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Barnards Pfeilstern

ein kleiner Stern im Sternbild Schlangenträger

Barnards Pfeilstern (oder Barnards Stern) ist ein kleiner Stern im Sternbild Schlangenträger. Mit einer Entfernung von etwa 6 Lichtjahren ist er unter den bekannten Sternen der dem Sonnensystem viertnächste. Nur die drei Komponenten des α-Centauri-Systems liegen näher. Der Pfeilstern ist ein Roter Zwerg mit Spektraltyp M4 und scheinbarer Helligkeit 9,54 mag, so dass er trotz seiner Nähe zu schwach leuchtet, um ohne Teleskop oder ein starkes Prismenfernglas beobachtet werden zu können. Er liegt nahe dem Stern 66 Oph.

Stern
Barnards Pfeilstern
Der Pfeil zeigt Barnards Pfeilstern
(Aufnahme vom 21. Mai 2006)
Barnards Pfeilstern
{{{Kartentext}}}
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Schlangenträger
Rektaszension 17h 57m 48,498s [1]
Deklination +04° 41′ 36,11″ [1]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten {{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit  mag[2]
Helligkeit (U-Band) 12,497 mag[2]
Helligkeit (B-Band) 11,24 mag[2]
Helligkeit (V-Band) 9,511 mag[2]
Helligkeit (R-Band) 8,298 mag[2]
Helligkeit (I-Band) 6,741 mag[2]
Helligkeit (J-Band) (5,244 ± 0,020) mag[2]
Helligkeit (H-Band) (4,83 ± 0,030) mag[2]
Helligkeit (K-Band) (4,524 ± 0,020) mag[2]
G-Band-Magnitude (8,1951 ± 0,0020) mag[2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp BY[3]
B−V-Farbindex +1,73[2]
U−B-Farbindex +1,26[2]
R−I-Index +1,56[2]
Spektralklasse M4 Ve[4]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−110,6 ± 0,2) km/s[5]
Parallaxe (546,9759 ± 0,0401) mas[1]
Entfernung (5,9629 ± 0,0004) Lj
(1,8282 ± 0,0001) pc [1]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis (+13,3 ± 0,1) mag[1]
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag[1]
Eigenbewegung[1]
Rek.-Anteil: (−801,551 ± 0,032) mas/a
Dekl.-Anteil: (+10362,394 ± 0,036) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (0,160 ± 0,003) M☉[6]
Radius (0,194 ± 0,006) R☉[6]
Leuchtkraft

0,00044 L☉

Effektive Temperatur (3195 ± 28) K
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer 130,4 d
Alter  a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bonner DurchmusterungBD +4° 3561a
Gliese-Katalog GJ 699 [1]
Hipparcos-KatalogHIP 87937 [2]
Tycho-KatalogTYC 425-2502-1[3]
2MASS-Katalog2MASS J17574849+0441405[4]
Gaia DR3DR3 4472832130942575872[5]
Weitere Bezeichnungen
  • V2500 Ophiuchi
  • LHS 57
  • LTT 15309
  • G 140-24
  • GSC 00425-00184
Anmerkung
{{{Anmerkung}}}

Benennung und Bewegung

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  •  
    Animation der Bewegung über neun Jahre.
  •  
    Größenvergleich zur Sonne und zum Jupiter

Barnards Pfeilstern weist eine Eigen­bewegung von 10,4 Bogen­sekunden pro Jahr auf, so dass er am Himmel in ca. 180 Jahren eine dem scheinbaren Monddurchmesser entsprechende Distanz zurücklegt. Das ist die derzeit größte bekannte Eigenbewegung eines Sterns. Seinen Namen verdankt er der Tatsache, dass diese große Eigenbewegung 1916 von dem Astronomen Edward Emerson Barnard entdeckt wurde[7]. Sterne, deren Himmelsposition sich auffallend rasch verschiebt, werden als Schnellläufer bezeichnet. Zuvor hatte Kapteyns Stern im Pictor (Südhimmel) die größte bekannte Eigenbewegung aller Sterne aufgewiesen.

Die relative Geschwindigkeit von Barnards Pfeilstern zum Sonnensystem beträgt rund 143 Kilometer pro Sekunde. Wie schnell sich Barnards Stern bewegt, verdeutlicht die dargestellte Animation über einen Zeitraum von neun Jahren. In den nächsten Jahrtausenden wird er von seiner jetzigen Position im Norden des Sternbilds Schlangenträger in das Sternbild Herkules wandern. Bis zum Jahr 11.800 n. Chr. wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre nähern und damit in größerer Nähe zur Erde als heute Proxima Centauri befinden. Zu diesem Zeitpunkt wird er auch am Himmel um etwa eine Größenklasse heller strahlen als heute. Danach wird er sich wieder entfernen.[8]

Barnards Pfeilstern scheint relativ alt zu sein; sein Alter wird auf 11–12 Milliarden Jahre geschätzt, mehr als das doppelte Alter der Sonne. Er dreht sich relativ langsam um seine Achse; seine Rotationsperiode beträgt etwa 130 Tage. Aufgrund seines hohen Alters war es für die Astronomen überraschend, dass am 17. Juli 1998 auf seiner Oberfläche die Eruption eines Flares beobachtbar war, wie Diane Paulson und deren Kollegen vom Goddard Space Flight Center der NASA berichteten. Diese Aktivität wurde auch durch damals beobachtete Änderungen im Emissionsspektrum des Sterns nahegelegt. Die Temperatur der Flare-Zone war mit mindestens 8000 Kelvin wesentlich höher als die gewöhnliche Oberflächentemperatur des Sterns von etwa 3100 Kelvin.[9]

Mögliche Planeten

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Im Jahre 1938 begann man am Sproul-Observatorium eine Serie von Photoplatten von Barnards Pfeilstern zu erstellen, um seine Parallaxe und säkulare Beschleunigung genauer zu messen, sowie nach potenziellen Begleitern des Sterns zu suchen. Von 1963 an akzeptierte eine große Zahl von Astronomen für viele Jahre die Behauptung von Peter van de Kamp, dass er eine Störung in der Eigenbewegung des Pfeilsterns entdeckt habe, als Folge davon, dass der Stern von Planeten mit einer dem Jupiter vergleichbaren Masse umkreist werde. Diese würden durch ihre gravitative Wirkung auf den massenarmen Stern dessen Bahnstörungen hervorrufen. Nachdem van de Kamp zunächst die vermeintlichen periodischen Schwingungen der Eigenbewegung von Barnards Pfeilstern mit der Existenz eines über 1,7 Jupitermassen verfügenden Planeten erklären wollte, der für einen Umlauf um den Stern 24 Jahre benötige, ging er später (1969) von zwei planetaren Begleitern aus. Der erste besitze 0,8 Jupitermassen und umkreise den Stern alle 12 Jahre in einer Entfernung von 2,8 Astronomischen Einheiten (AE); der zweite habe 1,1 Jupitermassen und bewege sich auf einem fast kreisförmigen Orbit in einem Abstand von 4,7 AE mit einer Umlaufperiode von 26 Jahren um sein Zentralgestirn.[10][11]

George Gatewood konnte den oder die Planeten bei Messungen am Allegheny Observatory (bis 1973) jedoch nicht nachweisen. Heinrich Eichhorn von der University of South Florida gelang dies bei seinen Langzeitbeobachtungen des Sterns ebenfalls nicht.[12] Trotzdem hielt sich die Theorie von Planeten um Barnards Pfeilstern weiter bis in die 1980er Jahre, bis van de Kamps Behauptung allgemein als fehlerhaft angesehen wurde. Der Grund für die Fehlerhaftigkeit der Ergebnisse van de Kamps waren zunächst unerkannte Fehler am benutzten Messinstrument. Van de Kamp selbst, der 1995 starb, räumte nie Beobachtungsfehler ein und veröffentlichte noch 1982 Studien, welche die Existenz zweier Planeten um Barnards Pfeilstern untermauern sollten.[13] Wulff-Dieter Heintz, der Nachfolger van de Kamps am Swarthmore College und Experte auf dem Gebiet der Doppelsterne, stellte die Behauptungen seines Vorgängers in Frage und publizierte ab 1976 entsprechend kritische Stellungnahmen. Wegen dieses Disputs soll eine Entfremdung zwischen den beiden Wissenschaftlern eingetreten sein.[14]

Solange die Behauptung van de Kamps anerkannt war, trug sie zur Berühmtheit des Sterns in der Science-Fiction-Gemeinde bei; sie ist zum Beispiel Teil der Handlung der Fernsehserie Mondbasis Alpha 1. Sie ließ Barnards Pfeilstern auch als aussichtsreiches Ziel für das Projekt Daedalus, die Planung einer interstellaren Raumsonde, erscheinen.

Im November 2018 wurde aus einer Analyse von über 20 Jahre hinweg erfassten Radialgeschwindigkeitsdaten, die Forscher vom Institut für Astrophysik an der Georg-August-Universität Göttingen gemeinsam mit einem internationalen Forscherteam vorgenommen hatten, auf einen möglichen Exoplaneten „Barnard’s Star b“ geschlossen.[15] Es sei eine Supererde mit einer Mindestmasse von 3,2 Erdmassen, die den Stern in einem Abstand von 0,4 Astronomischen Einheiten innerhalb von 233 Tagen umrunde.[16] Die Autoren der Veröffentlichung sind „zu 99 % zuversichtlich, dass der Planet da ist.“[17] Möglicherweise kann der Planet mit der astrometrischen Methode (Feststellung der Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt) anhand der mit der Gaia-Mission gewonnenen Daten bestätigt werden, auch eine optische Beobachtung mit den in den 2020er Jahren fertigzustellenden Großteleskopen erscheint möglich.[18] Studien der Jahre 2021 und 2022 kamen zum Schluss, dass das Signal wohl durch Sternaktivität verursacht wurde.[19][20]

Im Jahr 2024 wurde eine Studie vom VLT der Europäischen Südsternwarte ESO veröffentlicht. Sie kommt zu dem Schluss, dass ein Planet mit der Hälfte der Masse der Venus existiert und 3,15 Tage für ein Orbit um den Stern benötigt. Die Oberflächentemperatur liegt demnach bei 125 Grad Celsius. Die Studie konnte keine Hinweise auf den Kandidaten bei Umlaufdauer 233 Tage finden, dafür aber drei weitere Kandidaten mit Umlaufdauern kürzer als 10 Tage.[21]

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Commons: Barnards Pfeilstern – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  1. ↑ a b c d e Gaia early data release 3 (Gaia EDR3) für Barnards Pfeilstern, Dezember 2020.
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m Barnard's Star. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 16. September 2018.
  3. ↑ V2500 Oph. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 16. September 2018.
  4. ↑ J. Davy Kirkpatrick, Donald W. McCarthy: Low mass companions to nearby stars: Spectral classification and its relation to the stellar/substellar break. In: The Astronomical Journal. Vol. 107, Nr. 1, 1994, S. 333 ff. bibcode:1994AJ....107..333K.
  5. ↑ Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars.
  6. ↑ a b P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. 623. Jahrgang, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K (englisch).
  7. ↑ Barnards Pfeilstern, in: Lexikon der Astronomie, Herder, Freiburg im Breisgau 1989, Bd. 1, ISBN 3-451-21491-1, S. 96 f.
  8. ↑ Paul Murdin, David Allen: Catalogue of the Universe, 1979, ISBN 0-521-22859-X, S. 87.
  9. ↑ David Darling: Barnard's Star. In: The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Abgerufen am 30. Januar 2021.
  10. ↑ Jay M. Pasachoff: Astronomy: From the earth to the universe, 3. Auflage 1987, ISBN 0-03-008114-9, S. 289.
  11. ↑ Joachim Herrmann: Astronomie, die uns angeht, Bertelsmann Lexikonverlag, 1973, S. 213.
  12. ↑ Jay M. Pasachoff: Astronomy: From the earth to the universe, 3. Auflage 1987, S. 290.
  13. ↑ Peter Van de Kamp: The planetary system of Barnard's star. In: Vistas in Astronomy. 26. Jahrgang, Nr. 2, 1982, S. 141–157, doi:10.1016/0083-6656(82)90004-6, bibcode:1982VA.....26..141V (englisch).
  14. ↑ Bill Kent: Barnard's Wobble. In: Swarthmore College Bulletin. Swarthmore College, März 2001, S. 28–31, archiviert vom Original am 19. Juli 2011; abgerufen am 31. Januar 2021.
  15. ↑ Göttinger Forscher entdecken neuen Planeten. Auf ndr.de vom 15. November 2018.
  16. ↑ I. Ribas, M. Tuomi, A. Reiners, R. P. Butler, J. C. Morales: A candidate super-Earth planet orbiting near the snow line of Barnard’s star. In: Nature. Band 563, Nr. 7731, November 2018, ISSN 0028-0836, S. 365–368, doi:10.1038/s41586-018-0677-y (nature.com [abgerufen am 14. November 2018]).
  17. ↑ ESO-Pressemitteilung: Supererde umkreist Barnards Stern. ESO, 14. November 2018, abgerufen am 14. November 2018.
  18. ↑ Rodrigo F. Díaz: A key piece in the exoplanet puzzle. In: Nature 563, 329–330 (2018). 14. November 2018, abgerufen am 17. November 2018., doi:10.1038/d41586-018-07328-7
  19. ↑ Jack Lubin, Paul Robertson, Gudmundur Stefansson, Joe Ninan, Suvrath Mahadevan, Michael Endl, Eric Ford, Jason T. Wright, Corey Beard, Chad Bender, William D. Cochran, Scott A. Diddams, Connor Fredrick, Samuel Halverson, Shubham Kanodia, Andrew J. Metcalf, Lawrence Ramsey, Arpita Roy, Christian Schwab, Ryan Terrien: Stellar Activity Manifesting at a One-year Alias Explains Barnard b as a False Positive. In: The Astronomical Journal. 162. Jahrgang, Nr. 2. American Astronomical Society, 15. Juli 2021, ISSN 0004-6256, S. 61, doi:10.3847/1538-3881/ac0057, arxiv:2105.07005, bibcode:2021AJ....162...61L.
  20. ↑ Étienne Artigau, Charles Cadieux, Neil J. Cook, René Doyon, Thomas Vandal, Jean-Françcois Donati, Claire Moutou, Xavier Delfosse, Pascal Fouqué, Eder Martioli, François Bouchy, Jasmine Parsons, Andres Carmona, Xavier Dumusque, Nicola Astudillo-Defru, Xavier Bonfils, Lucille Mignon: Line-by-line velocity measurements, an outlier-resistant method for precision velocimetry. In: The Astronomical Journal. 164:84. Jahrgang, Nr. 3, 22. August 2022, S. 18pp, doi:10.3847/1538-3881/ac7ce6, arxiv:2207.13524, bibcode:2022AJ....164...84A.
  21. ↑ J. I. González Hernández: A sub-Earth-mass planet orbiting Barnard’s star. In: A&A. 2024. Jahrgang, Nr. 690, S. A79, doi:10.1051/0004-6361/202451311 (englisch).
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