Lestel de Barnard és un estel de la constel·lació del Serpentari que té el moviment propi més gran de qualsevol estrella respecte al Sol (10,3" per any). Aquest moviment propi fou descobert per l'astrònom Edward Barnard el 1916. La velocitat transversal corresponent és de 90 km/s. Amb una velocitat radial de -110 km/s, la velocitat total és de 140 km/s.
Està situat a una distància de 5,96 anys llum de la Terra, el que el converteix en el quart estel més proper al Sol, només per darrere de les tres components d'Alfa Centauri. L'estel de Barnard és un nan vermell bastant vell (tipus espectral M4), de manera que, malgrat la seva proximitat, és massa feble per poder-lo observar a ull nu (la seva magnitud aparent és de 9,57). El seu veí més proper és Ross 154, a 5,41 anys llum.
Durant la dècada de 1960 es va anunciar que certes pertorbacions en el moviment de l'estrella podien ser provocades per la presència de planetes, però aquest fet mai s'ha confirmat i les observacions del telescopi espacial Hubble semblen eliminar aquesta possibilitat.
El novembre de 2018 es va publicar que s'havia trobat un planeta orbitant aquesta estrella, anomenat Estrella de Barnard b, número de catàleg GJ 699 b. El grup descobridor estava liderat per Ignasi Ribas, investigador del Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC) i de l'Institut de Ciències Espacials. Tot i això, un nou article publicat el 18 de maig de 2021 refuta el descobriment d'aquest exoplaneta. Actualment es considera un exoplaneta candidat en disputa a l'espera de noves observacions.
Nom El 2016, la Unió Astronòmica Internacional va organitzar un Grup de treball sobre noms d'estrelles (WGSN) per catalogar i estandarditzar els noms propis de les estrelles. El WGSN va aprovar el nom "Barnard's Star" per a aquesta estrella l'1 de febrer de 2017 i ara s'inclou a la llista de noms d'estrelles aprovats per la IAU.
Descripció L'estrella de Barnard és una nana vermella del tipus espectral tènue M4, i és massa feble per veure-la sense un telescopi; la seva magnitud aparent és 9,5.
Entre 7 i 12 mil milions d'anys, l'estrella de Barnard és considerablement més antiga que el Sol, que té 4.500 milions d'anys, i podria estar entre les estrelles més antigues de la Via Làctia. L'estrella de Barnard ha perdut una gran quantitat d'energia de rotació, i els lleugers canvis periòdics en la seva brillantor indiquen que gira una vegada cada 130 dies (el Sol gira en 25). Donada la seva edat, durant molt de temps es va suposar que l'estrella de Barnard estava quiescent en termes d'activitat estel·lar. L'any 1998, els astrònoms van observar-hi una intensa erupció solar, mostrant que l'estrella de Barnard és una estrella fulgurant. L'estrella de Barnard té la designació d'estrella variable V2500 Ophiuchi. L'any 2003, l'estrella de Barnard va presentar el primer canvi detectable en la velocitat radial d'una estrella causada pel seu moviment. Una major variabilitat en la velocitat radial de l'estrella de Barnard es va atribuir a la seva activitat estel·lar.
miniatura|esquerra|L'estrella de Barnard, que mostra la posició cada 5 anys durant el període 1985–2005 El moviment propi de l'estrella de Barnard correspon a una velocitat lateral relativa de 90 km/s. Els 10,3 segons d'arc que recorre en un any representen un quart de grau en la vida humana, aproximadament la meitat del diàmetre angular de la Lluna plena.
La velocitat radial de l'estrella de Barnard és , mesurada des del desplaçament cap al blau a causa del seu moviment cap al Sol. Combinat amb el seu moviment i distància propis, això dona una "velocitat espacial" (velocitat real relativa al Sol) de . L'estrella de Barnard farà la seva aproximació més propera al Sol al voltant de l'11.800 aC, quan s'aproximarà a uns 3,75 anys llum.
lang=ca|esquerra|miniatura|upright=1.2|Distàncies a les estrelles més properes des de fa 20.000 anys fins a 80.000 anys en el futur Pròxima del Centaure és l'estrella més propera al Sol en una posició actualment a 4,24 anys llum d'aquest. Tanmateix, malgrat el pas encara més proper de l'estrella de Barnard al Sol l'any 11.800 dC, encara no serà l'estrella més propera, ja que en aquell moment Pròxima Centauri s'haurà traslladat a una proximitat encara més propera al Sol. En el moment del pas més proper de l'estrella pel Sol, l'estrella de Barnard encara serà massa tènue per ser vista a ull nu, ja que la seva magnitud aparent només haurà augmentat en una magnitud fins a aproximadament 8,5 per llavors, encara que queda 2,5 magnituds menys que visibilitat a ull nu.
L'estrella de Barnard té una massa d'aproximadament 0,16 masses solars (), i un radi aproximadament 0,2 vegades el del Sol. Així, tot i que l'estrella de Barnard té aproximadament 150 vegades la massa de Júpiter (), el seu radi és només aproximadament 2 vegades més gran, a causa de la seva densitat molt més gran. La seva temperatura efectiva és d'uns 3.220 kelvin, i té una lluminositat de només 0,0034 lluminositats solars. L'estrella de Barnard és tan feble que si estigués a la mateixa distància de la Terra que el Sol, semblaria només 100 vegades més brillant que una lluna plena, comparable a la brillantor del Sol a 80 unitats astronòmiques.
L'estrella de Barnard té entre el 10 i el 32% de la metal·licitat solar. La metal·licitat és la proporció de massa estel·lar formada per elements més pesants que l'heli i ajuda a classificar les estrelles en relació amb la població galàctica. L'estrella de Barnard sembla ser típica de les estel·les de la població II de nans antigues i vermelles, però aquestes també són generalment pobres en metalls estrelles de halo. Tot i que és subsolar, la metal·licitat de l'Estrella de Barnard és més alta que la d'una estrella halo i està en consonància amb l'extrem baix de la gamma estrella de disc rica en metalls; això, a més del seu alt moviment espacial, ha portat a la designació d'"estrella de població intermèdia II", entre un halo i una estrella de disc. Encara que alguns articles científics publicats recentment han donat estimacions molt més elevades de la metal·licitat de l'estrella, molt propera al nivell del Sol, entre el 75 i el 125% de la metal·licitat solar.
Cerca de planetes Afirmacions planetàries astromètriques Durant una dècada, des del 1963 fins al 1973, un nombre substancial d'astrònoms va acceptar l'afirmació de Peter van de Kamp que havia detectat, utilitzant astrometria, una pertorbació en el moviment adequat de l'estrella de Barnard consistent amb que té un o més planetes comparables en massa amb Júpiter. Van de Kamp havia estat observant l'estrella des de 1938, intentant, amb col·legues de l'Observatori Sproul del Swarthmore College, trobar variacions minúscules d'un micròmetre en la seva posició a la placa fotogràfica consistent amb pertorbacions orbitals que indicarien un company planetari; això va implicar fins a deu persones que fessin la mitjana dels seus resultats en mirar les plaques, per evitar errors individuals sistèmics. El suggeriment inicial de Van de Kamp va ser un planeta amb aproximadament a una distància de 4,4UA en una òrbita lleugerament excèntrica, i aquestes mesures aparentment es van perfeccionar en un article de 1969. Més tard aquell any, Van de Kamp va suggerir que hi havia dos planetes d'1,1 i .
miniatura|Concepció artística d'un planeta en òrbita al voltant d'una nana vermella
Altres astrònoms van repetir posteriorment les mesures de Van de Kamp, i dos articles el 1973 van soscavar l'afirmació d'un o més planetes. George Gatewood i Heinrich Eichhorn, en un observatori diferent i utilitzant tècniques de mesura de plaques més noves, no van poder verificar el company planetari. Un altre article publicat per John L. Hershey quatre mesos abans, també utilitzant l'observatori Swarthmore, va trobar que els canvis en el camp astromètric de diverses estrelles es correlacionaven amb el moment dels ajustos i modificacions que s'havien dut a terme a la lent objectiu del telescopi refractor; el planeta reclamat es va atribuir a un artefacte de treball de manteniment i actualització. L'assumpte s'ha discutit com a part d'una revisió científica més àmplia. (Descripció completa de la controvèrsia del planeta Van de Kamp.)
Van de Kamp mai va reconèixer cap error i va publicar una nova afirmació de l'existència de dos planetes tan tard com el 1982; va morir el 1995. Wulff Heintz, el successor de Van de Kamp a Swarthmore i un expert en estrelles dobles, va qüestionar les seves troballes i va començar a publicar crítiques a partir de 1976. Es va informar que els dos homes s'havien separat per això.
L'Estel de Barnard b
miniatura|esquerra|Impressió artística de la superfície d'una súper-Terra orbitant l'estrella de Barnard El novembre de 2018, un equip internacional d'astrònoms va anunciar la detecció per velocitat radial d'una súper-Terra candidata en òrbita relativament a prop de l'estrella de Barnard. Dirigit per l'investigador català Ignasi Ribas, el seu treball, realitzat al llarg de dues dècades d'observació, va aportar importants proves de l'existència del planeta. Tanmateix, l'existència del planeta es va refutar el 2021, perquè es va trobar que el senyal de velocitat radial s'originava a partir d'un cicle d'activitat estel·lar, i un estudi el 2022 va confirmar aquest resultat.
Anomenat l'Estel de Barnard b, es pensava que el planeta es trobava a prop de la línia de congelament del sistema estel·lar, que és un lloc ideal per a l'acreció gelada de material protoplanetari. Es pensava que orbitava a 0,4UA cada 233 dies i tenia una massa mínima proposada de . El planeta hauria estat molt probablement fred, amb una temperatura superficial estimada d'uns , i es trobava fora de la suposada zona habitable de l'estel de Barnard. La imatge directa del planeta i la seva signatura lluminosa hauria estat possible durant la dècada posterior al seu descobriment. Més pertorbacions febles i no explicades en el sistema van suggerir que podria haver-hi un segon company planetari encara més lluny.
Refinant els límits planetaris Durant les més de quatre dècades entre l'afirmació rebutjada de van de Kamp i l'anunci final d'un candidat a un planeta, l'estrella de Barnard es va estudiar amb cura i els límits de massa i orbitals dels possibles planetes se'n van anar estrenant lentament. Les nanes M com l'estrella de Barnard s'estudien més fàcilment que les estrelles més grans en aquest sentit perquè les seves masses més baixes fan que les pertorbacions siguin més evidents.
Els resultats nuls per als companys planetaris van continuar durant les dècades de 1980 i 1990, inclòs el treball interferomètric amb el telescopi espacial Hubble el 1999. Gatewood va poder demostrar l'any 1995 que els planetes amb eren impossibles al voltant de l'estrella de Barnard, en un article que va ajudar a refinar la certesa negativa sobre els objectes planetaris en general. El 1999, el treball del Hubble va excloure encara més els companys planetaris de amb un període orbital de menys de 1.000 dies (el període orbital de Júpiter és de 4.332 dies), mentre que Kuerster va determinar el 2003 que dins de la zona habitable al voltant de l'estrella de Barnard, els planetes no són possibles amb un valor "M sin i""M sin i" significa la massa del planeta multiplicada pel sinus de l'angle d'inclinació de la seva òrbita i, per tant, proporciona la massa mínima per al planeta. superior a 7,5 vegades la massa de la Terra (), o amb una massa superior a 3,1 vegades la massa de Neptú (molt inferior al valor més petit suggerit per van de Kamp).