Étoile de barnard

Étoile de barnard

Étoile de Barnard

Étoile de Barnard
Étoile de Barnard
Données d'observation
(Époque J2000.0)
Ascension droite 17h 57m 48,5s[1]
Déclinaison +04° 41′ 36″[1]
Constellation Ophiuchus
Magnitude apparente 9,57
Caractéristiques
Type spectral M4 V[1]
Indice U-B 1,28
Indice B-V 1,74
Indice R-I  ?
Variabilité BY Draconis[1]
Astrométrie
Vitesse radiale -106,8 km/s
Mouvement propre μα=-797,84 mas/a
μδ=10 326,93 mas/a
Parallaxe 546,98 ± 1,00 mas
Distance 5,96 al
(1,828 pc)
Magnitude absolue 13,26
Caractéristiques physiques
Masse 0,17 M☉
Rayon 0,15 à 0,20 R☉
Gravité de surface (log g)  ?
Luminosité 0,0004 L☉
Température 3 134 (± 102) K
Métallicité 10 à 32 % du Soleil
Rotation 130,4 jours
Âge ~1010 a


Autres désignations
BD+04 3561a, HIP 87937, Munich 15040, Vyssotsky 799, LHS 57, GCTP 4098.00, G 140-024

L'étoile de Barnard est une étoile de la constellation d'Ophiuchus. Cette naine rouge de type M est principalement connue pour être l'étoile possédant le mouvement propre le plus important (10,3" par an)[2]. L'étoile est nommée en l'honneur de l'astronome Edward Emerson Barnard qui découvrit cette propriété en 1916. Située à une distance de 1,828 parsec (soit 5,96 années-lumière), c'est la cinquième étoile la plus proche de la Terre après le Soleil et les trois composantes d'Alpha Centauri. L'étoile est cependant invisible à l'œil nu en raison de sa faible luminosité.

L'étoile de Barnard a fait l'objet de nombreux travaux et est probablement la naine M la plus étudiée en raison de sa proximité et de sa position proche de l'équateur céleste qui est favorable à l'observation[3]. Les recherches se sont concentrées sur les propriétés de l'étoile et la détection d'éventuelles planètes extrasolaires. L'étoile fut ainsi l'objet d'une controverse scientifique lorsque Peter van de Kamp annonça en 1963 avoir détecté des perturbations dans le mouvement propre de l'étoile qui semblaient indiquer la présence d'une ou plusieurs planètes joviennes. Cette découverte se révéla finalement erronée. L'étoile de Barnard fut également une étoile cible lors d'une étude sur la faisabilité d'un voyage rapide inhabité vers des systèmes stellaires voisins du système solaire.

Sommaire

L'étoile de Barnard dans l'histoire de l'astronomie

L'étoile de Barnard fut référencée dans le premier catalogue de Munich et dans l'Albany General Catalogue sous les désignations respectives Munich 15040 (époque 1850.0 puis 1880.0)[4] et AGC 6005 (époque 1910.0)[5],[2]. En 1916, l'astronome américain Edward Emerson Barnard découvrit, en comparant des plaques photographiques réalisées en 1894 et en 1916, que l'étoile possédait le mouvement propre le plus important du ciel (10,3" par an)[2]. L'étoile fut ainsi nommée en son honneur.

En 1963, un astronome néerlandais, Peter van de Kamp, annonça avoir détecté des perturbations dans le mouvement propre de l'étoile de Barnard. Elles étaient dues selon lui à une ou plusieurs planètes de taille comparable à Jupiter[6]. 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. Ces variations étaient censées correspondre à des perturbations orbitales de l'étoile indiquant la présence d'un compagnon planétaire. Van de Kamp faisait mesurer les positions par des groupes allant jusqu'à dix personnes, puis calculait la moyenne des résultats afin d'éviter les erreurs systématiques de mesure dues à chaque individu[7]. 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 affinés en 1969. Plus tard la même année, il suggéra deux planètes de respectivement 0,8 et 1,1 masses joviennes[8]. Cette découverte fut en général acceptée dans la communauté scientifique durant les années 60.

Vue d'artiste d'une planète autour d'une naine rouge

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[9]. Un autre article publié par Hershey quatre mois plus tard, à l'aide de l'observatoire de Swarthmore qu'avait utilisé Van de Kamp, suggéra une cause possible aux variations observées. Il constata que les changements du champ astrométrique de plusieurs étoiles étaient liés à l'époque des ajustements et aux modifications réalisées sur les lentilles du télescope[10] : le mouvement observé était un artefact dû à la maintenance et à la mise à jour du matériel d'observation.

Van de Kamp refusa toute sa vie de reconnaître son erreur. Bien qu'étant un homme très admiré et sociable, Van de Kamp se serait senti trahi par ses collègues qui contestèrent ses découvertes. Wulff Heintz, qui succéda à Van de Kamp à Swarthmore et était expert des étoiles doubles, mis en question ses découvertes et publia des critiques de ses travaux à partir de 1976. Les relations entre les deux hommes se seraient alors distendues[11]. En 1982, Van de Kamp publia un nouvel article censé confirmer l'existence de deux planètes[12].

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[13]. Tous ces échecs ne permettent cependant pas d'exclure totalement l'existence de planètes de faible masse orbitant autour de l'étoile de Barnard. Bien que la controverse ait ralenti les travaux sur les planètes extrasolaires, elle a contribué à la célébrité de l'étoile de Barnard.

Système stellaire

L'étoile de Barnard est une naine rouge de type M4. 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 donc beaucoup trop faible pour être visible à l'œil nu.

L'étoile de Barnard aurait été formée il y a environ 10 milliards d'années. Cette vieille étoile 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)[14]. En raison de son âge, il fut longtemps supposé que l'étoile de Barnard ne possédait pas d'activité stellaire significative. Cependant, des astronomes observèrent en 1998 une intense éruption solaire : l'étoile de Barnard fait donc partie des étoiles éruptives[15]. L'étoile est également appelée V2500 Ophiuchi dans la désignation des étoiles variables.

Positions de l'étoile de Barnard depuis 1985

Le mouvement propre de l'étoile représente une vitesse transversale[16] de 90 km/s. Les 10,3 secondes d'arc parcourues annuellement correspondent à un quart de degré durant une vie humaine, soit à peu près la moitié du diamètre angulaire de la pleine Lune[17]. Sa vitesse radiale[18] peut être mesurée par effet Doppler. Deux mesures sont données dans les catalogues d'étoiles : 106,8 km/s dans Simbad, et 110,8 km/s dans ARICNS et dans les autres. Ces mesures, combinées avec le mouvement propre, suggèrent une vitesse réelle par rapport au Soleil de 139,7 et 142,7 km/s respectivement[19] En fait, l'étoile de Barnard approche si vite du Soleil qu'elle sera à 3,8 années-lumière du système solaire (contre 5,96 actuellement) vers l'an 11 800[6]. Cependant, elle ne sera pas alors l'étoile la plus proche du Soleil, car Proxima du Centaure sera encore plus proche[20]. Elle sera encore trop faible pour être visible à l'oeil nu car sa magnitude apparente sera d'environ 8,5. Puis elle s'éloignera.

L'étoile de Barnard a une masse de 17 % et un rayon de 15 à 20 % de ceux du Soleil[21]. Sa température de surface est de 3134 (±102) K, sa luminosité visuelle est le 4/10 000e et sa luminosité bolométrique de 34,6/10 000e de ceux du Soleil[3]. Si elle remplaçait le Soleil, elle serait seulement 100 fois plus lumineuse que la pleine lune[21].

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[21].

Recherche

L'étoile de Barnard a un diamètre d'environ 15 à 20 % celui du Soleil[22].

Les travaux de recherche sur l'étoile de Barnard ont été nombreux. Le thème principal d'étude a été la recherche de planètes suite aux travaux de Van de Kamp, mais bien d'autres domaines d'étude sont documentés.

Caractéristiques stellaires et astrométrie

Plusieurs articles sur les relations masse-luminosité ont été publiés 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-estiment sa valeur; il propose 0,20 rayon solaire (± 0,008 rayon solaire) qui se situe vers les valeurs maximales typiquement considérées[3].

Lors d'une vaste étude sur 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, soit approximativement 10 à 32 % de la métallicité du Soleil[22]. La métallicité, la proportion de la masse stellaire constituée d'éléments plus lourds que l'hélium, permet de classer les étoiles. L'étoile de Barnard semble typique des vieilles naines rouges de population II, qui sont en général des étoiles du halo pauvres en métaux. Bien qu'inférieure à celle du Soleil, la métallicité de l'étoile de Barnard est plus élevée que celle des étoiles du halo et est proche des valeurs basses des étoiles du disque riches en métaux. Cette propriété et son mouvement spatial élevé, ont conduit à la définition de la population II intermédiaire[22],[23].

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[13]. Cela a permis d'affiner les frontières de la zone planétaire. Un autre article important, par Kurster et al., fut publié en 2003. Il porte sur la première détection de changement de vitesse radiale d'une étoile causée par son mouvement spatial. Une partie de la modification de la vitesse radiale fut attribuée à l'activité stellaire[23].

Recherche planétaire

Divers travaux ont permis de préciser la possibilité que l'étoile de Barnard accueille des planètes. En améliorant la précision sur le mouvement de l'étoile, l'incertitude sur la masse et les orbites des planètes possibles est réduite. 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 car leur masse plus faible rend les perturbations planétaires plus faciles à détecter[24]. Gatewood a ainsi pu montrer 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[6]. Son article permit également de préciser les valeurs limites possibles des objets planétaires[25]. L'article de 1999 avec Hubble permit d'exclure les compagnons planétaires de 0,8 masses joviennes de période orbitale inférieure à 1000 jours[13], 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 »[26] supérieure à 7,5 masses terrestres ou une masse supérieure à 3,1 masses de Neptune (bien inférieures aux plus petites estimations de Van de Kamp)[23].

Bien que ces travaux aient grandement limité les paramètres de possibles planètes autour de l'étoile de Barnard, ils n'ont pas totalement exclu leur existence; il est possible qu'il y ait des planètes telluriques mais elles seraient difficiles à détecter. Les Space Interferometry Mission de la NASA et mission Darwin de l'ESA, prévues pour chercher les planètes comparables à la Terre autour de 2015, ont choisi d'étudier notamment l'étoile de Barnard[21].

L'éruption de 1998

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 dues aux planètes. Il a fallu 4 ans avant que l'éruption ne soit correctement analysée. Étudier le spectre ne permet pas de déterminer précisément l'énergie totale de l'éruption mais Paulson suggéra que la température de l'éruption atteignit 8000 K, plus du double de la température de l'étoile[27]. Étant donnée la nature aléatoire des éruptions, elle indiqua que « l'étoile serait fantastique à observer pour des astronomes amateurs »[15].

L'éruption fut une surprise car des étoiles si âgées étaient supposées avoir une faible activité. Les éruptions, qui ne sont pas totalement expliquées, seraient dues aux puissants champs magnétiques, qui annihileraient les mouvements de convection du plasma provoquant ainsi de soudains sursauts ; 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 serait rare autour de l'étoile de Barnard[27]. Des recherches menées afin de déterminer la périodicité de telles éruptions et d'observer des changements dans l'activité stellaire sur une période de temps donnée suggèrent que l'étoile de Barnard devrait être calme. Des travaux publiés en 1998 n'ont pas montré de preuves convaincantes d'une variation périodique de la luminosité de l'étoile de Barnard : une seule tache possible fut identifiée en 130 jours[28].

Projet Daedalus

Article détaillé : 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. Elle suggéra qu'un rapide voyage inhabité vers un autre système stellaire est possible à l'aide de technologies existantes ou envisageables[29]. L'étoile de Barnard fut choisie comme objectif du voyage en partie en raison de l'existence supposée de compagnons planétaires[30].

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 serait atteinte au bout de 50 ans, c'est-à-dire en une vie humaine[30]. Cette mission pourrait permettre d'étudier l'étoile et ses éventuels compagnons, le milieu interstellaire et de réaliser des mesures astrométriques[29].

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 fabriquer des sondes d'exploration et ensuite pour créer une copie du vaisseau original au bout de 1000 ans[31].

Annexes

Article connexe

Liens externes

Source

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Barnard's Star ».

Notes et références

  1. ↑ a , b , c  et d  (en) V* V2500 Oph -- Variable of BY Dra type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg — Note: Certaines valeurs ne s'affichent qu'en choisissant l'option "Display all measurements" en bas de la page.
  2. ↑ a , b  et c  (en)E. E. Barnard, « A small star with large proper motion », dans Astronomical Journal, vol. 29, no 695, 1916, p. 181 [texte intégral (page consultée le 10 août 2006)] 
  3. ↑ a , b  et c  (en)Dawson, P. C. ; De Robertis, M. M., « Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale », dans Astronomical Journal, vol. 127, no 5, 2004, p. 2909 [résumé lien DOI (pages consultées le 16 août 2006)] 
  4. ↑ (de)Seeliger, H. & Bauschinger, J., « Erstes Müchner Sternverzeichniss enthaltend die mittleren Örter von 33082 Sternen », dans Neue Annalen der Koeniglichen Sternwarte in Bogenhausen bei Muenchen, vol. 1, 1890, p. 1-717 [texte intégral (page consultée le 15 août 2006)] 
  5. ↑ (en)Boss, Benjamin, « Albany Catalogue of 20811 stars for the epoch 1910 », dans ?, 1931 [résumé (page consultée le 15 août 2006)] 
  6. ↑ a , b  et c  (en)George H. Bell, « The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications, Section 2 », Avril 2001, Arizona State University. Consulté le 10 août 2007 Description de la controverse sur les planètes "découvertes" par Van de Kamp.
  7. ↑ (en)Astrobiology Magazine, « The Barnard's Star Blunder », juillet 2005. Consulté le 9 août 2006
  8. ↑ (en)Van de Kamp, Peter, « Alternate dynamical analysis of Barnard's star. », dans Astronomical Journal, vol. 74, no 8, 1969, p. 757 [résumé (page consultée le 10 août 2006)] 
  9. ↑ (en)Gatewood, George, and Eichhorn, H., « An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard's star (BD +4 3561) », dans Astronomical Journal, vol. 78, no 10, 1973, p. 769 [résumé (page consultée le 9 août 2006)] 
  10. ↑ (en)John L. Hershey, « Astrometric analysis of the field of AC +65 6955 from plates taken with the Sproul 24-inch refractor. », dans Astronomical Journal, vol. 78, no 6, 1973, p. 421 [résumé lien DOI (pages consultées le 9 août 2006)] 
  11. ↑ (en)Bill Kent, « Barnard's Wobble », 2001, Bulletin, Swarthmore College. Consulté le 9 août 2006
  12. ↑ (en)Van de Kamp, Peter, « The planetary system of Barnard's star », dans Vistas in Astronomy, vol. 26, no 2, 1982, p. 141 [résumé (page consultée le 10 août 2006)] 
  13. ↑ a , b  et c  (en)G.Fritz Benedict, Barbara McArthur, D. W. Chappell, E. Nelan, W. H. Jefferys, W. van Altena, J.Lee, D. Cornell, P. J. Shelus, P.D. Hemenway, Otto G. Franz, L. H. Wasserman, R. L. Duncombe, D. Story, A. L. Whipple, L.W.Fredrick, « Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for sub-Stellar Companions », dans Astrophysics, 1999 [résumé (page consultée le 10 août 2006)] 
  14. ↑ (en)David Darling, « Barnard's Star », The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Consulté le 15 août 2006
  15. ↑ a  et b  (en)Ken Croswell, « A Flare for Barnard's Star », November 2005, Astronomy Magazine, Kalmbach Publishing Co. Consulté le 10 août 2006
  16. ↑ C'est-à-dire la vitesse dans le plan perpendiculaire à l'axe Soleil-étoile.
  17. ↑ (en)James B. Kaler, « Barnard's Star (V2500 Ophiuchi) », novembre 2005, Stars, James B. Kaler. Consulté le 25 août 2007
  18. ↑ C'est-à-dire la vitesse dans une direction parallèle à l'axe Soleil-étoile.
  19. ↑ \scriptstyle tv = \sqrt{(90)^2 + (106,8)^2} = 139,7 ou \scriptstyle tv = \sqrt{(90)^2 + (110,8)^2} = 142,7. Les étoiles ayant un mouvement propre élevé ont de grandes vitesses réelles par rapport au Soleil, mais le mouvement propre est aussi fonction de la distance au Soleil. Alors que l'étoile de Barnard a le plus grand mouvement propre, l'étoile de la Voie lactée ayant la plus grande vitesse réelle est Wolf 424 avec 555 km/s.
  20. ↑ R. A. J. Matthews, « The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood », dans Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, vol. 35, 1994, p. 1\u20139 [lien DOI] 
  21. ↑ a , b , c  et d  (en)Barnard's Star, Sol Station. Consulté le 25 août 2007
  22. ↑ a , b  et c  (en)Gizis, John E., « M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale », dans The Astronomical Journal, vol. 113, no 2, février 1997, p. 820 [résumé (page consultée le 24 août 2006)] 
  23. ↑ a , b  et c  (en)Kürster, M.; Endl, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Kaufer, A.; Brillant, S.; Hatzes, A. P.; Saar, S. H.; Cochran, W. D., « The low-level radial velocity variability in Barnard's star », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 403, no 6, 2003, p. 1077 [résumé (page consultée le 16 août 2006)] 
  24. ↑ (en)Michael Endl, William D. Cochran, Robert G. Tull, and Phillip J. MacQueen., « A Dedicated M Dwarf Planet Search Using the Hobby-Eberly Telescope », dans The Astronomical Journal, vol. 126, no 12, 2003, p. 3099 [résumé (page consultée le 18 août 2006)] 
  25. ↑ (en)George D. Gatewood, « A study of the astrometric motion of Barnard's star », dans Journal Astrophysics and Space Science, vol. 223, no 1, 1995, p. 91-98 [résumé lien DOI] 
  26. ↑ "Msin i" représente la masse d'une planète fois le sinus de l'angle d'inclinaison de son orbite, et ainsi fournit une masse minimum pour la planète
  27. ↑ a  et b  (en)Diane B. Paulson, Joel C. Allred, Ryan B. Anderson, Suzanne L. Hawley, William D. Cochran, and Sylvana Yelda, « Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard's Star », dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 118, no 1, 2006, p. 227 [résumé lien DOI (pages consultées le 21 août 2006)] 
  28. ↑ (en)Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E.; Story, D.; Whipple, A. L.; Shelus, P. J.; Jefferys, W. H.; Hemenway, P. D.; Franz, Otto G.; Wasserman, L. H.; Duncombe, R. L.; van Altena, W.; Fredrick, L. W., « Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3 », dans The Astronomical Journal, vol. 116, no 1, 1998, p. 429 [résumé lien DOI (pages consultées le 18 août 2006)] 
  29. ↑ a  et b  (en)Bond, A., and Martin, A.R., « Project Daedalus - The mission profile », dans Journal of the British Interplanetary Society, vol. 29, no 2, 1976, p. 101 [résumé (page consultée le 15 août 2006)] 
  30. ↑ a  et b  (en)David Darling, « Daedalus, Project », juillet 2005, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Consulté le 25 août 2007
  31. ↑ (en)Freitas, R.A., JR., « A self-reproducing interstellar probe », dans Journal of the British Interplanetary Society, vol. 33, juillet 1980, p. 251 [résumé (page consultée le 15 août 2006)] 
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