion nucléaire pulsée (la propulsion étant assurée par fusion nucléaire de particules de deutérium et d'hélium-3 bombardés par des électrons) pourrait atteindre une vitesse de 12 % de la vitesse de la lumière après 4 ans d'accélération. L'étoile de Barnard pourrait être atteinte au bout de 50 ans, c'est-à-dire en une vie humaine[21]. Cette mission pourrait permettre d'étudier l'étoile et ses éventuels compagnons, le milieu interstellaire et de réaliser des mesures astrométriques[20].
Le projet Daedalus fut à l'origine d'autres travaux théoriques. En 1980, Freitas sugggéra un plan plus ambitieux : une sonde interstellaire auto reproductrice dont le but serait de chercher et de rentrer en contact avec la vie extraterrestre. Construite et lancée en orbite jovienne, elle atteindrait l'étoile de Barnard en 47 années de manière similaire à ce que suggérait le projet Daedalus. Une fois arrivée à proximité de l'étoile, elle commencerait à se répliquer d'elle-même. Une unité de production serait construite, à l'origine pour #######produire des sondes d'exploration et ensuite pour créer une copie du vaisseau original au bout de 1000 ans[22].
Recherche
Tandis que les recherches effectuées à la suite de Van de Kamp et focused sur la recherche planétaire ont peut-être eu le plus grand profil, l'étoile de Barnard est bien documentée pour d'autres sujets.
Stellar characteristics and astrométrie
Plusieurs articles sur les relations masse-luminosité ont été publié avant le travail définitif de Dawson en 2003. En plus de préciser la température et la luminosité, l'article suggéra que les estimations précédentes du rayon de l'Étoile de Barnard sous-estime sa valeur; il suggère 0.20 rayon du soleil (+/-0.008 rayon du soleil), comme la valeur maximum du domaine typiquement fourni[8].
Dans une large étude la métallicité des étoiles naines de classe M, l'étoile de Barnard fut placée entre -0.05 et -0.1 sur l'échelle de la métallicité, ou approximativement 10 à 32 % de la métallicité du Soleil[23]. La métallicité, la proportion #######. L'étoile de Barnard semble typique des vieilles naines rouges de type II, #####. Bien qu'inférieure à celle du Soleil, la métallicité de l'étoile de Barnard est plus élevée que celle des halos stars et est proche des valeurs basses des metal-rich disk star. Cette propriété et son mouvement spatial élevé, ont conduit à la désignation "Intermediate Population II star" entre une halo et une étoile disque[23][24].
Les travaux effectués par Benedict et ses collègues à partir du télescope spatial Hubble ont une grande portée. En 1999, la parallaxe absolue et la magnitude absolue furent précisées[19]. Cela a permis de préciser les frontières de la zone planétaire. Un autre article important, par Kurster et al., fut publié en 2003. Il correspond à la première détection de changement de vélocité radiale d'une étoile causée par son mouvement spatial. Une partie de la modification de vélocité radiale fut attribuée à l'activité stellaire[24].
Refining planetary boundaries
Des travaux sur l'astrométrie et d'autres caractéristiques peuvent aussi produire davantage d'informations sur la possibilité de planètes. En améliorant la précision sur le mouvement de l'étoile, la masse et les orbites de possibles planètes sont réduites. Plus simplement, les astronomes sont souvent capables de décrire quels types de planète ne peuvent se trouver en orbite autour d'une étoile. Les naines M telles que l'étoile de Barnard sont plus faciles à étudier que les étoiles les plus grandes pour cela car cette masse plus légère rend les perturbations plus faciles à détecter[25]. Par cette méthode, Gatewood a pu montré en 1995 qu'il n'y avait pas de planètes de 10 masses joviennes (la limite inférieure pour les naines brunes) autour de l'étoile de Barnard[5] dans un artilce qui permit de préciser la négative certainty pour les objets planétaires en général[26]. L'article de 1999 avec Hubble permis d'exclure les compagnons planétaires de 0.8 masses joviennes avec une période orbitale de moins de 1000 jours[19], tandis que Kurtzer établit en 2003 qu'il n'y avait pas de planète dans la zone habitable de l'étoile de Barnard possédant une valeur de "Msin i"[27] de 7,5 masses terrestres et 3.1 masses de Neptune en général (bien inférieures aux plus petites estimation de Van de Kamp)[24].
Bien que ces travaux aient grandement limité les paramètres de possibles planètes autour de l'étoile de Barnard, ils ne les ont pas totalement exclus; il est possible qu'il y ait des planètes telluriques mais elles seraient difficiles à détecter. La Space Interferometry Mission de la NASA et Darwin de l'ESA, prévues pour chercher les planètes comparables à la Terre autour de 2015, ont choisi l'étoile de Barnard comme étoile à étudier[7].
Éruption solaire de 1998
The observation of a solar flare on Barnard's Star has added another element of interest to its study. Noted by Cochran based on changes in the spectral emissions on July 17, 1998 (during an unrelated search for planetary "wobbles"), it took four more years before the flare would be properly analyzed. At that point Paulson, now of Goddard Space Flight Center, suggested that the flare's temperature was 8000 K, more than twice normal for the star, although simply analyzing spectra cannot precisely determine the total output of the flare.[28] Given the essentially random nature of flares, she noted "the star would be fantastic for amateurs to observe."[2]
En 1998, l'étoile de Barnard fut le théâtre d'une éruption solaire. Cette éruption fut découverte par Cochran grâce à des modifications du spectre d'émission détectées le 17 juillet 1998 à l'occasion d'une recherche non-liée sur les vibrations de planètes). Il fallut quatre ans avant que l'éruption soit correctement analysée. A ce moment, Paulson suggéra que la température de l'éruption était de 8000 K, plus de deux fois la température de l'étoile, bien qu'analyser simplement le spectre précisément ne permis pas de déterminer l'output total de l'éruption[28]. Etant donné la nature aléatoire des éruptions, elle indiqua que "l'étile serait fantastique à observer pour des astronomes amateurs."[2]
L'éruption fut une surprise car des étoiles si agées étaient supposées avoir une faible activité. Les éruptions, qui ne sont que parfaitement expliquées, seraient dues aux puissants champs magnétiques, qui annihileraient les mouvements de convection du plasma provoquant ainsi de soudains outbursts; des champs magnétiques importants nécessitent une étoile en rotation rapide, tandis que les étoiles âgées ont une faible rotation. Un évènement d'une telle ampleur est supposé rare autour de l'étoile de Barnard[28]. Des recherches sur sa ', ou des changements dans l'activité stellaire durant une période de temps donnée, suggèrent aussi qu'ils doivent être; des recherches en 1998 ont montré de faibles preuves d'une variation périodique de la luminosité de l'étoile de Barnard, ne montrant qu'une possible tâche solaire en 130 jours[29].
The flare was surprising because intense stellar activity is not expected around stars of such age. Flares, though not completely understood, are believed to be caused by strong magnetic fields, which suppress plasma convection leading to sudden outbursts; strong magnetic fields require a rapidly rotating star, while old stars tend to rotate slowly. An event of such magnitude around Barnard's Star is thus presumed to be rare.[28] Research on its periodicity, or changes in stellar activity over a given timescale, also suggest it ought to be quiescent; 1998 research showed weak evidence for periodic variation in Barnard's Star's brightness, noting only one possible starspot over 130 days.[30]