バーナードの星

バーナード星は、へびつかい座にある小さな赤色矮星です。地球から5.96光年（1.83 pc ）の距離にあり、アルファ・ケンタウリ系の3つの構成要素に次いで、太陽から4番目に近い既知の恒星であり、北天の半球で最も近い恒星です。^{[ 18 ]}恒星質量は太陽の約16%、直径は太陽の19%です。その近さにもかかわらず、この星の見かけの視等級は+9.5と暗く、肉眼では見えません。可視光よりも赤外線の方がはるかに明るいです。 

バーナード星は、その近さと天の赤道付近という観測に適した位置のため、最も研究されている赤色矮星の一つである。^{[ 10 ]}歴史的に、バーナード星の研究は、その恒星特性、位置天文学の測定、および太陽系外惑星の可能性のある限界の精緻化に焦点を当ててきた。バーナード星は古代の星であるが、現在でも恒星フレア現象が発生しており、1998年には1つが観測されている。^{[ 19 ]}

バーナード星には、地球より質量が小さい4つの近接軌道惑星（バーナード星b、c、d、e）からなる惑星系が存在する。20世紀初頭から、特に1960年代のピーター・ファン・デ・カンプによるものを含め、惑星系の存在が何度も主張されてきたが、いずれも追跡調査によって裏付けられることはなかった。しかし、2024年から2025年にかけて、2つの独立した天文学者チームによって、現在知られている4つの惑星系が発見された。^{[ 8 ] [ 20 ]}

^{この星は、} 1916年に太陽に対する固有運動を年間10.3秒角と測定し、既知のどの星よりも高い値を示したアメリカの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。^{[ 21} ]この星は、1888年と1890年にハーバード大学の写真乾板に写っていました。 ^{[ 22 ]}

2016年、国際天文学連合は恒星の固有名をカタログ化して標準化するために恒星名作業部会（WGSN）^{[ 23 ]}を組織しました。WGSNは2017年2月1日にこの恒星にバーナード星という名前を承認し、現在IAU承認恒星名リストに含まれています。^{[ 24 ]}

バーナード星は、暗いスペクトル型M4の赤色矮星であり、望遠鏡なしでは肉眼で見ることができないほど暗い。その視等級は9.5である。

バーナード星は70億〜120億歳で、45億歳の太陽よりもかなり古く、天の川銀河で最も古い星の1つである可能性があります。^{[ 12 ]}バーナード星は回転エネルギーをかなり失っており、明るさの周期的なわずかな変化は、130日で1回転していることを示しています^{[ 25 ]}（太陽は25日で回転します）。その年齢を考えると、バーナード星は長い間、恒星活動に関して静穏であると考えられていました。1998年に天文学者は強烈な恒星フレアを観測し、バーナード星がフレア星であることを示しました。^{[ 26 ]}バーナード星は変光星としてV2500 Ophiuchiという名称を持っています。2003年にバーナード星は、その運動によって引き起こされた恒星の視線速度の最初の検出可能な変化を示しました。バーナード星の視線速度のさらなる変動は、その恒星活動に起因すると考えられた。^{[ 27 ]}

バーナード星の固有運動は、相対的な横方向の速度が 90  km/s に相当する。1 年間の移動距離 10.3 秒角は、人間の寿命では 4分の 度に相当し、満月の視直径のおよそ半分である。^{[ 21 ]}

バーナード星の視線速度は−110  km/s は、太陽に向かう運動による青方偏移から測定された値である。固有運動と距離を組み合わせると、 「空間速度」（太陽に対する実際の速度）は次のようになる。142.6 ± 0.2  km/s。バーナード星は西暦11,800年頃に太陽に最も接近し、約3.75光年以内まで近づく。^{[ 28 ]}

プロキシマ・ケンタウリは現在、太陽から4.24光年離れた位置にあり、太陽に最も近い恒星です。しかし、西暦11,800年にはバーナード星がより近い位置になると予測されていますが、その時点ではプロキシマ・ケンタウリがさらに太陽に近づくため、バーナード星は太陽系で最も近い恒星にはなりません。^{[ 29 ]}バーナード星が太陽に最も近づくとき、肉眼で見るには暗すぎます。見かけの等級は1等級増えて約8.5等級になりますが、肉眼で見るには依然として2.5等級足りません。

バーナード星の質量は約太陽質量の約0.16倍（M☉）^[ ₉ ^]、半径は約太陽の約0.2倍です。^{[ 10 ] [ 30 ]したがって}、バーナード星の質量は木星の約150倍（MJ）ですが、密度がはるかに高いため、半径は約2倍しかありません。有効温度は約3,220ケルビンで、光度はわずか0.0034太陽光度です。^{[ 9 ]}_{バーナード星は非常に暗いため、}地球から太陽と同じ距離にあるとしたら、満月の100倍の明るさにしか見えず、80天文単位の距離にある太陽の明るさに匹敵します。^{[ 31 ]}

バーナード星は太陽の金属量の10～32%です。^{[ 5 ]}金属量とは、恒星の質量のうちヘリウムより重い元素が占める割合であり、銀河系内の恒星の分類に役立ちます。バーナード星は、古い赤色矮星の種族IIの典型的なもののようですが、これらは一般的に金属量の少ないハロー星でもあります。バーナード星の金属量は太陽より低いものの、ハロー星より高く、金属量の多い円盤星の範囲の下限と一致しています。このことと、その高い空間運動により、ハロー星と円盤星の中間の「中間種族II星」という名称が付けられました。^{[ 5 ] [ 27 ]}しかし、最近発表されたいくつかの科学論文では、この星の金属量は太陽の金属量の75～125%と、太陽のレベルに非常に近い、はるかに高い推定値が示されています。^{[ 32 ] [ 33 ]}

2024年8月、超大型望遠鏡のESPRESSO分光器のデータを使用して、最小質量が0.37 ± 0.05 M _{🜨 の} 質量と3.15 日の公転周期が確認された。これは、バーナード星を周回する惑星の存在を示す最初の確かな証拠となった。さらに、この研究では他に 3 つの低質量惑星候補が提案された。これらの惑星はすべて、ハビタブル ゾーンよりも恒星に近い軌道を周回している。^{[ 34 ] [ 8 ]}確認された惑星は、当初否定されたスーパー アース候補に使用されていた名称を再利用して、バーナード星 b (またはバーナード b) と命名された。TESS測光による調査では惑星のトランジットは検出されず、この系が真横から観測されていないことが示唆された。^{[ 35 ]}

2025年3月、独立した追跡調査により4つの惑星すべてが確認された。このデータは、質量が1000万を超える惑星を除外した。0.57 M _🜨 バーナード星のハビタブルゾーンに99%の信頼度で存在する。最小質量はわずか0.193 M _🜨  、バーナード星 e は、視線速度法によってこれまでに検出された中で最も質量の小さい系外惑星です。最適な軌道解は、惑星がわずかに偏心軌道を持っていることを示唆していますが、シミュレーションでは、これらの軌道は不安定であると示唆されています。惑星は存在するので、その偏心率は過大評価されている可能性があります。^{[ 20 ] [ 36 ]}

過去の惑星所有権主張

バーナード星には、後に否定された惑星の存在が何度も主張されてきた。1960年代初頭から1970年代初頭にかけて、ピーター・ファン・デ・カンプはバーナード星の周りを惑星が公転していると主張した。彼が主張した巨大ガス惑星の存在は、多くの議論を経て1970年代半ばに否定された。2018年11月、バーナード星の周りを公転するスーパーアースの候補惑星が報告された。その惑星は最低で_も3.2太陽質量を持ち、バーナード星の周りを公転していると考えられている。 0.4 AU 。^{[ 37 ]}しかし、2021年7月に発表された研究では、この惑星の存在は否定された。^{[ 38 ]}

天体位置測定に基づく惑星の主張

1963年から1973年頃までの10年間、かなりの数の天文学者が、ピーター・ファン・デ・カンプが位置天文学を用いて、バーナード星の固有運動の摂動を検出したという主張を受け入れた。この摂動は、バーナード星が木星と同程度の質量を持つ惑星を1つ以上持っていることと一致する。ファン・デ・カンプは1938年からこの星を観測しており、スワースモア大学のスプラウル天文台の同僚たちと共に、惑星の伴星を示す軌道摂動と一致する写真乾板上の位置の1マイクロメートルの微小な変動を見つけようとしていた。これには、個々の系統的な誤差を避けるために、乾板を見て結果を平均する人が10人もいた。^{[ 39 ]} ファン・デ・カンプの最初の提案は、わずかに偏心した軌道で4.4天文単位の距離にある、約1.6 M _{Jの惑星であった}^{[ 40 ]。}これらの測定値は、1969年の論文で明らかに改良された。^{[ 41 ]}その年の後半、ヴァン・デ・カンプは、1.1 M J と0.8 M _Jの 2 つの惑星が存在すると示唆した。^{[ 42 ]}   

その後、他の天文学者たちがヴァン・デ・カンプの測定を再現し、1973年に発表された2つの論文は惑星の存在を否定した。ジョージ・ゲートウッドとハインリッヒ・アイヒホルンは、別の天文台でより新しいプレート測定技術を用いて、惑星の伴星を確認できなかった。^{[ 43 ]} 4か月前にジョン・L・ハーシーが発表した別の論文も、同じくスワースモア天文台を用いて、様々な星の天体位置測定領域の変化が屈折望遠鏡の対物レンズで行われた調整や変更のタイミングと相関していることを発見した。^{[ 44 ]}主張された惑星は、メンテナンスやアップグレード作業のアーティファクトによるものとされた。この件は、より広範な科学的レビューの一環として議論されている。^{[ 45 ]}

ファン・デ・カンプは誤りを認めず、1982年になってもなお2つの惑星の存在を主張し続けた^{[ 46 ]} 。彼は1995年に死去した。スワースモア大学でファン・デ・カンプの後任であり、二重星の専門家であるウルフ・ハインツは、彼の発見に疑問を呈し、1976年以降批判を発表し始めた。このため、2人は疎遠になったと伝えられている^{[ 47 ] 。}

2018年の惑星に関する主張は否定された。

バーナード星は、近くの赤色矮星の周りの惑星伴星を探す天文学者たちの取り組みであるレッドドットキャンペーンのターゲットの1つでした。このプロジェクトは2017年に開始されました。アレシボ天文台、国立科学財団、プエルトリコ大学の惑星居住可能性研究所が主な参加機関でした。^{[ 48 ]}

2018 年 11 月、国際的な天文学者チームが、視線速度法によってバーナード星の比較的近い軌道を周回するスーパーアース候補の検出を発表した。スペインのイグナシ・リバスが率いるこの発見チームには、レッドドットとカルメネスの両方が参加した。^{[ 37 ] [ 49 ]}しかし、2021 年に、視線速度信号が恒星自体の自転に関連した長期活動に由来することが判明し、惑星の存在は否定された。^{[ 38 ]}その後の数年間のさらなる研究で、この結果が確認された。^{[ 50 ] [ 8 ]}

バーナード星bと名付けられたこの惑星は、原始惑星物質の氷の集積に理想的な場所である恒星系のスノーライン 付近にあると考えられていた。 233日ごとに0.4 AUを公転し、最小質量は3.2太陽質量と推定されていた。この惑星は極寒で、表面温度は約-170℃（-274°F）と推定され、バーナード星の想定されるハビタブルゾーンの外側に位置していたと考えられる_。発見後10年以内に、この惑星とその特徴的な光のシグネチャを直接画像化することが可能であった。この系におけるさらに微弱で説明のつかない摂動は、さらに外側に2番目の惑星伴星が存在する可能性を示唆していた。^{[ 51 ]}   

惑星境界の精緻化

ファン・デ・カンプの主張が却下されてから惑星候補が最終的に発表されるまでの40年以上の間、バーナード星は綿密に研究され、惑星の可能性のある質量と軌道の境界は徐々に狭められていった。バーナード星のようなM型矮星は、質量が小さいため摂動がより顕著になることから、この点ではより大きな恒星よりも研究しやすい。^{[ 52 ]}

惑星の伴星に関する否定的な結果は、1980年代と1990年代を通して続き、1999年のハッブル宇宙望遠鏡による干渉計観測も含まれていた。 ^{[ 53 ]}ゲートウッドは1995年に、バーナード星の周りに10 M _Jの惑星が存在することは不可能であることを示すことができた^{[ 45 ]}。この論文は、惑星天体全般に関する否定的な確実性を高めるのに役立った。^{[ 54 ]} 1999年にハッブルの研究では、軌道周期が1,000日未満（木星の軌道周期は4,332日）の0.8 M _{Jの惑星伴星はさらに除外されました。} ^{[ 53 ]}一方、2003年にクエルスターは、バーナード星のハビタブルゾーン内では、地球の質量（ M _🜨 ）の7.5倍を超える「 M sin i」値^{[注2 ]}、または海王星の質量の3.1倍を超える質量（ファン・デ・カンプが提案した最小値よりはるかに低い）の惑星は存在できないと判断しました。^{[ 27 ]}  

2013年に、恒星の惑星質量境界をさらに精緻化した研究論文が発表された。リック天文台とケック天文台で25年間にわたって取得された視線速度測定を使用し、円軌道と楕円軌道の両方にモンテカルロ解析を適用して、1,000日軌道までの惑星の上限質量が決定された。10日未満の軌道で地球質量の2倍を超える惑星は除外され、2年軌道までの地球質量の10倍を超える惑星も確実に除外された。また、正面を向いた軌道を除いて、恒星のハビタブルゾーンには地球質量とほぼ同じかそれ以上の惑星が存在しないことも判明した。^{[ 55 ] [ 56 ]}

この研究によってバーナード星の周りの惑星の可能性のある特性は大幅に制限されたものの、地球型惑星の検出は常に困難であったため、完全に排除されたわけではなかった。太陽系外の地球型惑星の探索を開始する予定だったNASAの宇宙干渉計ミッションは、初期の探索対象としてバーナード星を選んだと報告されているが^{[ 31 ]} 、このミッションは2010年に中止された^{[ 57 ]}。ESAの同様のダーウィン干渉計ミッションも同じ目標を持っていたが、2007年に資金が打ち切られた^{[ 58 ]。}

最終的にバーナード星を周回するスーパーアース候補の発表につながった視線速度の分析は、ハビタブルゾーン内およびハビタブルゾーンまでの惑星の質量上限をより正確に設定するためにも使用されました。楽観的なハビタブルゾーンの内縁まで最大0.7 M _🜨 、外縁で1.2 M _🜨で、それぞれ最大10日と40日の軌道周期に対応します。したがって、バーナード星は、他のM型矮星が一般的にこのようなタイプの惑星を近距離軌道に持つのとは異なり、高温および中温の軌道に地球質量以上の惑星を実際に持っていないようです。^{[ 37 ]}  

バーナード星は太陽とほぼ同じ領域を共有しています。バーナード星の近隣の恒星は一般的に赤色矮星サイズで、これは最も小さく最も一般的な恒星タイプです。現在最も近い近隣の恒星は赤色矮星ロス154で、距離は1.66パーセク（5.41光年）です。太陽（5.98光年）とアルファ・ケンタウリ（6.47光年）は、それぞれ次に近い恒星系です。^{[ 31 ]}バーナード星から見ると、太陽は空の正反対の側に、赤経= 5^時間57^分48.5^秒、赤緯= -04 ° 41′36 ″の座標で、いっかくじゅう座の最西端に見えます。太陽の絶対等級は4.83で、1.834パーセクの距離では、ポルックスが地球から見る距離と同じ1等星となる。 ^{[注3 ]}  

• ケプラー42は、バーナード星とほぼ同じ構造を持ち、地球より小さいサイズの惑星を3つ擁している。
• ティーガーデン星– おひつじ座にあるM型赤色矮星。 

• 「バーナードの星」。ソルステーション。 2000年8月24日にオリジナルからアーカイブされました。
• ダーリング、デイビッド。「バーナードの星」。宇宙生物学、天文学、宇宙飛行百科事典。
• シュミドリング、ジャック。「バーナードの星」。ジャック・シュミドリング・プロダクションズ社。バーナード星の経時的な動きを示すアマチュア作品。
• ジョンソン、リック。「バーナードの星」。2007年から始まり、約1年間隔で切り取られたフレームで構成されたアニメーション画像。バーナード星の動きを示している。
• リンコン、ポール（2018年11月14日）「近隣の恒星の周りで系外惑星が発見される」科学と環境。BBCニュース。