LA ESTRELLA DE BARNARD, RESULTADOS ASTROMÉTRICOS

por Joan Genebriera,  2004

Copyright Agrupación Astronómica de La Palma, 

prohibida su reproducción total o parcial, sin citar el origen.

---

  

Figuras 1 y2. Momento durante la ponencia y entrega del Obsequio de la AAGC tras la charla por parte de la Presidenta de la AAGC.

---

1. Descripción.

    Esta estrella es la segunda más cercana (5,94 años luz) al Sol después del sistema triple formado por alfa Centauro. Tiene una masa mucho menor que nuestro Sol, siendo su clase espectral del tipo dM4. Es  una pequeña enana roja de magnitud  9,58 (V) situada en las siguientes coordenadas de  la constelación de Ofiuco....

AR: 17h 57m 48.3s    DEC: + 04º 42' 14"     (2000,0)

     Su movimiento propio* es extremadamente rápido, el mayor de todos los conocidos. Esto es debido a su proximidad  y a pertenecer a la población de estrellas que participan del movimiento del halo galáctico en un movimiento perpendicular al plano de la galaxia. 

     Movimiento propio en AR: -0,7978  arcseg/año

    Movimiento propio en DEC: 10,3269 arcseg/año

 

Fig.1. Campo estelar donde se encuentra la estrella de Barnard (cruz) en el año 2004 *El termino “movimiento propio” describe la velocidad angular anual, con respecto a su posición en un sistema de coordenadas ecuatoriales.

     Los resultados de medición sobre 10 imágenes, tomadas del 18 de Junio al 29 de Octubre del 2003, demuestran que el simple desplazamiento en línea recta provocado por su proximidad, parece estar afectado de una pequeña oscilación a causa de un  posible compañero oscuro  (¿ planeta ?)

 2. Búsqueda de planetas extrasolares:

     Con la tecnología actual, los planetas extrasolares son indetectables por si mismos. No tienen luz propia y son muy pequeños.  Por ahora, solo puede deducirse su presencia empleando métodos indirectos como los siguientes: 

    Por pequeñas oscilaciones periódicas de la estrella que evidencia la rotación alrededor de un centro común de gravedad (baricentro), por variaciones periódicas de la luz de la estrella (ocultación) y por variaciones de la velocidad radial medidas por efecto Doppler.

     En el primer caso, necesitamos que la estrella sea cercana a nuestro S.Solar, si no, los movimientos son tan pequeños que exceden de la capacidad instrumental para medirlos.

    En el segundo caso, se precisa que el plano de la orbita sea coincidente con nuestra línea de visión. El tercer caso se encuentra, de momento, fuera del alcance de los amateurs.

     En el universo se han descubierto otros planetas, hasta la fecha 115.  La mayoría de ellos tienen masas muy grandes, del tipo Júpiter o superiores.

     P. van de Kamp en base a las variaciones periódicas de la estrella de Barnard, dedujo la presencia de un planeta de gran tamaño orbitando a su alrededor, lo curioso es que después de varias décadas el descubrimiento no ha sido aun confirmado ni desmentido   lo cual parece extraordinario.

  3. Operativa de Trabajo:

    Las imágenes fueron tomadas con un telescopio Celestron C14 de 350 mm. de diámetro

a F/11 desde el ORM. empleando 10 segundos de integración con una cámara SBIG ST8E a través de un filtro fotométrico V (Kron-Coussins)

     Todas las imágenes fueron procesadas de corriente oscura, “flat field”  y calibradas

para un uso astrométrico, empleando algunas de las dos siguientes bases de datos:

Gray GSC-ACT o el  UCAC2 del Observatorio Lowell.

     La precisión de posición con las anteriores bases de datos es del  orden de 0,1 segundos de arco, pero gracias al uso de un algoritmo de  centraje puede alcanzarse hasta 0,02 segundos de arco.

     Se llama centraje a buscar el centro exacto de una estrella, de forma análoga a calcular el centro de masa de un objeto representando la densidad de masa local como la intensidad de los píxeles del objeto.

     Teniendo en cuenta que la distribución de luz en una estrella no saturada es una curva de Gauss, se supone un modelo gaussiano de curva de luz y se determina el centro con

una precisión mínima de 1/5 de píxel . ATENCIÓN: No emplear este procedimiento sobre estrellas saturadas, ver las siguientes figuras.

  

Fig.2.  Perfil de una estrella no saturada (gaussiana)

Fig.3.  Perfil de una estrella saturada (trapezoide)

      Los datos astrométricos de este trabajo fueron obtenidos con la ayuda de los siguientes programas informáticos: Maxim DL/CCD, PinPoint, CCDSoft, etc.

     Hay que recordar que si se emplea un formato de imagen del tipo FITS, el que se emplea habitualmente en la Astronomía amateur y profesional para el intercambio y

tratamiento de imágenes, toda la información astrométrica queda almacenada en la cabecera del fichero de imagen  (FITS header).

                  Catálogo                                 Coordenadas (AR, DEC)        pixel x    pixel y      

Fig. 4.  Ejemplo de resultados de una calibración astrométrica. 

 

Fig. 5 La estrella de Barnard (circulo)  y la mancha oblicua

que denota su movimiento en un periodo de unos 4 meses. 

La distancia entre las dos líneas verticales es de 2 arco segundos.

          La estrella cercana es GSC 425:1737 de magnitud 14,5

 

Fig. 6.           Puede verse en el gráfico que el movimiento propio de la estrella, de abajo a arriba, esta modulado por un desplazamiento lateral.

 4. Resultados:

        Los resultados de las mediciones, indicados en la Fig. 6 muestran que el movimiento lineal propio de la estrella se encuentra modulado con un periodo de 100 días y una amplitud de 0,367” (arcseg).

Nota: Todas las imágenes y gráficos son del autor.