De ster van Barnard – Gliese 699
De Ster van Barnard is een rode dwerg die slechts 5,96 lichtjaar van de Aarde is verwijderd in de richting van het sterrenbeeld Ophiuchus. Het is de op 4 na meest nabije individuele ster tot de Aarde, dit na de drie componenten van het Alpha Centauri-systeem.
Met een schijnbare helderheid van magnitude 9,51 is de ster met het blote oog niet zichtbaar. De ster is vernoemd naar de Amerikaanse astronoom Edward Emerson Barnard, die in 1916 de eigenbeweging van de ster bepaalde.
In 2024 ontdekte een internationaal team van astronomen een planeet met een lage massa in een nauwe bana om de ster, de exoplaneet Barnard b is een van de exoplaneten met de laagste massa die tot nu toe is gevonden.
Type ster
De Ster van Barnard is een rode dwerg van spectraaltype M4.0V. de ster is veel kleiner, minder massief en veel koeler dan de Zon. De ster heeft een massa van 0,144 zonsmassa en een straal van 0,196 keer die van de Zon. Hierdoor ligt de grootte dichter in de buurt van Jupiter dan van de Zon maar is de massa nog altijd ongeveer 150 keer die van Jupiter.
De ster heeft een oppervlaktetemperatuur van 3200 Kelvin en een bolometrische helderheid van 0,0034 keer die van de Zon. De meeste energie wordt in het infrarood uitgezonden. De lichtsterkte in het zichtbare deel van het spectrum is slechts 0,0004 keer die van de Zon. Als de ster in het centrum van het zonnestelsel zou worden geplaatst zou ze slechts 100 keer helderder zijn dan de Volle Maan. Om zo helder te zijn zou de Zon 80 keer verder weg moeten staan.
De rode dwerg is veel van zijn rotatie-energie kwijt en heeft 142 dagen nodig voor een omwenteling. De Zon heeft er 25 dagen voor nodig. De leeftijd van de Ster van Barnard wordt geschat op ongeveer 10 miljard jaar, meer dan twee keer de leeftijd van de Zon. De rode dwerg zou een van de oudste sterren in ons sterrenstelsel kunnen zijn.
Hoewel het een al oude ster is vertoont de Ster van Barnard nog steeds uitbarstingen en is er een geringe magnetische activiteit. Er is coronale röntgenemissie waargenomen en gematigde sterke emissies in het ultraviolet.
Ondanks dat de ster twee keer zo oud is als de Zon, zal de Ster van Barnard vanwege zijn lage massa, nog lang op de hoofdreeks blijven, ook nadat de Zon al lang is verdwenen. De levenscyclus van sterren met een lage massa is veel langer omdat deze sterren volledig convectief zijn en geen helium in hun kernen verzamelen. Als gevolg hiervan kunnen ze hun volledige voorraad waterstof fuseren, niet alleen die in de kern, en biljoenen jaren op de hoofdreeks blijven.
Met een massa van 0,162 zonsmassa kan de Ster van Barnard meer dan 2 biljoen jaar op de hoofdreeks blijven, gevolgd door een paar miljard jaar als een blauwe dwerg en uiteindelijk een witte dwerg. Blauwe dwergen zijn een hypothetische klasse, aangezien het heelal niet oud genoeg is voor een ster om dit stadium te hebben bereikt. Wanneer de Ster van Barnard evolueert tot een blauwe dwerg, zal deze een oppervlaktetemperatuur hebben van 6500 – 8500 Kelvin en schijnen met 1/3de van de lichtsterkte van de Zon.
De Ster van Barnard bevat slechts 10 tot 32% van de metaalinhoud van de Zon, d.w.z. elementen zwaarder dan waterstof en helium. Het is een ster van de tussenliggende populatie II, met een hoger metaalgehalte dan sterren in de halo van de Melkweg en lager dan de meeste sterren in de schijf. Recentere studies schatten echter een hoger metaalgehalte voor de ster, tussen 75% en 125% van het metaalgehalte van de Zon.
De Ster van Barnard is geclassificeerd als een flare-ster van het type BY Draconis. De ster heeft de variabele steraanduiding V2500 Ophiuchi. BY Draconis-variabelen zijn doorgaand klasse K en M hoofdreekssterren waarvan de helderheid verandert door stervlekken in combinatie met de effecten van rotatie. De periode van variabiliteit zijn gekoppeld aan de rotatiesnelheden van de sterren. Veel andere nabijgelegen rode en oranje dwergen vertonen vergelijkbare variaties, waaronder Lalande 2115, Ross 248, AX Microscopie – Lacaille 8760, Kapteyn’s ster – VZ Pictoris en Bessels ster- 61 Cygni. BY Draconis-sterren kunnen stellaire flares en extra helderheidsschommelingen van het UV Ceti-type vertonen.
Een fotometrische studie uit 1998, uitgevoerd met de Fine Guidance Sensor 3 van de Hubble Space Telescope, vond een zwak bewijs van helderheidsschommelingen met een periode van ongeveer 130 dagen, overeenkomend met de rotatiesnelheid van de ster. De wetenschappers identificeerden een mogelijke enkele, kleine vlek die in omvang afnam, die de fluctuaties in combinatie met rotatiemodulatie zou kunnen veroorzaken.
Op 17 juli 1998 detecteerde een team van het Goddard Space Flight Center van de NASA een intense stellaire flare. Ze observeerden de ster met een hoge-resolutie spectrograaf als onderdeel van een project dat op zoek was naar exoplaneten. De grote flare verhoogde de helderheid van de ster en verraste astronomen. Rode reuzen hebben de neiging om inactief te zijn en flares van deze omvang zijn vrij zeldzaam. De wetenschappers schatten een temperatuur van ten minste 8000 Kelvin voor het flare-gebied in de onderste atmosfeer, meer dan het dubbele van de normale temperatuur van de ster (3200 Kelvin). De flare duurde ten minste een uur en veroorzaakte een toename van de helderheid van de ster van ten minste een halve magnitude in visuele golflengtes.
Flares van deze omvang zouden gevolgen hebben voor alle planeten die in de leefbare zone van de ster draaien. De zone licht vrij dicht bij de ster en de planeten zouden sterk worden beïnvloed door de flares.
De ontdekking van de grote flare betekende dat alle drie de dichtstbijzijnde rode dwergen bij de Zon – Proxima Centauri, de Ster van Barnard en Wolf 359 – flare-sterren waren. Proxima en Wolf 359 zijn echter veel jongere en actievere sterren en hun flares werden meer dan een halve eeuw geleden al gedetecteerd. Proxima werd in 1951 ontdekt als flare-ster en Wolf 359 in 1969.
In 2019 werden twee stellaire flares van de Ster van Barnard gedetecteerd op ultraviolette golflengtes. Daarnaast werd een röntgen-flare waargenomen. De UV-flares werden door de Hubble gedetecteerd en de röntgen-flare door de Chandra röntgentelescoop.
De onderzoekers analyseerden de effecten van de flares op de atmosferische stabiliteit van hypothetische exoplaneten in de leefbare zone van de ster. Ze concludeerden dat aanhoudende blootstelling aan de vlammen van de Ster van Barnard zou resulteren in het verlies van ± 87 aardatmosferen per miljard jaar door thermische processen en ± 3 aardatmosferen per miljard jaar door ionenverliesprocessen.
In 2003 werd een lage variabiliteit in de radiale snelheid van de ster gerapporteerd. De variaties waren voornamelijk te wijten aan seculiere versnelling en stellaire activiteit. Op basis van zeer nauwkeurige radiale snelheidsbewaking van de ster gedurende een periode van 2,5 jaar, bepaalde een team van astronomen bovengrenzen voor de massa van hypothetische planeten die om de ster draaiden. Voor de afstand van 0,017 tot 0,98 Astronomische Eenheden sloten ze alle planeten uit met een werkelijke massa van meer dan 0,86 Jupitermassa’s. voor de leefbare zone, bij een afstand van 0,034 tot 0,082 Astronomische Eenheden, sloten ze planeten uit met een massa van meer dan 3,1 keer die van Neptunus.
Planeten
De Ster van Barnard heeft vier planeten die in 2024 en 2025 werden bevestigd. Ze worden aangeduid als Barnard b, c, d en e.
De eerste planeet die werd bevestigd was Barnard b. Deze exoplaneet heeft een massa van 0,73 aardmassa e draait met een periode van 3.15 dagen om de ster. Zijn bestaan werd bevestigd gebaseerd op gegevens die met de ESPRESSO-spectrograaf van de Very Large Telescope werden verkregen.
Ditzelfde onderzoek vond bewijs voor het bestaan van drie andere kleine planeten in een baan om de ster.
In maart 2025 bevestigde een onafhankelijk onderzoek de aanwezigheid van zowel Barnard b als de drie andere nieuwe kandidaat-planeten. De astronomen sloten ook de aanwezigheid uit van planeten met massa’s van meer dan 0,57 aardmassa’s in de bewoonbare zone van de ster.
Alle vier de planeten draaien dicht om de Ster van Barnard, met omlooptijden van slechts 2,34 (Barnard d), 3.15 dagen (Barnard b), 4,12 dagen (Barnard c) en 6,74 dagen(Barnard e). alle hypothetische planeten die in de bewoonbare zone van de ster draaien, zouden omlooptijden hebben van 10 tot 42 dagen.
Het planetenstelsel van de Ster van Barnard is een van de meest compacte bekende rode dwergen van het late type die planeten met een lage massa herbergen.
Barnard b
In 2024 werd de ontdekking van Barnard b aangekondigd, een sub-Aarde met ongeveer de helft van de massa van Venus.
Barnard b is de eerste van de vier planeten waarvan is bevestigd dat ze om de Ster van Barnard draaien. Het is de op één na binnenste planeet in het systeem, na Barnard d.
De ontdekking van deze planeet werd gedaan met behulp van gegevens verkregen met de ESPRESSO-spectrograaf gekoppeld aan de Very Large Telescope van de Paranal sterrenwacht in Chili. Astronomen gebruikten een set van 156 waarnemingen die gedurende 4 jaar werden uitgevoerd om periodes korter dan 50 dagen te onderzoeken, waaronder de bewoonbare zone van de ster. De Ster van Barnard was het primaire doel van de ESPRESSO-waarnemingen maar astronomen wilden ook andere aardachtige exoplaneten detecteren in de bewoonbare zones van nabijgelegen sterren.
De resultaten worden ondersteund door gegevens verkregen met HARPS van de ESO-sterrenwacht in Chili, HARPS-N van de Roque de los Muchachos sterrenwacht op de Canarische eilanden en in de CERMENES-survey gekoppeld aan de 3,45 meter telescoop van de Calar Alto sterrenwacht in Spanje.
ESPRESSO = Echelle SPectrograph for Rocky Planets and Stable Spectroscopic Obervations.
HARPS = High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher.
HARPS-N = High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere.
CARMENES = Calar Alto high Resolution search for M-dwarfs with Exoearths with Near-Infrared and optical Echelle Spectrographs.
MARRON-X = M-dwarf Advanced Radial velocity Observer Of Neighbouring eXoplanets
HPF = Habitable-Zone Planet Finder
De exoplaneet draait met een periode van 3,15 dagen op een afstand van slechts 0,0229 Astronomische Eenheden om de ster. Dit komt overeen met ongeveer 5% van de afstand van Mercurius tot de Zon.
Barnard b heeft een minimale massa van 0,299 aardmassa’s meer dan het dubbele van de massa van Mars. De planeet heeft een evenwichtstemperatuur van 438 Kelvin (de Aarde heeft een evenwichtstemperatuur van 255 Kelvin). Het is een van de weinige exoplaneten die bekend zijn met een massa die kleiner is dan die van de Aarde.
In dit onderzoek werden nog drie andere mogelijke exoplaneten voorgesteld. De kandidaat-planeten met een lage massa draaien te dicht om de ster om bewoonbaar te zijn. Hoewel de Ster van Barnard ongeveer 2600 Kelvin koeler is dan de Zon zou elke planeet die er dichtbij draait te heet zijn om vloeibaar water op zijn oppervlak te behouden.
Barnard c
Barnard c is de tweede buitenste planeet, na Barnard e, waarvan bevestigd is dat hij bestaat. De planeet heeft een minimale massa van 0,335 aardmassa’s en draait met een periode van 4,12 dagen op een afstand van 0,027 AE om de ster. Barnard c heeft een baanexcentriciteit van 0,08 en dat is de grootste van de vier planeten.
Barnard c, d en e werden bevestigd op basis van gegevens verkregen met MAROON-X, een zeer nauwkeurige radiale snelheidsspectrograaf op de 8 meter Gemini North telescoop op Mauna Kea.
De onderzoekers verkregen tussen 2021 en 2023 112 radiale snelheidsmetingen. Ze bevestigden ook het bestaan van Barnard b en ze combineerden de MAROON-X-gegevens met de gegevens die eerder waren verkregen met het ESPRESSO-instrument om de aanwezigheid van Barnard e te bevestigen. De drie binnenste planeten werden alleen bevestigd met behulp van de gegevens van MAROON-X.
Barnard d
Barnard d is de binnenste planeet die om de ster draait. De planeet heeft een massa van minstens 0,263 aardmassa’s en een baanperiode van 2,34 dagen. De planeet draait op een afstand van 0,019 AE en met een baanexcentriciteit van 0,04 om de ster.
Barnard e
Barnard e is de buitenste planeet. Barnard e heeft een baanperiode van 6,74 AE en een massa van minstens 0,183 aardmassa. Ter vergelijking: Proxima d, de binnenste planeet die om Proxima Centauri draait, heeft een massa van minstens 0,26 aardmassa. Proxima d behoort tot de lichtste exoplaneten die met behulp van de radiale snelheidsmethode zijn gevonden.
Zoektocht naar planeten
Als het op een na meest nabije stersysteem tot de Aarde is de Ster van Barnard een regelmatig doelwit om naar exoplaneten te zoeken. Ofschoon de eerste exoplaneet pas in 2024 werd bevestigd werden er de afgelopen eeuw verschillende kandidaat-planeten gerapporteerd.
In de jaren ’60 en begin jaren ’70 beweerde de Nederlandse astronoom Peter van de Kamp dat hij een astrometrische wiebeling had gedetecteerd die hij toeschreef aan een planeet, met behulp van een 24 inch refractor van de Sproul Sterrenwacht. Hij stelde aanvankelijk een planeet voor met ongeveer 1,6 Jupitermassa’s die om de gastster draaide op een afstand van 4,4 Astronomische Eenheden, maar herzag later zijn metingen en stelde zelf een tweede planeet voor.
Van de Kamps beweringen werden breed geaccepteerd tot 1973, toen twee artikelen het bestaan van de planeet niet konden bevestigen. Eén daarvan suggereerde dat variaties in de astrometrische velden van sterren overeenkwamen met de timing van wijzigingen die waren aangebracht aan de objectieflens van de Swarthmore-refractor. In 1995 stelde de Amerikaanse astronoom George Gatewood voor dat begeleiders met een massa meer dan 10 Jupitermassa niet rond de ster konden bestaan.
Interferometrische waarnemingen in 1999 met de Fine Guidance Sensor 3 van de Hubble Space Telescope detecteerden geen planeten. Astronomen konden echter het bestaan van planeten met een massa van meer dan 0,8 Jupitermassa’s die rond de ster draaiden met periodes tussen 1 dag en 1000 dagen uitsluiten.
Een artikel uit 2013 stelde verdere beperkingen aan de massa van mogelijke planeten die om de ster draaien. De onderzoekers stelden een bovengrens van 2 aardmassa’s vast voor planeten die om de ster draaiden met periodes tot 1000 dagen. Ze sloten ook planeten uit met meer dan 10 aardmassa’s die om de ster draaiden met periodes tot 2 jaar. De leefbare zone van de ster van Barnard bleek verstoken te zijn van planeten met de massa van de Aarde of groter, met de mogelijke uitzondering van hypothetische planeten in face-on banen.
In November 2018 werd een super-Aarde in een baan om de Ster van Barnard gemeld. Deze werd aangeduid als Barnard b en zou een massa van minstens 3,2 aardmassa’s hebben en een baan beschreven met ene maximale hoekscheiding van 220 milliboogseconden van de ster.
De ontdekking werd aangekondigd in Nature en toegeschreven aan gegevens verkregen met CARMENES en het Red Dots-project. Het team dat de ontdekking rapporteerde maakte gebruik van 7 verschillende instrumenten, waaronder de HARPS en UVES-spectrografen van de ESO en data verkregen over een periode van 20 jaar. Het team detecteerde de planeet met behulp van de radiale snelheidsmethode. Ook vonden ze een aanduiding voor het bestaan van een planeet veel verder weg van de ster.
Voor de voormalige Barnard b werd een baanperiode van 233 dagen en een afstand van 0,4 Astronomische Eenheden berekend. Dit zou betekenen dat de planeet zich in de sneeuwlijn van de ster bevindt en slechts 2% van de energie van zijn ster ontvangt dan de Aarde van de Zon krijgt. Met een evenwichtstemperatuur van -170 °C zou de planeet niet geschikt zijn voor leven zoals wij dat kennen.
Hetzelfde onderzoek werd gebruikt om nauwkeurigere bovengrenswaardes voor massa vast te stellen voor potentiële planeten die in de leefbare zone van de ster draaien. De analyse van de onderzoekers was gevoelig voor planeten met massa’s van minstens 0,7 en 1,2 aardmassa’s bij respectievelijke omlooptijden van 10 en 40 dagen. De periodes komen overeen met de binnen- en buitenranden van de bewoonbare zone van de ster. Daarom zouden planeten die nog gevonden kunnen worden in de bewoonbare zone minder zwaar moeten zijn.
In een onderzoek dat in 2021 werd gepubliceerd werd het bestaan van Barnard b in twijfel getrokken. Uitgaande van archiefgegevens en metingen verkregen met het HPF-instrument van de McDonald sterrenwacht in Texas stelde het team vast dat het signaal dat als de kandidaat-planeet werd geïnterpreteerd in feite een alias was van de rotatieperiode van de ster van 145 dagen. Ze vonden dat het 233-daagse signaal alleen het sterkst was als de stellaire activiteit op het oppervlak van de Ster van Barnard ook sterk was.
Een onderzoek uit 2022 gebruikte gegevens verkregen met SPIRou, een infrarood hoge-resolutie echelle spectropolarimeter op de Canada-France-Hawaï Telescope en bevestigde dat Barnard b een artefact was dat werd geproduceerd door een combinatie van stellaire activiteit en tijdsbemonstering.
Wetenswaardigheden
De Ster van Barnard is een van de meest bestudeerde sterren in de buurt van de Zon. De locatie nabij de hemelequator maakt de ster gemakkelijk te observeren. Astronomen hebben zich vooral gericht op het bepalen van de stellaire parameters en beweging en op het vinden van planeten die eromheen draaien.
E.E. Barnard was in 1916 de eerste die de eigenbeweging van de ster bepaalde. Barnard vergeleek zijn foto met een foto uit 1904 en ontdekte een jaarlijkse beweging van 10”.36. dit was de grootste eigenbeweging die voor een ster bekend was. Barnard was niet de eerste die de ster vastlegde. De rode de dwerg was eerder al vastgelegd in 1888 en 1890 op fotografische platen van de universiteit van Harvard.
De Ster van Barnard heeft nog steeds de grootste eigenbeweging van alle tot nu toe bekende sterren. Het lijkt erop dat de ster met 10,358 boogseconden per jaar langs de hemel beweegt ten opzichte van de Zon. Dat komt overeen met een relatieve snelheid van 90 km/s en het komt ook overeen met 0,25° in een mensenleven of ook ongeveer de helft van de hoekdiameter van de Volle Maan.
Een hoge eigenbeweging geeft doorgaans aan dat een ster zich in de buurt van de Zon bevindt. Proxima Centauri, de dichtstbijzijnde ster tot de Zon beweegt met 3,853 boogseconden per jaar.
De meeste sterren reizen met 0,01 boogseconde of minder per jaar langs de sterrenhemel en lijken millennia lang op dezelfde plek te blijven. Afgezien van de Ster van Barnard zijn de sterren met de hoogste eigenbeweging die bekend zijn de Ster van Kapteyn, een rode dwerg op 12,83 lichtjaar in het sterrenbeeld Pictor – Schilder, Groombridge 1830 – Ster van Argelander, een gele subdwerg op 29,93 lichtjaar afstand in Ursa Major – Grote Beer en Lacaille 9352, een rode dwerg op 29,93 lichtjaar afstand in Zuidervis – Piscis Austrinus. Deze sterren reizen met respectievelijk 8,671”/jaar, 7,028”/jaar en 6,8996”/jaar.
De sterren met de hoogste eigenbeweging die met het blote oog zichtbaar zijn, zijn Groombridge 1830 (mag. 6,44), 61 Cygni A en B (mag. 5,21 en 6,05) en Epsilon Indi (mag. 4,83), met respectievelijk eigenbewegingen van 7,058”/jaar, 5.281”/jaar en 5,172”/jaar en 4,704”/jaar.
De Ster van Barnard heeft een radiale snelheid van -110 km/s richting de Zon. Gecombineerd met de hoge eigenbeweging van de ster levert dit een ruimtesnelheid op van -142,6 km/s. De Ster van Barnard beweegt richting de Zon en zal rond het jaar 11.800 na Christus het dichtst bij de Zon komen, wanneer hij op ongeveer 3,75 lichtjaar komt, dichterbij dan Proxima Centauri nu is (4,25 lichtjaar).
Maar zelfs dan zal de Ster van Barnard niet de meest nabije ster zijn, ook Proxima Centauri nadert namelijk de Zon. De Ster van Barnard zal op dat moment een magnitude helderder zijn, maar nog steeds te zwak om met het blote oog te kunnen waarnemen.
De Ster van Barnard is de meest nabije ster tot de Zon op het noordelijk halfrond. Het Alpha Centauri-systeem, de thuisbasis van de drie meest nabije sterren, ligt aan de verre zuidelijke hemel en is voor noordelijke waarnemers grotendeels onzichtbaar. Ophiuchus, het sterrenbeeld van de Ster van Barnard, is een van de 15 equatoriale sterrenbeelden en is vanaf de meeste plekken op Aarde gedurende minstens een deel van het jaar te zien.
De Ster van Barnard is he top één na meest nabije stersysteem tot de Zon, na Alpha Centauri. Het Alpha Centauri-systeem herbergt de drie meest nabije individuele sterren tot de Aarde: Proxima Centauri – Alpha Centauri C, Rigil Kentaurus – Alpha Centauri A en Toliman – Alpha Centauri B.
De meest nabije buur van de Ster van Barnard is Ross 154, een rode dwerg in het sterrenbeeld Boogschutter – Sagittarius, op een afstand van 5,41 lichtjaar.
Gezien vanaf de Ster van Barnard zou de Zon zichtbaar zijn als een ster van de 1ste magnitude in het westelijke deel van het sterrenbeeld Monoceros – Eenhoorn). De Zon zou het zo helder schijnen als Pollux wanneer hij vanaf de Aarde wordt gezien.
De Ster van Barnard werd geselecteerd als doelwit voor de zoektocht naar aardachtige planeten die rond nabijgelegen sterren draaien. Dit was tijdens de Space Interferometry Mission van de NASA die in 2010 werd stopgezet en de Darwin-interferometriemissie van de ESA die in 2007 werd gestaakt.
Project Daedalus
De Ster van Barnard was het middelpunt van Project Daedalus, een onderzoek dat van1973 tot 1978 werd uitgevoerd door de British Interplanetary Society. De British Interplanetary Society, opgericht in Liverpool, Engeland, is de oudste nog bestaande ruimtevaartorganisatie ter wereld. Het doel van Project Daedalus was om een theoretische onbemande interstellaire sonde te ontwerpen met behulp van bestaande of nabije toekomstige technologie, die de Ster van Barnard binnen een mensenleven zou kunnen bereiken.
De Ster van Barnard werd gekozen boven Proxima Centauri omdat men destijds dacht dat er minstens één exoplaneet te vinden was. Proxima Centauri b, de eerste van 4 kandidaat-planeten rond Proxima, werd pas in 2016 gevonden.
De Britse werktuigbouwkundige en ruimtevaartingenieur Alan Bond leidde een team van ingenieurs en wetenschappers die suggereerden dat de ster binnen 50 jaar bereikt zou kunnen worden met behulp van een fusieraket. Een fusieraket is een theoretisch ontwerp voor een raket die in staat zou zijn om een aanhoudende versnelling in de ruimte te bereiken zonder veel brandstof te hoeven vervoeren. De raket zou in een baan om de Aarde worden gebouwd en binnen 4 jaar een snelheid van 12% van de lichtsnelheid bereiken. Hij zou 500 ton aan wetenschappelijke apparatuur kunnen vervoeren en in staat zijn om de Ster van Barnard en alle bijbehorende objecten gedetailleerd te onderzoeken. Ook zou de raket very long baseline interferometrie kunnen uitvoeren. De gedetailleerde haalbaarheidsstudie voor de scheervlucht werd in 1978 gepubliceerd.
Naamgeving
De naam Ster van Barnard werd op 1 februari 2017 officieel toegekend door de Working Group on Starnames van de Internationale Astronomische Unie.
De ster is vernoemd naar de Amerikaanse astronoom Edward Emerson Barnard. In 1916 bepaalde Barnard de eigenbeweging op 10,3 boogseconden per jaar, groter dan enig andere bekende ster.
De Ster van Barnard wordt ook vaak Gliese 699 genoemd, naar de Gliese Catalogue of Nearby Stars.
Locatie
De Ster van Barnard bevindt zich in het sterrenbeeld Ophiuchus – Slangendrager. Dit sterrenbeeld is te herkennen aan een grote polygoon. Rasalhague, de helderste ster van het sterrenbeeld, bevindt zich aan de top van de veelhoek. Het is de helderste ster ongeveer halverwege Wega en Antares.
De oranje reus Cebalrai – Bèta Ophiuchi – bevindt zich linksonder Rasalhague. Cebalrai kan worden gebruikt om de Stier van Poniatowski op te zoeken. Dit V-asterisme bestaat uit de sterren 66, 67, 68, 70 en 73 Ophiuchi. De Ster van Barnard bevindt zich noordwesten van 66 Ophiuchi, de meest rechtse ster van het asterisme.
In het hetzelfde gebied, ten noordoosten van Cebalrai, bevindt zich de open sterrenhoop IC 4665.
Sterrenbeeld
De Ster van Barnard bevindt zich in het sterrenbeeld Ophiuchus. De hemelse Slangendrager is een van de Griekse sterrenbeelden die door Claudius Ptolemeus in de 2de eeuw na Christus in zijn Almagest is opgenomen. Het sterrenbeeld wordt geassocieerd met de genezer Asclepius en de god Apollo.
Ophiuchus beslaat een oppervlakte van 948 vierkante graden aan de sterrenhemel. Het wordt afgebeeld als een man die een slang vasthoudt en het verdeeld het sterrenbeeld Serpens – Slang in twee delen, Serpens Caput (kop van de slang) en Serpens Cauda (staart van de slang). Als een van de 15 equatoriale sterrenbeelden kan Ophiuchus van overal ter wereld worden gezien.
In grootte is Ophiuchus het 11de sterrenbeeld. Het bevindt zich aan de hemelequator en beslaat een oppervlakte van 948 vierkante graden.
Ophiuchus bevat verschillende noemenswaardige sterren, waaronder de dubbelster Eta Ophiuchi – Sabik, de reus Cebalrai – Bèta Ophiuchi, het stersysteem Rho Ophiuchi, Zeta Ophiuchi, de meest nabije O-klasse ster tot de Zon, de rode dwerg Wolf 1061 die drie bekende exoplaneten heeft en de terugkerende nova RS Ophiuchi. In het sterrenbeeld vinden we ook Kepler’s Supernova, het restant van een supernova die Kepler in 1604 waarnam.
In Ophiuchus vinden we ook veel heldere sterrenhopen. Dit zijn onder andere de open sterrenhoop IC 4665 in de buurt van Cebalrai en de bolhopen Messier 9, Messier 10, Messier 12, Messier 14, Messier 19, Messier 62 en Messier 107. Ander opmerkelijke deepsky-objecten in het sterrenbeeld zijn o.a. de bipolaire planetaire nevel M2-9 – Minkowski’s Vlinder en het Rho Ophiuchi moleculaire wolkencomplex.
De beste tijd van het jaar om de sterren een deepsky-objecten in Ophiuchus waar te nemen is de maand juni als het sterrenbeeld ’s avonds hoger boven de horizon klimt. Het hele sterrenbeeld is zichtbaar tussen 80° en 80°.
De 10 helderste sterren in Ophiuchus zijn Rasalhague (Alpha Oph, mag. 2,07), Sabik (Eta Oph, mag. 2,43), Zeta Ophiuchi (mag. 2,57), Yed Prior (Delta Oph, mag. 2,75), Cebalrai (Beta Oph, mag. 2,75), Kappa Ophiuchi (mag. 3,20), Yed Posterior (Epsilon Ophiuchi, mag. 3,22), Theta Ophiuchi (mag. 3,26), Nu Ophiuchi (mag. 3,33)en 72 Ophiuchi (mag. 3,73).
Gliese 699 – Ster van Barnard
| Spectraalklasse | M4.0V |
| Variabel type | BY Draconis |
| Schijnbare helderheid (magnitude) | 9,51 |
| Absolute helderheid (magnitude) | 13,21 |
| Afstand (lichtjaar – parsec) | 5,96 – 1,83 |
| Radiale snelheid (km/s) | -110,1 |
| Massa (zon=1) | 0,144 |
| Lichtsterkte (zon=1) | 0,0035 |
| Straal (zon=1) | 0,196 |
| Temperatuur (Kelvin) | 3100 |
| Leeftijd (miljard jaar) | 10 |
| Rotatieperiode (dagen) | 130,4 |
| Namen en aanduidingen | Ster van Barnard Proxima Ophiuchi Velox Barnardi V2500 Ophiuchi Gliese 699 HIP 87937 |
Eerste publicatie: 2 augustus 2013
Laatste wijziging: 16 maart 2025
Bron: Sky & Telescope, Wikipedia & vele anderen
