Зоря Барнарда — зоря у сузір'ї Змієносця. Зорю також називають летючою, оскільки її власний рух — найбільший серед усіх зір (10,36" на рік). За 180 років вона пересувається на величину діаметра Місяця. Для порівняння, Арктур долає такий же шлях за 800 років. Зорю не видно неозброєним оком (видима зоряна величина — 9,54m у фільтрі VСобственные движения звёзд у Великій радянській енциклопедії ). Зоря Барнарда — одна з найближчих до Сонця, відстань до неї — 1,83 пк (близько 6 св. р., наразі ближче перебувають лише зорі системи α Центавра). Зоря наближається до Сонця й приблизно через 8–10 тисяч років наблизиться на мінімальну відстань 3,8 св. р..
Зоря названа на честь Е. Е. Барнарда, американського астронома, який у 1916 році виміряв її власний рух відносно Сонця. Раніше зоря з'являлася на фотопластинках Гарвардського університету в 1888 і 1890 роках.
Зоря Барнарда належить до найбільш вивчених червоних карликів завдяки своїй близькості та сприятливому для спостережень розташуванню поблизу небесного екватора. Історично дослідження зорі Барнарда були зосереджені на вимірюванні її зоряних характеристик, астрометрії, а також уточненні меж можливої планетної системи. Хоча зоря Барнарда давня, вона все ще переживає зоряні спалахи, один з яких спостерігався в 1998 році.
У зорі підозрювали наявність супутників або екзопланет, але єдиної думки серед астрономів не було. 2018 року група астрономів із Європейської південної обсерваторії опублікувала повідомлення про відкриття кандидата в екзопланети — Барнарда b або GJ 700 b. Імовірно, екзопланета належить до класу надземель: її маса щонайменше у 3,2 раза перевищує масу Землі, вона обертається навколо своєї зорі з періодом близько 233 діб. Хоча екзопланета розташована ближче до своєї зорі, ніж Земля до Сонця (0,4 а.о.), вона отримує лише 2 % тієї енергії, що потрапляє на Землю від Сонця.
Найменування У 2016 році Міжнародний астрономічний союз організував Робочу групу з назв зір (Working Group on Stars Name, WGSN) для каталогізації та стандартизації власних назв зір. WGSN затвердила назву «зоря Барнарда» для цієї зорі 1 лютого 2017 року, і тепер вона включена до Списку затверджених зоряних назв МАС.
Спостереження Від моменту свого відкриття зоря Барнарда є об'єктом інтенсивних наукових досліджень. Ця зоря є однією з перших, в якої, як вважалося, можуть існувати планети. Ще в 1970-х роках наукові дослідження вказували на можливість наявності газових гігантів у її складі, проте серед астрономів не було консенсусу. 2018 року вчені вимірили радіальний рух зорі і припустили наявність суперземлі, яку назвали GJ 700 b. Згідно з розрахунками, її розмір перевищує Землю в 3,2 раза. Однак її існування було офіційно підтверджено лише у 2024 році на підставі досліджень даних радіальної швидкості спектрографа на Дуже Великому Телескопі, проведених командою астрономів на чолі з Джонаєм Гонсалесом Ернандесом.Застосовуючи П'ятсотметровий апертурний сферичний телескоп (FAST), вчені досліджували вузькосмугове радіовипромінювання, яке могло б свідчити про існування інопланетної цивілізації. Особливий акцент був зроблений на сигналах, які могли б надходити від планети Барнарда b, враховуючи доплерівські зсуви через відносний рух зорі та Землі. Дослідження не дало підтверджень існування інопланетного сигналу, але воно було важливим етапом випробування можливостей FAST. Майбутні дослідження, які спрямовані на зорі з уже підтвердженими планетами в придатних для життя зонах, можуть мати більше шансів на успіх та привести до важливих відкриттів у пошуках іншого розумного життя в космосі.
Основні характеристики Зоря Барнарда — червоний карлик спектрального класу M4. Це зоря малої маси, що належить до головної послідовності, червоний колір якої зумовлений низькою температурою поверхні. Зоря класифікується як змінна типу BY Draconis, яка характеризується наявністю плям на фотосфері, що періодично з'являються, коли зоря обертається. Зміна яскравості зорі Барнарда становить 0,02m із періодом 130 днів, який відповідає періоду обертання зорі.
Яскравість Доусон і Де Робертіс (2004) отримали значення потоку випромінювання зорі шляхом інтегрування розподілу випромінювання на різних довжинах хвиль. Отримане значення становить (3,30±0,16)×10−11 Вт/м². Із потоку випромінювання та відстані, визначеної за допомогою паралакса, можна отримати світність зорі, яка становить (3,46±0,17)×10−3 L⊙. Це означає, що зоря Барнарда майже у 300 разів тьмяніша ніж Сонце. Якби вона була розташована на такій же відстані, що й Земля, від Сонця, вона виглядала б лише у 100 разів яскравішою за повний місяць, що можна порівняти з яскравістю Сонця, яке видно з відстані 80 астрономічних одиниць.
Випромінювання зорі Барнарда, розподіляється нерівномірно між різними довжинами хвиль. Через низьку температуру зоря випромінює найбільшу частину своєї енергії в інфрачервоному діапазоні: у фільтрі U її видима зоряна величина становить 12.4m, а в фільтрі K— 4.5m. Це означає, що якби людське око було чутливим до інфрачервоного випромінювання, зорю було б видно неозброєним оком.
Радіус Зоря Барнарда перебуває досить близько, щоб її діаметр можна було безпосередньо виміряти за допомогою інтерферометричних методів. Лейн та ін. (2001) використовували інтерферометр Паломарської обсерваторії для вимірювання діаметра п'яти зір малої маси, включно із зорею Барнарда. Встановлено, що її кутовий діаметр становить 0,987 mas, що скоригували до 1,026 mas, щоб врахувати явище потемніння до краю. На відстані, розрахованій за допомогою даних з місії Гіппаркос, це відповідає радіусу 0,201 R☉. Ségransan та ін. (2003) виміряли діаметр чотирьох червоних карликів, включно зі зорею Барнарда, використовуючи інтерферометр Дуже Великого Телескопа. Вони отримали кутовий діаметр 1,004 mas, що відповідає 0,196 R☉. Таким чином, два вимірювання достатньо близькі одне до одного, щоб можна було ствердити, що радіус зорі становить приблизно 0,2 R☉. Це радіус, який майже вдвічі перевищує радіус Юпітера, що відповідає тенденції коричневих карликів і маломасивних зір мати схожі розміри.
Температура З абсолютної яскравості зорі та її радіуса можна отримати температуру її поверхні. Доусон і Де Робертіс (2004) використали розраховану ними абсолютну світність і радіус 0,2 R⊙ та отримали температуру 3134±102 K. Це вимірювання добре узгоджується з результатами, отриманими спектроскопічними методами. Наприклад, Берріман та ін. (1992) повідомляють про температуру 3150 K — цей результат перебуває в межах значень, визначених Доусоном і Де Робертісом (2004). Натомість Рохас-Аяла та ін. (2012) отримали значення 3266 ± 29 К; однак похибка враховує лише вимірювання яскравості зорі в діапазоні K, а не будь-які систематичні помилки. Якщо їх також взяти до уваги, діапазон значень, визначений Доусоном і Де Робертісом (2004), збігається з діапазоном Рохас-Аяли та ін. (2012). Етьєн Артіго та ін. (2018) шляхом усереднення оцінок кількох досліджень за останні 10–15 років приймають для дослідження радіальної швидкості середню температуру 3200 К.
Маса Якби виявили об'єкт, що обертається навколо зорі Барнарда, її масу можна було б визначити з надзвичайною точністю. Цього поки не сталося, але масу зорі все ще можна оцінити за допомогою співвідношення маси та світності. Однак існують різні версії цього зв'язку для червоних карликів, тому результати можуть відрізнятися залежно від прийнятої моделі. Виміряно кілька значень маси зорі Барнарда, що перебувають у діапазоні від 0,14 до 0,17 M☉. Наприклад, Джампапа та ін. (1996), які використовують модель Генрі та Маккарті (1993), повідомляють про значення 0,144 M☉. Використовуючи натомість останню модель Дельфоссе та ін. (2000), Доусон і Де Робертіс (2004) та Мюрхед та ін. (2012) отримують значення 0,159 M☉ та 0,158 ± 0,013 M☉ відповідно. На сайті консорціюму RECONS вказано значення 0,16 M☉ — дуже близьке до значень опублікованих у цих працях.
Вимірявши радіус і масу зорі, можна визначити її поверхневу гравітацію: припустивши масу 0,159 M☉ і радіус 0,200 R☉, Доусон і де Робертіс (2004) отримують поверхневу гравітацію 5,04 log g. Це значення близьке до поверхневої гравітації Сонця, яке становить 4,438 log g: це пояснюється тим, що маса зорі Барнарда, як і інших червоних карликів, зосереджується у відносно невеликому об'ємі.
Оскільки маса зорі Барнарда невелика, вона не має променистого ядра, як Сонце, а транспортує вироблену енергію до поверхні виключно за рахунок конвекції. Отже, гелій, що утворюється в процесі ядерного синтезу, розподілений у зорі відносно однорідно.
Металічність і хімічний склад Серед вчених немає згоди щодо значення металічності зорі Барнарда, хоча більшість із них погоджуються, що вона бідніша на метали, ніж Сонце. Ґізіс (1997) припускає, що зоря має металічність від −1,0 до −0,5, тобто що вона містить від 10 % до 32 % елементів, важчих за гелій, присутніх на Сонці. Тому вона розташована приблизно на 0,6m нижче головної послідовности — в проміжній області між зорями головної послідовности та субкарликами. Вчені класифікують її як зорю проміжної популяції II.
Проте Доусон і Де Робертіс (2004), аналізуючи фундаментальні параметри зорі, дійшли до висновку, що ніщо не вказує на те, що вона має помітно низьку металічність і схиляються до металічності, близької до сонячної.
У роботі, метою якої була оцінка температури та металічності 133 червоних карликів поблизу Сонця, Рохас-Аяла та ін. (2012) повідомляють про металічність -0,39 ± 0,17 — приблизно 40 % металічності Сонця.
Обертання Бенедикт та ін. (1998) використовували космічний телескоп Габбл для проведення фотометричних досліджень зорі Барнарда та Проксими Центавра. Вчені виявили ознаки можливої змінності зорі Барнарда з амплітудою 0,02m та періодом 130,4 доби; вони припустили, що змінність може бути пов'язана з наявністю плями на поверхні зорі, тобто що період змінності може збігатися з періодом обертання зорі. Якби такий довгий період обертання був підтверджений, це означало б, що зоря Барнарда втратила значну частину своєї обертальної енергії. Для порівняння період обертання Сонця становить 25 діб.
Браунінг та ін. (2010) вивчили швидкість обертання 123 червоних карликів за допомогою телескопів Кека. Використаний метод дозволив виявити швидкості обертання більше v × sin i ≈ 2,5 км/c. Як і в багатьох досліджених зір, аналіз розширення спектральних ліній і хромосферної активности зорі Барнарда не дозволив виміряти швидкість обертання. Це значить, що чутливости використовуваних вимірювальних приладів виявилось недостатньо, тобто швидкість обертання зорі менша ніж 2,5 км/с. Це підтвердило те, що період обертання зорі Барнарда дійсно повинен бути великим.
Вік і майбутня еволюція Є багато ознак, які свідчать про те, що зоря Барнарда набагато старша за Сонце: низька металічність, високий власний рух, повільне обертання та той факт, що до 1998 року вважалося, що вона спокійна, тобто на ній не спостерігалося інтенсивних спалахів, які характерні для молодих червоних карликів. На основі цих даних Рідель та ін. (2005) припустили, що вік зорі становить від 7 до 12 мільярдів років. Така велика невизначеність пов'язана з тим, що, як згадувалося, існує багато дискусій щодо значень металічности та швидкости обертання; крім того, спалах виявлений у 1998 році, свідчить про те, що зоря все ще активна.
Як і всі червоні карлики, зоря Барнарда розвиватиметься дуже повільно. Фактично передбачається, що вона залишатиметься на головній послідовності ще 1000 мільярдів років. Оскільки конвективні рухи безперервно перемішують гелій, утворений ядерними реакціями, зоря рівномірно ставатиме все багатшою на гелій і біднішою на водень. Коли водень почне закінчуватися, зоря почне стискатися, що призведе до збільшення температури поверхні та яскравости. Підвищення температури поверхні визначатиме зміну кольору зорі (оскільки довжина хвилі випромінювання залежить від температури поверхні відповідно до закону Планка), яка таким чином перетвориться на блакитного карлика.