導入
| バーナードスター | |
 | |
| 観測データ (エポック J2000.0) | |
|---|---|
| 赤経 | 午後5時57分48.5分 |
| 赤緯 | +04° 41′ 36” |
| 星座 | へびつかい座 |
| 見かけの大きさ | 9.57 |
| 特徴 | |
| スペクトルタイプ | M4V |
| UBインデックス | 1.28 |
| BV インデックス | 1.74 |
| RIインデックス | ? |
| 変動性 | ドラコニス著 |
| 天文測定 | |
| ラジアル速度 | -106.8 km/秒 |
| 適切な動き | μ=-797.84マス/a μ=10,326.93マス/a |
| 視差 | 546.98±1.00マス |
| 距離 | 5.96アル (1,828平方フィート) |
| 絶対的な大きさ | 13.26 |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 0.17万☉ |
| 半径 | 0.15～ 0.20R☉ |
| 表面重力(log g) | ? |
| 輝度 | 0.0004リットル☉ |
| 温度 | 3134(±102)K |
| 金属性 | 太陽の 10 ～ 32% |
| 回転 | 130.4日 |
| 年 | ～10 10a |
| その他の指定 | |
| BD+04 3561a、HIP 87937、ミュンヘン 15040、ヴィソツキー 799、LHS 57、GCTP 4098.00、G 140-024 | |
バーナード星は、へびつかい座にある星です。この M 型赤色矮星は、主に最大の固有運動 (年間 10.3 インチ) を持つ星として知られています。この星は、1916 年にこの性質を発見した天文学者エドワード エマーソン バーナードにちなんで名付けられました。1.828 メートルの距離にあります。パーセク(または 5.96 光年) で、太陽とケンタウリ座アルファ星に次いで 5 番目に近い星ですが、光が少ないため肉眼では見えません。
バーナード星は多くの研究の対象となっており、天の赤道に近いことと観測に適した位置にあるため、おそらく最も研究されている M 矮星です。研究は、星の特性と太陽系外惑星の可能性の検出に焦点を当てました。したがって、ピーター・ファン・デ・カンプが1963年に、1つまたは複数の木星惑星の存在を示すように見える恒星の運動の乱れを検出したと発表したとき、この星は科学的論争の対象となった。この発見は最終的には誤りであることが判明しました。バーナード星は、太陽系の隣接する星系への無人高速旅行の実現可能性を研究する際の目標星でもありました。
天文学の歴史におけるバーナード星
バーナードスターは、ミュンヘンの最初のカタログとアルバニー総合カタログでは、それぞれミュンヘン 15040 (期間 1850.0、その後 1880.0) およびAGC 6005 (期間 1910.0) という名称で参照されました。 1916 年、アメリカの天文学者エドワード エマーソン バーナードは、1894 年と 1916 年に撮影された写真乾板を比較することによって、この星が空で最も大きな自然な動き (年間 10.3 インチ) を持っていることを発見しました。この星は彼の名誉にちなんで名付けられました。
1963年、オランダの天文学者ピーター・ファン・デ・カンプは、バーナード星の固有運動の乱れを検出したと発表した。彼によると、それらは木星に匹敵する大きさの1つまたは複数の惑星によるものでした。ヴァン・デ・カンプは1938年以来、スワースモア大学天文台の同僚らとともに写真乾板上の位置におけるマイクロメーターの微小な変化を検出するためにこの星を観察していた。これらの変化は、伴惑星の存在を示す星の軌道の乱れに対応すると考えられていました。ヴァン デ カンプ氏は、各個人による体系的な測定誤差を避けるために、最大 10 人のグループに位置を測定させ、結果の平均を計算しました。ヴァン・デ・カンプは、バーナード星にはわずかに離心した軌道上に4.4天文単位の距離にある1.6木星の質量の惑星が付随しているという仮説を立て、1969年に研究が洗練された。その年の後半、彼はそれぞれ木星の質量が0.8と1.1の2つの惑星を示唆した。この発見は 1960 年代に科学界で一般的に受け入れられました。
他の天文学者はヴァン デ カンプの研究を再現しようとしました。 1 つまたは複数の惑星の存在を否定する 2 つの重要な論文が 1973 年に発表されました。ゲートウッドとアイヒホーンは、別の天文台で撮影された写真を使用して、プレート上の新しい測定技術にもかかわらず、伴惑星の存在を確認できませんでした。 4か月後にハーシーによって発表された別の論文では、ヴァン・デ・カンプが使用したスワースモア天文台を使用し、観測された変動の考えられる原因を示唆しました。彼は、いくつかの星の天文場の変化が望遠鏡のレンズに加えられた調整や修正の時期に関連していることを発見しました。観察された動きは、観測機器のメンテナンスと更新による人工物でした。
ヴァン・デ・カンプは生涯を通じて自分の間違いを認めることを拒否した。ヴァン・デ・カンプは非常に賞賛され、社交的な人物であったにもかかわらず、彼の研究結果に異議を唱えた同僚に裏切られたと感じたと伝えられている。スワースモア大学でヴァン・デ・カンプの後を継ぎ、二重星の専門家であったウルフ・ハインツは、彼の発見に疑問を抱き、1976年から彼の研究の批評を発表した。その後、二人の関係は緊張した。 1982年、ヴァン・デ・カンプは2つの惑星の存在を確認すると主張する新しい論文を発表した。
バーナード星の伴星を見つけるために1980年代から1990年代にかけて行われた探索は失敗に終わった。 1999年にハッブル宇宙望遠鏡を使用して実施された干渉計の研究でも、惑星の伴星を特定できませんでした。しかし、これらすべての失敗によって、バーナード星の周りを周回する低質量惑星の存在を完全に排除することはできません。この論争により太陽系外惑星に関する研究は遅れたが、バーナード星の名声には貢献した。