बर्नार्ड तारा
बारनर्ड का तारा (Barnard's star), जिसका बायर नाम "वी2500 ऑफ़ीयूकी" (V2500 Ophiuchi) है, सर्पधारी तारामंडल में नज़र आने वाला एक बहुत ही कम द्रव्यमान (मास) वाला लाल बौना तारा है।[9] यह पृथ्वी से लगभग 6 प्रकाशवर्ष की दूरी पर स्थित है। मित्र तारे के मंडल के तीन तारों के बाद बारनर्ड का तारा ही पृथ्वी का सब से समीपी तारा है। यह एक M4 श्रेणी का तारा है और पृथ्वी से इसकी चमक (सापेक्ष कान्तिमान) को +9.5 मैग्नीट्यूड पर मापा गया है। आकाश में यह अपना स्थान बदलता रहता है इसलिए इसे "बारनर्ड का भागता तारा" भी कहते हैं। यह समय के साथ-साथ हमारे सौर मंडल के पास आता जा रहा है और वर्ष 11,800 ईसवी में सूरज से केवल 3.75 प्रकाशवर्ष दूर होगा और उसका सबसे समीपी तारा होगा।[7]
 बारनर्ड का तारा अपना आकाश में स्थान बदलता रहता है - यह तस्वीर उसका हर पाँचवे साल का स्थान दर्शा रहा है | |
| प्रेक्षण तथ्य युग J2000.0 विषुव J2000.0 | |
|---|---|
| तारामंडल | सर्पधारी तारामंडल |
| दायाँ आरोहण | 17h 57m 48.49803s[1] |
| झुकाव | +04° 41′ 36.2072″[1] |
| सापेक्ष कांतिमान (V) | 9.511[2] |
| विशेषताएँ | |
| तारकीय श्रेणी | M4.0V[3] |
| सापेक्ष कांतिमान (U) | 12.497[2] |
| सापेक्ष कांतिमान (B) | 11.240[2] |
| सापेक्ष कांतिमान (R) | 8.298[2] |
| सापेक्ष कांतिमान (I) | 6.741[2] |
| सापेक्ष कांतिमान (J) | 5.24[4] |
| सापेक्ष कांतिमान (H) | 4.83[4] |
| सापेक्ष कांतिमान (K) | 4.524[4] |
| U−B रंग सूचक | 1.257[2] |
| B−V रंग सूचक | 1.713[2] |
| V−R रंग सूचक | 1.213[2] |
| R−I रंग सूचक | 1.557[2] |
| परिवर्ती श्रेणी | BY Draconis |
| खगोलमिति | |
| रेडियल वेग (Rv) | −110.6 ± 0.2[5] किमी/सै |
| विशेष चाल (μ) | दाआ.: −802.803[6] मिआसै/वर्ष झु.: 10362.542[6] मिआसै/वर्ष |
| लंबन (π) | 547.4506 ± 0.2899[6] मिआसै |
| दूरी | 5.958 ± 0.003 प्रव (1.8266 ± 0.0010 पार) |
| निरपेक्ष कांतिमान (MV) | 13.21[2] |
| विवरण | |
| द्रव्यमान | 0.144[7] M☉ |
| त्रिज्या | 0.196 ± 0.008[8] R☉ |
| चमकीलापन (बोलोमेट्रिक) | 0.0035[9] L☉ |
| चमकीलापन (प्रकट, LV) | 0.0004[9] L☉ |
| तापमान | 3,134 ± 102[9] K |
| धातुता | 10–32% सूर्य[10] |
| घूर्णन | 130.4 दिन[11] |
| आयु | ≈ 10 billion [12] वर्ष |
| अन्य नाम | |
"Barnard's Runaway Star", "Greyhound of the Skies",[13] BD+04°3561a, GCTP 4098.00, Gl 140-024, Gliese 699, HIP 87937, LFT 1385, LHS 57, LTT 15309, Munich 15040, Proxima Ophiuchi,[14] V2500 Ophiuchi, Velox Barnardi,[15] Vyssotsky 799 | |
| डेटाबेस संदर्भ | |
| सिम्बाद | data |
| ऐरिसिनिस | data |
विवरण संपादित करें
बारनर्ड के तारे की अनुमानित आयु 7 से 12 अरब वर्ष के बीच है, जो हमारे सौर मंडल के सूरज की 4.57 अरब वर्ष की आयु से कहीं ज़्यादा है। संभव है के बारनर्ड का तारा आकाशगंगा (हमारी गैलेक्सी) के सब से पुराने तारों में से एक हो।[12] बारनर्ड के तारे का द्रव्यमान (मास) सूरज के द्रव्यमान का केवल 17% और उसका व्यास (डायामीटर) सूरज के व्यास का 15% से 20% है।[16] इसकी चमक समय के साथ-साथ थोड़ी बहुत बदलती रहती है, यानि यह एक परिवर्ती तारा है।[11]
ग्रहीय मंडल संपादित करें
सन् 1963 से 1973 तक बहुत से खगोलशास्त्री मानते थे के बारनर्ड के तारे के इर्द-गिर्द एक बृहस्पति जैसा गैस दानव ग्रह परिक्रमा कर रहा है लेकिन बाद में अध्ययन से यह बात ग़लत साबित हुई। फिर भी इसके मंडल में किसी ग़ैर सौरीय ग्रह के होने की सम्भावना पूरी तरह ख़त्म नहीं हुई। नवम्बर 2018 में एक अंतर्राष्ट्रीय खगोलशास्त्रियों के गुट ने घोषणा करी के बर्नार्ड तारे की परिक्रमा करती हुई एक महापृथ्वी पाई गई है। इसकी कक्षा तारे से लगभग 0.4 खगोलीय इकाई दूर है और इसकी कक्षीय अवधि लगभग 233 दिन है। इसका द्रव्यमान पृथ्वी का लगभग तीन गुना है। हालांकि इसकी तारे से दूरी पृथ्वी की हमारे सूरज से दूरी से आधी से भी कम है, बर्नार्ड तारे की कम चमक के कारण यह माना जाता है कि इस बहिर्ग्रह का सतही तापमान लगभग -170° सेंटीग्रेड होगा, यानि की यहाँ भयंकर ठंड है और पृथ्वी पर गैस अवस्था में पाए जाने वाले कई रसायन अगर यहाँ उपस्थित हों तो जमकर ठोस अवस्था में होंगे। ग्रह का नाम बर्नार्ड तारा बी (Barnard's Star b) रखा गया है।[17]
| साथी (तारे से दूरी के क्रमानुसार) |
द्रव्यमान | अर्ध दीर्घ अक्ष (खई) |
कक्षीय अवधि (दिन) |
विकेन्द्रता | झुकाव | त्रिज्या |
|---|---|---|---|---|---|---|
| बी | ≥3.23+0.44−0.44 M⊕ | 0.404+0.18−0.18 | 232.8+0.38−0.41 | 0.32+0.1−0.15 | — | — |
इन्हें भी देखें संपादित करें
सन्दर्भ संपादित करें
- ↑ अ आ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ अ आ इ ई उ ऊ ए ऐ ओ औ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ अ आ इ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ अ आ इ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
- ↑ अ आ Bobylev, V. V. (March 2010), "Searching for stars closely encountering with the solar system", Astronomy Letters, 36 (3): 220–226, arXiv:1003.2160, डीओआइ:10.1134/S1063773710030060, बिबकोड:2010AstL...36..220B
- ↑ Demory, B.-O.; एवं अन्य (October 2009), "Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI", Astronomy and Astrophysics, 505 (1): 205–215, arXiv:0906.0602, डीओआइ:10.1051/0004-6361/200911976, बिबकोड:2009A&A...505..205D
- ↑ अ आ इ ई (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ अ आ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ अ आ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर
- ↑ (वीर गडरिया) पाल बघेल धनगर