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{{Infobox Stern
| Name = Barnards Pfeilstern
| Bild = [[Datei:Barnardstar2006.jpg|300px]]
| Bildtext = Der Pfeil zeigt Barnards Pfeilstern (Aufnahme vom 21. Mai 2006)
| Sternbild = Oph
| Rek = 17/57/48.498
| Dek = +/04/41/36.11
| Size = 0.1
| Caption = Barnards Pfeilstern
| Objekt = HIP 87937
| Visuell =
| magU = 12,497
| magB = 11,24
| magV = 9,511
| magR = 8,298
| magG = (8,1951 ± 0,0020)
| magI = 6,741
| magJ = (5,244 ± 0,020)
| magH = (4,83 ± 0,030)
| magK = (4,524 ± 0,020)
| Gr = 9.51
| Planeten = 4
| Spektralklasse = M4 Ve
| B-V-Index = +1,73
| U-B-Index = +1,26
| R-I-Index = +1,56
| Variabel = [[BY-Draconis-Stern|BY]]
| V-Radial = −110,11 ± 0,01
| Parallaxe = 546,9759 ± 0,0401
| LJ = 5,9629 ± 0,0004
| PC = 1,8282 ± 0,0001
| Absolut-vis = (+13,3 ± 0,1)
| V-RA = −801,551 ± 0,032
| V-DE = +10362,394 ± 0,036
| Masse = 0,160 ± 0,003
| Radius = 0,194 ± 0,006
| Leuchtkraft = 0,00035
| Metallizität = −0,56 ± 0,07
| Temperatur = (3195 ± 28)
| Rotation = 142 ± 9 [[Tag#Tag als Zeitmaß|d]]
| Alter =
| BD = +4° 3561a
| GJ = 699
| HIP = 87937
| TYC = 425-2502-1
| 2MASS = J17574849+0441405
| DR3 = 4472832130942575872
| Weitere =
* V2500 Ophiuchi
* LHS 57
* LTT 15309
* G 140-24
* [[Guide Star Catalog|GSC]] 00425-00184

| RekDekRef = <ref name=Gaia-EDR3>[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ6015557158f2&-out.add=.&-source=I/350/gaiaedr3&-c=269.44850252544%20%2b04.73942005111,eq=ICRS,rs=2&-out.orig=o Gaia early data release 3] ([[Gaia EDR3]]) für Barnards Pfeilstern, Dezember 2020.</ref>
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| PlanetRef = <ref name="Nasa" />
| SpekRef = <ref name="KirkpatrickMcCarthy1994">J. Davy Kirkpatrick, Donald W. McCarthy: ''Low mass companions to nearby stars: Spectral classification and its relation to the stellar/substellar break.'' In: ''The Astronomical Journal.'' Vol. 107, Nr. 1, 1994, S. 333 ff. {{bibcode|1994AJ....107..333K}}.</ref>
| BVRef = <ref name="Simbad">{{SIMBAD | id=V2500 Oph |title=Barnard's Star | werk=[[SIMBAD]] | hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] | abruf=2025-03-22 | abruf-verborgen=0}}</ref>
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| VariabelRef = <ref name="VSXEntry">{{Internetquelle |url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=22986 |titel=V2500 Oph |werk=VSX |hrsg=[[AAVSO]] |abruf=2018-09-16 |sprache=en}}</ref>
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}}

'''Barnards Pfeilstern''' (oder '''Barnards Stern''') ist ein kleiner [[Stern]] im [[Sternbild]] [[Schlangenträger]]. Mit einer Entfernung von etwa 6 [[Lichtjahr]]en ist er unter den bekannten Sternen der dem [[Sonnensystem]] [[Liste der nächsten extrasolaren Systeme|viertnächste]]. Nur die drei Komponenten des [[Rigil Kentaurus|α-Centauri]]-Systems liegen näher. Der Pfeilstern ist ein [[Roter Zwerg]] mit [[Spektraltyp]] M4 und [[Scheinbare Helligkeit|scheinbarer Helligkeit]] 9,54 mag, so dass er trotz seiner Nähe zu schwach leuchtet, um ohne [[Teleskop]] oder ein starkes [[Prismenfernglas]] beobachtet werden zu können. Er liegt nahe dem Stern 66 [[Schlangenträger|Oph]]. 

== Benennung und Bewegung ==
<gallery>
Barnard Star 2001-2010.gif|Animation der Bewegung über neun Jahre (2001 bis 2010).
Barnards Pfeilstern-2010-2022.webm|Animation der Bewegung von 2010 bis 2022 auf Infrarot-Aufnahmen des [[Wide-Field Infrared Survey Explorer|WISE-Weltraumteleskops]]
Barnard'sStarSize no text.jpg|Größenvergleich zur Sonne und zum Jupiter
</gallery>
Barnards Pfeilstern weist eine [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] von 10,4 Bogensekunden pro Jahr auf, so dass er am Himmel in ca. 180 Jahren eine dem scheinbaren Monddurchmesser entsprechende Distanz zurücklegt. Das ist die derzeit größte bekannte Eigenbewegung eines Sterns. Seinen Namen verdankt er der Tatsache, dass diese große Eigenbewegung 1916 von dem [[Astronom]]en [[Edward Emerson Barnard]] entdeckt wurde<ref>''Barnards Pfeilstern'', in: ''Lexikon der Astronomie'', Herder, Freiburg im Breisgau 1989, Bd. 1, ISBN 3-451-21491-1, S. 96 f.</ref>. Sterne, deren Himmelsposition sich auffallend rasch verschiebt, werden als [[Schnellläufer (Astronomie)|Schnellläufer]] bezeichnet. Zuvor hatte [[Kapteyns Stern]] im Pictor (Südhimmel) die größte bekannte Eigenbewegung aller Sterne aufgewiesen.

Die relative Geschwindigkeit von Barnards Pfeilstern zum [[Sonnensystem]] beträgt rund 143 Kilometer pro Sekunde. Wie schnell sich Barnards Stern bewegt, verdeutlicht die dargestellte Animation über einen Zeitraum von neun Jahren. In den nächsten Jahrtausenden wird er von seiner jetzigen Position im Norden des Sternbilds [[Schlangenträger]] in das Sternbild [[Herkules (Sternbild)|Herkules]] wandern. Bis zum Jahr 11.800 n. Chr. wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre nähern und damit in größerer Nähe zur Erde als heute [[Proxima Centauri]] befinden. Zu diesem Zeitpunkt wird er auch am Himmel um etwa eine [[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] heller strahlen als heute. Danach wird er sich wieder entfernen.<ref>Paul Murdin, David Allen: ''Catalogue of the Universe'', 1979, ISBN 0-521-22859-X, S. 87.</ref>

Barnards Pfeilstern scheint relativ alt zu sein; sein Alter wird auf 11–12 Milliarden Jahre geschätzt, mehr als das doppelte Alter der Sonne. Er dreht sich relativ langsam um seine Achse; seine [[Rotationsperiode]] beträgt etwa 130 Tage. Aufgrund seines hohen Alters war es für die Astronomen überraschend, dass am 17. Juli 1998 auf seiner Oberfläche die Eruption eines [[UV-Ceti-Stern|Flares]] beobachtbar war, wie Diane Paulson und deren Kollegen vom [[Goddard Space Flight Center]] der [[NASA]] berichteten. Diese Aktivität wurde auch durch damals beobachtete Änderungen im [[Emissionsspektrum]] des Sterns nahegelegt. Die Temperatur der Flare-Zone war mit mindestens 8000 [[Kelvin]] wesentlich höher als die gewöhnliche [[Effektive Temperatur|Oberflächentemperatur]] des Sterns von etwa 3100 Kelvin.<ref>{{Internetquelle |autor=David Darling |url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BarnardsStar.html |titel=Barnard's Star |werk=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight |abruf=2021-01-30 |sprache=en}}</ref>

== Mögliche Planeten ==
Im Jahre 1938 begann man am Sproul-Observatorium eine Serie von Photoplatten von Barnards Pfeilstern zu erstellen, um seine Parallaxe und säkulare Beschleunigung genauer zu messen, sowie nach potenziellen Begleitern des Sterns zu suchen. Von 1963 an akzeptierte eine große Zahl von Astronomen für viele Jahre die Behauptung von [[Peter van de Kamp]], dass er eine [[Perturbation|Störung]] in der Eigenbewegung des Pfeilsterns entdeckt habe, als Folge davon, dass der Stern von [[Planet]]en mit einer dem [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] vergleichbaren [[Masse (Physik)|Masse]] umkreist werde. Diese würden durch ihre gravitative Wirkung auf den massenarmen Stern dessen [[Bahnstörung]]en hervorrufen. Nachdem van de Kamp zunächst die vermeintlichen periodischen Schwingungen der Eigenbewegung von Barnards Pfeilstern mit der Existenz eines über 1,7 Jupitermassen verfügenden Planeten erklären wollte, der für einen Umlauf um den Stern 24 Jahre benötige, ging er später (1969) von zwei planetaren Begleitern aus. Der erste besitze 0,8 Jupitermassen und umkreise den Stern alle 12 Jahre in einer Entfernung von 2,8 [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] (AE); der zweite habe 1,1 Jupitermassen und bewege sich auf einem fast kreisförmigen [[Umlaufbahn|Orbit]] in einem Abstand von 4,7 AE mit einer Umlaufperiode von 26 Jahren um sein Zentralgestirn.<ref>Jay M. Pasachoff: ''Astronomy: From the earth to the universe'', 3. Auflage 1987, ISBN 0-03-008114-9, S. 289.</ref><ref>Joachim Herrmann: ''Astronomie, die uns angeht'', Bertelsmann Lexikonverlag, 1973, S. 213.</ref>

George Gatewood konnte den oder die Planeten bei Messungen am [[Allegheny Observatory]] (bis 1973) jedoch nicht nachweisen. Heinrich Eichhorn von der University of South Florida gelang dies bei seinen Langzeitbeobachtungen des Sterns ebenfalls nicht.<ref>Jay M. Pasachoff: ''Astronomy: From the earth to the universe'', 3. Auflage 1987, S. 290.</ref> Trotzdem hielt sich die Theorie von Planeten um Barnards Pfeilstern weiter bis in die 1980er Jahre, bis van de Kamps Behauptung allgemein als fehlerhaft angesehen wurde. Der Grund für die Fehlerhaftigkeit der Ergebnisse van de Kamps waren zunächst unerkannte Fehler am benutzten Messinstrument. Van de Kamp selbst, der 1995 starb, räumte nie Beobachtungsfehler ein und veröffentlichte noch 1982 Studien, welche die Existenz zweier Planeten um Barnards Pfeilstern untermauern sollten.<ref>{{cite journal |first=Peter |last=Van de Kamp |year=1982 |title=The planetary system of Barnard's star |journal=Vistas in Astronomy |volume=26 |issue=2 |pages=141–157 |bibcode=1982VA.....26..141V |doi=10.1016/0083-6656(82)90004-6 |language=en}}</ref> [[Wulff-Dieter Heintz]], der Nachfolger van de Kamps am [[Swarthmore College]] und Experte auf dem Gebiet der [[Doppelstern]]e, stellte die Behauptungen seines Vorgängers in Frage und publizierte ab 1976 entsprechend kritische Stellungnahmen. Wegen dieses Disputs soll eine Entfremdung zwischen den beiden Wissenschaftlern eingetreten sein.<ref name=Swathmore>{{Internetquelle |autor=Bill Kent |url=http://media.swarthmore.edu/bulletin/wp-content/archived_issues_pdf/Bulletin_2001_03.pdf |titel=Barnard's Wobble |werk=Swarthmore College Bulletin |hrsg=Swarthmore College |datum=2001-03 |seiten=28–31 |offline=0 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20110719124154/http://media.swarthmore.edu/bulletin/wp-content/archived_issues_pdf/Bulletin_2001_03.pdf |archiv-datum=2011-07-19 |abruf=2021-01-31 |sprache=en}}</ref>

Solange die Behauptung van de Kamps anerkannt war, trug sie zur Berühmtheit des Sterns in der [[Science-Fiction]]-Gemeinde bei; sie ist zum Beispiel Teil der Handlung der Fernsehserie ''[[Mondbasis Alpha 1]]''. Sie ließ Barnards Pfeilstern auch als aussichtsreiches Ziel für das [[Projekt Daedalus]], die Planung einer interstellaren [[Raumsonde]], erscheinen.

Im November 2018 wurde aus einer Analyse von über 20 Jahre hinweg erfassten [[Radialgeschwindigkeit]]sdaten, die Forscher vom ''Institut für Astrophysik'' an der [[Georg-August-Universität Göttingen]] gemeinsam mit einem internationalen Forscherteam vorgenommen hatten, auf einen möglichen [[Exoplanet]]en „Barnard’s Star b“ geschlossen.<ref>[https://www.ndr.de/nachrichten/niedersachsen/braunschweig_harz_goettingen/Goettinger-Forscher-entdecken-neuen-Planeten,planet176.html ''Göttinger Forscher entdecken neuen Planeten''.] Auf ndr.de vom 15. November 2018.</ref> Es sei eine [[Supererde]] mit einer Mindestmasse von 3,2 [[Erdmasse]]n, die den Stern in einem Abstand von 0,4 [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] innerhalb von 233 Tagen umrunde.<ref>{{Literatur |Autor=I. Ribas, M. Tuomi, A. Reiners, R. P. Butler, J. C. Morales |Titel=A candidate super-Earth planet orbiting near the snow line of Barnard’s star |Sammelwerk=Nature |Band=563 |Nummer=7731 |Datum=2018-11 |Seiten=365–368 |ISSN=0028-0836 |DOI=10.1038/s41586-018-0677-y |Online=[https://www.nature.com/articles/s41586-018-0677-y nature.com] |Abruf=2018-11-14 |Sprache=en}}</ref> Die Autoren der Veröffentlichung sind „zu 99 % zuversichtlich, dass der Planet da ist.“<ref>{{Internetquelle |url=https://www.eso.org/public/germany/news/eso1837/ |titel=ESO-Pressemitteilung: Supererde umkreist Barnards Stern |hrsg=[[Europäische Südsternwarte|ESO]] |datum=2018-11-14 |abruf=2018-11-14 |sprache=de}}</ref> Möglicherweise kann der Planet mit der [[Exoplanet#Astrometrische Methode|astrometrischen Methode]] (Feststellung der Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt) anhand der mit der [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]]-Mission gewonnenen Daten bestätigt werden, auch eine optische Beobachtung mit den in den 2020er Jahren fertigzustellenden Großteleskopen erscheint möglich.<ref>{{Internetquelle |autor=Rodrigo F. Díaz |url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-07328-7 |titel=A key piece in the exoplanet puzzle |werk=[[Nature]] 563, 329–330 (2018) |datum=2018-11-14 |abruf=2018-11-17 |sprache=en}}, {{DOI|10.1038/d41586-018-07328-7}}</ref> Studien der Jahre 2021 und 2022 kamen zum Schluss, dass das Signal wohl durch Sternaktivität verursacht wurde.<ref name="Lubin2021" /><ref name="Artigau2022" />

Im Jahr 2024 wurde eine Studie vom VLT der Europäischen Südsternwarte ESO veröffentlicht. Sie kommt zu dem Schluss, dass ein Planet (b) mit der Hälfte der Masse der Venus existiert und 3,15 Tage für ein Orbit um den Stern benötigt. Die Oberflächentemperatur liegt demnach bei 125 Grad Celsius. Die Studie konnte keine Hinweise auf den Kandidaten bei Umlaufdauer 233 Tage finden, dafür aber drei weitere Kandidaten mit Umlaufdauern kürzer als 10 Tage.<ref name="Hernandez2024" />

Diese wurden von einer unabhängigen Folgestudie im März 2025 bestätigt. Demnach umkreist ein Planet (d) mit einem Viertel der Erdmasse als Innerster Barnard's Stern, für seinen Orbit benötigt er 2,34 Tage. 2 weitere Planeten (c und e) mit 1/3 und 1/5 der Erdmasse umkreisen den Stern außerhalb der Bahn des 2024 erkannten Planeten. Sie benötigen für ihren Orbit 4,12 bzw. 6,74 Tage.<ref>[https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adb8d5 Four Sub-Earth Planets Orbiting Barnard's Star from MAROON-X and ESPRESSO]</ref>

{| class="wikitable sortable"
|+Barnards Pfeilstern-Planeten<ref name="Nasa">{{NasaExoplanet | name=Barnard | abruf=2025-03-22}}</ref>
! Planet (Reihenfolge vom Stern aus)
! Entdeckt
! [[Masse (Physik)|Masse (M sin i))]] ([[Erdmasse]]n)
! [[Große Halbachse]] der Bahn ([[Astronomische Einheit|AU]])
! [[Umlaufzeit]] ([[Tag]]e)
! [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]]
! [[Gleichgewichtstemperatur|Gleichgewichts- temperatur]] ([[Kelvin]])
|-
| '''[[Barnard d|d]]'''
| 2025
| 0,263 ± 0,024
| 0,0188
| 2,34
| 0,04 {{+-|0,05|0,03}}
| 483
|-
| '''[[Barnard b|b]]'''
| 2024
| 0,299 ± 0,026
| 0,0229
| 3,15
| 0,03 {{+-|0,03|0,02}}
| 438
|-
| '''[[Barnard c|c]]'''
| 2025
| 0,335 ± 0,030
| 0,0274
| 4,12
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| 400
|-
| '''[[Barnard e|e]]'''
| 2025
| 0,193 ± 0,033
| 0,0381
| 6,74
| 0,04 {{+-|0,03|0,04}}
| 340
|-
|}

== Weblinks ==
{{Commonscat|Barnard's Star|Barnards Pfeilstern}}
* [http://www.solstation.com/stars/barnards.htm Artikel] über Barnards Pfeilstern,solstation.com (englisch)
* [https://wwwadd.zah.uni-heidelberg.de/datenbanken/aricns/cnspages/4c01453.htm ARICNS 4C01453] (ausführliche Datentabelle für Barnards Pfeilstern, englisch)
* mpia: [https://www.mpia.de/aktuelles/wissenschaft/2018-11-BarnardsStern Eine kalte Supererde in unserer Nachbarschaft] 14. November 2018
* [https://www.scinexx.de/news/kosmos/erdnaechster-einzelstern-hat-vier-planeten/ ''Erdnächster Einzelstern hat vier Planeten''] bei scinexx vom 12. März 2025

== Einzelnachweise ==
<references>
<ref name="Lubin2021">
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<ref name="Hernandez2024">
{{cite journal |first=J. I. |last=González Hernández |title=A sub-Earth-mass planet orbiting Barnard’s star |work=A&A |volume=2024 |issue=690 |pages=A79 |doi=10.1051/0004-6361/202451311 |language=en}}
</ref>
</references>

[[Kategorie:Roter Zwerg]]
[[Kategorie:Veränderlicher Stern]]
[[Kategorie:Edward Barnard als Namensgeber]]
[[Kategorie:Astronomisches Objekt (entdeckt 1916)]]
[[Kategorie:Wikipedia:Artikel mit Video]]

Barnards Pfeilstern - Versionsgeschichte

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