Barnardin tähti

Barnardin tähti Barnardstar2006.jpg-kuvan kuvaus. Havainnointitiedot
( aikakausi J2000.0 )
Oikea ylösnousemus 17 t  57 m  48,4998 s
Deklinaatio 4 ° 41 ′ 36111 ″
tähdistö Ophiuchus
Näkyvä suuruus 9.511

Sijainti tähtikuviossa: Ophiuchus

(Katso tilanne tähdistössä: Ophiuchus) Ophiuchus IAU.svg
Ominaisuudet
Spektrityyppi M4,0 V
UB- indeksi 1,257
BV- indeksi 1.729
Vaihtelevuus Draconis
Astrometria
Radiaalinopeus −110,353  km / s
Puhdas liike μ α  = −802,803  mas / a
μ δ  = +10362,542  mas / a
Parallaksi 547,450 6 ± 0,289 9  mas
Etäisyys 1,826 6 ± 0,001 0  kpl (~ 5,96  al )
Absoluuttinen suuruus 13.21
Fyysiset ominaisuudet
Massa 0,17  M +
säde 0,15 - 0,20  R '
Kirkkaus 0,000 4  L ☉
Lämpötila 3,134  ±  102  K
Metallisuus 10-32% auringon auringosta
Kierto 130,4 päivää
Ikä ~ 10 × 10 10  a

Muut nimitykset

V2500 Oph BD +04 3561a, HIP  87937, GJ  699, München 15040, Vyssotsky 799, LHS 57 , LTT  15309 , G 140-024

Tähti Barnard on tähti on tähdistössä eläinradan on Ophiuchus . Tämä punainen kääpiö , tyypin BY Draconis muuttuja , on tunnettu tähti, jonka oma liike on korkein (10,3 ″ vuodessa). Se on nimetty jälkeen amerikkalainen tähtitieteilijä Edward E. Barnard joka löysi tämän kiinteistön 1916 . Sijaitsevat etäisyydellä on ~5.96  al (~1.83  pc ), se on neljäs lähin tähti on aurinkokunnan . Se on kuitenkin paljaalle silmälle näkymätön heikon valonsa vuoksi .

Barnardin tähdestä on tehty paljon työtä, ja se on todennäköisesti tutkituin M-kääpiö läheisyyden ja sijainnin lähellä taivaallista päiväntasaajaa , mikä on suotuisaa havainnoinnille. Tutkimus on keskittynyt sen ominaisuuksiin ja mahdollisten aurinkokennojen havaitsemiseen . Tähti oli siis tieteellisen kiistan kohteena, kun Peter van de Kamp ilmoitti vuonna 1963 havaitsevansa häiriöitä omassa liikkeessään, jotka näyttivät pystyvän osoittamaan yhden tai useamman jovialaisen planeetan läsnäolon . Mitään van de Kampin ilmoittamista planeetoista ei voitu vahvistaa, mutta supermaapallo löydettiin lopulta vuonna 2018. Barnardin tähti oli myös kohdetähti tutkimuksessa, joka koski asuttamattoman nopean matkustamisen toteutettavuutta järjestelmiin. Naapuritähdet.

Barnardin tähti tähtitieteen historiassa

Barnardin tähdelle viitattiin ensimmäisessä Münchenin luettelossa ja Albanyn yleisessä luettelossa vastaavilla nimityksillä Munich 15040 ( kausi 1850.0 sitten 1880.0) ja AGC 6005 (kausi 1910.0). Vuonna 1916 amerikkalainen tähtitieteilijä Edward Emerson Barnard havaitsi vertailemalla vuonna 1894 ja 1916 valmistettuja valokuvalevyjä , että tähdellä oli tärkein oma liike taivaalla (10,3 "vuodessa). Niin nimetty hänen kunniakseen. Henry N. Russell oli ensimmäinen lempinimi Barnardin tähti ("Barnardin tähti" englanniksi ) artikkelissa, joka julkaistiinTammikuu 1917. Tässä tähden paralaksia koskevassa artikkelissa todetaan, että se on maalle lähinnä tunnettu tähti auringon ja α Centaurin ( A B - C ) kolmen komponentin jälkeen . Sen läheisyys ansaitsi sille lempinimen Proxima Ophiuchi ("[tähti] lähinnä Ophiuchuksen tähdistöä" latinaksi ), jota ei käytetty eikä ole koskaan käytetty.

Vuonna 1963 , joka on hollantilainen tähtitieteilijä , Peter van de Kamp , ilmoitti, että hän oli havainnut häiriöitä ominaisliike Barnard tähti. Hänen mukaansa ne johtuivat yhdestä tai useammasta Jupiteriin verrattavan kokoisesta planeetasta . Van de Kamp oli tarkkaillut tähteä vuodesta 1938 havaitakseen yhdessä Swarthmore College- observatorion kollegoidensa kanssa yhden mikrometrin pienet vaihtelut sen sijainnissa valokuvalevyillä . Näiden variaatioiden uskottiin vastaavan tähtien kiertoradan häiriöitä , jotka osoittavat planeetan kumppanin läsnäolon. Van de Kampin sijainnit mitattiin enintään kymmenen hengen ryhmillä, ja keskiarvo laskettiin sitten tulokset, jotta vältetään jokaisen yksilön aiheuttamat systemaattiset mittausvirheet. Van de Kamp oletti, että Barnardin tähden seurasi 1,6 Jovian massainen planeetta 4,4 AU: lla hiukan epäkeskisellä kiertoradalla, työ hienostui vuonna 1969 . Myöhemmin samana vuonna hän ehdotti kahta planeettaa, joissa oli 0,8 ja 1,1 Jovian massaa. Tämä löytö hyväksyttiin yleisesti tiedeyhteisössä 1960-luvulla .

Muut tähtitieteilijät yrittivät toistaa Van de Kampin työtä. Kaksi tärkeää artikkelia, jotka kumoavat yhden tai useamman planeetan olemassaolon, julkaistiin vuonna 1973 . Toisessa observatoriossa otettujen valokuvien perusteella Gatewood ja Eichhorn eivät pystyneet varmistamaan planeettakumppanin olemassaoloa huolimatta levyjen uusista mittaustekniikoista. Toinen Hersheyn neljä kuukautta myöhemmin julkaisema paperi, jossa käytettiin Van de Kampin käyttämää Swarthmoren observatoriota , ehdotti mahdollista syytä havaituille vaihteluille. Hän totesi, että muutokset astrometric alalla useita tähtiä liittyivät kauden säädöt ja muutokset tehty linssi on kaukoputken  : havaitun liikkeen oli artefakti johtuen ylläpito ja päivitys havainto laitteita.

Van de Kamp kieltäytyi koko elämänsä myöntämästä virhettään. Huolimatta siitä, että Van de Kamp oli paljon ihailtu ja seurallinen mies, kollegat, jotka kiistelivät hänen havainnoistaan, olisivat tunteneet hänet pettyneeksi. Wulff Heintz, joka seurasi Van de Kampia Swarthmoressa ja oli kaksinkertaisten tähtien asiantuntija , kyseenalaisti havainnot ja julkaisi katsauksia työstään vuodesta 1976 eteenpäin . Kahden miehen väliset suhteet olisivat sitten heikentyneet. Vuonna 1982 Van de Kamp julkaisi uuden artikkelin, jonka pitäisi vahvistaa kahden planeetan olemassaolo.

1980- ja 1990- luvuilla tehdyt tutkimukset planeetan kumppaneiden löytämiseksi Barnard's Stariin epäonnistuivat. Interferometrista tutkimukset suoritettiin käyttäen Hubble-avaruusteleskooppi vuonna 1999 myös ole osoittaneet planeetan kumppani. Vaikka kiista on hidastanut työtä extrasolar-planeetoilla , se on myötävaikuttanut Barnardin tähden maineeseen. Viimeinkin marraskuussa 2018 ilmoitettiin tähtiä kiertävän maapallon löytämisestä .

Nimeä "Barnardin tähti" oli käytetty epävirallisesti jo vuosisadan ajan, ennen kuin Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto muodosti sen .1 kpl Helmikuu 2017.

Tähtijärjestelmä

Tähti Barnard on punainen kääpiö on M4.0 tyypin V . Sen näennäinen suuruus on 9,51, kun taas Sirius (taivaan kirkkain tähti) on -1,46 ja paljaalla silmällä näkyvien vähiten valaisevien esineiden 6; asteikon ollessa logaritminen , näennäisen suuruusluokan 9,57 tähti on sen vuoksi aivan liian heikko ollakseen näkyvissä paljaalla silmällä.

Barnard's Star uskotaan muodostuneen noin 10 miljardia vuotta sitten. Tämä vanha tähti on täten menettänyt suuren osan pyörimisenergiastaan ​​ja ajoittaiset muutokset sen kirkkaudessa osoittavat, että sen kiertoaika on 130 päivää (verrattuna aurinkoon 25 ). Iänsä vuoksi oletettiin pitkään, että Barnardin tähdellä ei ollut merkittävää tähtien aktiivisuutta. Tähtitieteilijät havaitsivat kuitenkin vuonna 1998 voimakkaan tähtipurkauksen  : Barnardin tähti on siten yksi purkautuvista tähdistä . Tähtiä kutsutaan myös V2500 Ophiuchiksi muuttuvien tähtien nimityksessä .

Asianmukaisesta kuljetuksesta tähti edustaa poikittainen nopeus on 90  km / s . Vuosittain kuljettu 10,3 kaarisekuntia vastaa neljäsosaa astetta ihmisen elämän aikana tai suunnilleen puolta täysikuun kulmahalkaisijasta. Sen radiaalinopeus voidaan mitata Doppler-vaikutuksella . Tähden sininen muutos ( blueshift ) on siis -110  km / s . Tämä mittaus yhdessä oikean liikkeen kanssa viittaa todelliseen nopeuteen aurinkoon nähden -142,6  ±  0,2  km / s . Itse asiassa Barnardin tähti lähestyy aurinkoa niin nopeasti, että se on 3,75 valovuoden päässä aurinkokunnasta (verrattuna nykyiseen 5,96: een) noin 11 800 jKr: n tähtiä lähimpänä aurinkoa, koska Kentaurin Proxima on vielä lähempänä. Se on edelleen liian heikko ollakseen näkyvissä paljaalla silmällä, koska sen näennäinen suuruus on noin 8,5. Sitten hän kävelee pois.

Barnard-tähden massa on 17% ja säde 15-20% auringon auringosta . Sen pintalämpötila on 3 134 (± 102) K , sen visuaalinen kirkkaus on 4/10 000 th ja bolometrinen kirkkaus 34,6 / 10000 th Auringon kirkkaudesta . Jos se korvaisi Auringon, se olisi vain 100 kertaa kirkkaampi kuin täysikuu.

Lähin tähti Barnard's Stariin on tällä hetkellä Ross 154, joka sijaitsee 1,66 pc: n tai 5,41 valovuoden etäisyydellä . Kaikki tähdet 10 valovuoden kuluessa Barnardin tähdestä ovat, lukuun ottamatta Auringon ja Kentaur Alpha A: n ja B: n , spektrityyppien K ja M punaisia ​​kääpiöitä.

Tutkimus

Barnardin tähtiä on tutkittu laajasti. Tutkimuksen pääaihe oli planeettojen etsiminen Van de Kampin työn jälkeen, mutta monet muut tutkimusalueet on dokumentoitu.

Tähtien ominaisuudet ja astrometria

Ennen Dawsonin viimeistä työtä vuonna 2003 julkaistiin useita artikkeleita massa-kirkkaussuhteista . Lämpötilan ja kirkkauden määrittelyn lisäksi artikkelissa ehdotettiin, että aiemmat arviot Barnardin tähtisäteestä aliarvioivat sen arvon; se ehdottaa 0,20 aurinkosädettä (± 0,008 aurinkosädettä), joka sijaitsee kohti tyypillisesti huomioituja maksimiarvoja.

M-luokan kääpiötähtien metallisuutta koskevassa suuressa tutkimuksessa Barnardin tähti sijoittui -0,05 - -0,1 metallisuuden asteikolla, eli noin 10 - 32% Auringon metallisyydestä. Tähtien luokittelemiseen käytetään metallisuutta, tähtimassan osuutta, joka koostuu heliumia raskaammista elementeistä . Barnardin tähti näyttää olevan tyypillistä vanhan punaisen kääpiöt ja väestön II , jotka ovat yleensä halo tähdet huono metalleja. Vaikka pienempi kuin Auringon, metal- Barnard Star on suurempi kuin Halo tähdet ja on lähellä alhaisen arvoja metalli-rikas levyn tähdet . Tämä ominaisuus ja sen korkea spatiaalinen liike johtivat välipopulaation II määrittelyyn.

Benedictin ja hänen kollegoidensa tekemä työ Hubble-avaruusteleskoopista on kauaskantoista. Vuonna 1999 absoluuttinen parallaksi ja absoluuttinen suuruus määriteltiin. Tämä mahdollisti hienosäätää planeettavyöhykkeen rajoja. Toinen tärkeä artikkeli, kirjoittanut Kurster et ai. , julkaistiin vuonna 2003 . Siinä käsitellään ensimmäisen tähtien säteittäisen nopeuden muutoksen havaitsemista, joka johtuu sen avaruusliikkeestä. Osa radiaalinopeuden muutoksesta johtui tähtien aktiivisuudesta.

Planeettatutkimus ja löytö

Erilaiset teokset ovat mahdollistaneet sen selvittämisen, että Barnardin tähti isännöi planeettoja. Parantamalla tähden liikkeen tarkkuutta epävarmuus mahdollisten planeettojen massasta ja kiertoradoista vähenee. Yksinkertaisesti sanottuna tähtitieteilijät pystyvät usein kuvaamaan, minkä tyyppiset planeetat eivät voi kiertää tähteä. M-kääpiöitä, kuten Barnard's Star, on helpompi tutkia kuin suurempia tähtiä, koska niiden pienempi massa tekee planeettahäiriöt helpommin havaittaviksi. Gatewood pystyi siten osoittamaan vuonna 1995 , ettei Barnardin tähden ympärillä ollut 10 jovialaisen massan (ruskojen kääpiöiden alaraja ) planeettoja . Hänen artikkelinsa ansiosta pystyttiin myös määrittelemään planeettaesineiden mahdolliset raja-arvot. Vuonna 1999 julkaistussa Hubble- artikkelissa annettiin mahdollisuus jättää pois planeetan seuralaiset 0,8 Jovian massasta, jonka kiertorata oli alle 1000 päivää, kun taas Kurtzer totesi vuonna 2003 , että Barnardin tähden asuttavalla vyöhykkeellä ei ollut planeettaa, jonka massa olisi vähintään ( m sin ( i )) yli 7,5 maapainoa tai suurempi kuin 3,1 Neptunuksen massaa (paljon pienempi kuin pienempi Van de Kampin arvio).

Vaikka tämä työ rajoitti suuresti Barnardin tähden ympärillä olevien mahdollisten planeettojen parametreja, ne eivät sulkeneet kokonaan pois niiden olemassaoloa; on mahdollista, että Tellur-planeettoja on, mutta niitä olisi vaikea havaita. Space interferometrian Mission of NASA ja Darwin Missio ja ESA suunniteltiin etsimään planeettoja samanlainen maapallon ympäri 2015 , mutta ne ovat molemmat peruttu. He olivat päättäneet tutkia erityisesti Barnardin tähtiä.

Planeettojen ominaisuudet Barnard Star -järjestelmässä
Planeetta Massa Semi-major-akseli ( ua ) Kiertorata ( päivää ) Eksentrisyys Kaltevuus säde
 b  ≥ 3,23 ± 0,44  M ⊕   0,404 ± 0,018   232,800,38
-0,41  		 0,32+0,1
−0,15 

14. marraskuuta 2018, Ignasi Ribas ja hänen yhteistyökumppaninsa ilmoittivat löytäneensä supermaapallon, joka kiertää Barnardin tähteä. Tämän planeetan massa olisi suurempi kuin 3,2 maapainoa ja kiertoratajakso olisi lähellä 233 päivää. Se kiertää tähdestään noin 0,4 AU eli noin 60 miljoonaa km. Tässä etäisyys, "(tähti) Barnard b" (tai GJ 699 b) saa sen tähden vain 2% energiasta, että maa saa Auringosta, eli noin tuskin kaksinkertainen Auringonsäteilyn tasolla. Saturnuksen kiertoradalle vuonna aurinkokunta. Niin se on kylmä ja kolkko maailmassa, pinnan keskimääräinen lämpötila (avaruudesta) tulisi olla alueella -170  ° C .

Vuoden 1998 purkaus

Vuonna 1998 Barnardin tähti oli tähtien purkauksen kohtaus . Tämän purkauksen löysi Cochran kiitos havaittujen päästöjen spektrissä tapahtuneiden muutosten ansiosta17. heinäkuuta 1998planeettojen aiheuttaman tärinän etuyhteydettömän tutkimuksen aikana. Kesti 4 vuotta ennen kuin ihottuma analysoitiin oikein. Spektrin tutkiminen ei voi määrittää täsmällisesti purkauksen kokonaisenergiaa, mutta Paulson ehdotti, että purkauksen lämpötila oli 8000 K, yli kaksinkertainen tähden lämpötilaan. Ottaen huomioon soihdut sattumanvaraisesti, hän sanoi "tähti olisi fantastinen amatööri-tähtitieteilijöille tarkkailla".

Purkaus oli yllätys, koska niin vanhojen tähtien piti olla vähäistä. Purkaukset, joita ei ole täysin selitetty, johtuisivat voimakkaista magneettikentistä , jotka tuhoaisivat plasman konvektioliikkeet aiheuttaen äkillisiä puhkeamisia; voimakkaat magneettikentät vaativat nopeasti pyörivän tähden, kun taas vanhemmilla tähdillä on pieni pyörimissuunta. Tällaisen suuruusluokan tapahtuma olisi harvinaista Barnard's Starin ympäristössä. Tutkimus tällaisten purkausten jaksollisuuden määrittämiseksi ja tähtien aktiivisuuden muutosten havaitsemiseksi tietyn ajanjakson perusteella viittaa siihen, että Barnardin tähden tulisi olla rauhallinen. Vuonna 1998 julkaistu työ ei osoittanut vakuuttavaa näyttöä Barnardin tähden kirkkauden jaksollisesta vaihtelusta: vain yksi mahdollinen täplä tunnistettiin 130 päivässä.

Daedalus-projekti

Ilman planeettojen kiista, tunnetuin tutkimus barnardin tähti oli Daedalus hanke , joka käytiin 1973 ja 1978 . Hän ehdotti, että nopea asumaton matka toiseen tähtijärjestelmään on mahdollista käyttämällä olemassa olevia tai ajateltavia tekniikoita. Barnard's Star valittiin matkan tavoitteeksi osittain planeettakumppaneiden oletetun olemassaolon vuoksi.

Tutkimukset viittaavat siihen, että koetin käyttäen pulssitettua ydinkäyttövoimaan (käyttövoima on järjestetty mukaan ydinfuusiolla on deuterium ja helium-3 hiukkasten pommitetaan elektroneilla) voi saavuttaa nopeuden 12%: n valon nopeudella jälkeen 4 vuosi. Kiihtyvyys. Barnardin tähti saavutetaan 50 vuoden kuluttua, toisin sanoen ihmisen elämässä. Tämä tehtävä voisi tehdä mahdolliseksi tutkia tähtiä ja sen mahdollisia kumppaneita, tähtienvälistä väliainetta ja suorittaa astrometrisiä mittauksia .

Daedalus-projekti oli muun teoreettisen työn lähde. Vuonna 1980 Freitas ehdotti kunnianhimoisempaa suunnitelmaa: itsensä tuottavaa tähtienvälistä koetinta, jonka tavoitteena olisi etsiä ja joutua kosketuksiin maan ulkopuolisen elämän kanssa . Rakennettu ja viety Jovian kiertoradalle , se saavuttaisi Barnardin tähden 47 vuodessa samalla tavalla kuin mitä Daedalus-projekti ehdotti. Kun se olisi lähellä tähtiä, se alkaisi toistaa itsensä. Rakennettaisiin tuotantoyksikkö, joka alun perin tekisi etsintäkojeita ja luo sitten kopion alkuperäisestä aluksesta 1000 vuoden kuluttua.

Liitteet

Aiheeseen liittyvä artikkeli

Ulkoiset linkit

Huomautuksia ja viitteitä

  1. (en) AGA Brown et ai. (Gaian yhteistyö), "  Gaia Data Release 2: Yhteenveto sisällöstä ja tutkimuksen ominaisuuksista  " , Astronomy & Astrophysics , voi.  616, elokuu 2018, Artikkeli n o  A1 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201833051 , Bibcode  2018A & A ... 616A ... 1G , arXiv  1804,09365 ). Gaia DR2 huomaavat tämän lähteen päälle visiiri .
  2. (in) Tulokset Barnard tähti soveltamisesta Laske Constellation nimi asennosta ja visiiri
  3. (fi) Chris Koen et ai. , "  UBV (RI) C JHK havaintoja Hipparcosin valitsemista lähellä olevista tähdistä  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , voi.  403, n °  4,huhtikuu 2010, s.  1949-1968 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2009.16182.x , Bibcode  2010MNRAS.403.1949K , abstrakti , lukea verkossa [html] , näytetty 12 helmikuu 2015 )
  4. (en) John E. Gizis, “  M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale  ” , The Astronomical Journal , voi.  113, n °  2Helmikuu 1997, s.  820 ( DOI  10.1086 / 118302 , yhteenveto )
  5. (en) N. N Samus ' , EV Kazarovets et ai. , "  Yleinen luettelo vaihtelevista tähdistä: GCVS-versio 5.1  " , Astronomy Reports , voi.  61, n o  1,2017, s.  80-88 ( DOI  10,1134 / S1063772917010085 , Bibcode  2017ARep ... 61 ... 80S , lukea verkossa )
  6. (fi) C. Soubiran et ai. , "  Gaia Data Release 2. Säteittäisen nopeuden vakiotähtien luettelo  " , Astronomy & Astrophysics , voi.  616,elokuu 2018, s.  8, kohta n o  A7 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201832795 , Bibcode  2018A & A ... 616A ... 7S , arXiv  +1804,09370 )
  7. (in) NAME Barnard tähti - muutettavissa Dra sellaista tietokantaan Sinbad Strasbourgin Tähtitieteellinen Data Center .Huomaa: Jotkin arvot näytetään vain valitsemalla Näytä kaikki mittaukset -vaihtoehto sivun alaosasta.
  8. (sisään) Edward E. Barnard , "  Pieni tähti, jolla on laaja liikkuvuus  " , The Astronomical Journal , voi.  29, n °  695,15. syyskuuta 1916, s.  181-183 ( DOI  10,1086 / 104156 , Bibcode  1916AJ ..... 29..181B , lukea verkossa [ [GIF] ], näytetty 12 helmikuu 2015 )ja Edward E. Barnard , ”  Pieni tähti, jolla on suuri oikea liike  ”, Popular Astronomy , voi.  29,1916, s.  504-508 ( Bibcode  1916PA ..... 24..504B , lukea verkossa [ [GIF] ], näytetty 12 helmikuu 2015 )
  9. (in) Dawson, PC; De Robertis, MM, "  Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale  " , Astronomical Journal , voi.  127, n °  5,2004, s.  2909 ( DOI  10.1086 / 383289 , yhteenveto )
  10. (De) Seeliger, H. & Bauschinger, J., "  Erstes Müchner Sternverzeichniss enthaltend die mittleren Örter von 33082 Sternen  ", Neue Annalen der Koeniglichen Sternwarte Bogenhausen bei Muenchen , voi.  1,1890, s.  1-717 ( lue verkossa )
  11. (in) Boss Benjamin , "  Albanyn luettelo 20 811 tähdestä aikakaudelle 1910  " ? ,1931( yhteenveto )
  12. (in) Henry N. Russell , "  Alustava parallaksi Barnard tähti laaja kunnollisen motion  " , Astronomical Journalissa , vol.  30, n °  705,8. tammikuuta 1917, s.  73-75 ( DOI  10,1086 / 104184 , Bibcode  1917AJ ..... 30 ... 73R , lukea verkossa [ [GIF] ], näytetty 13 helmikuu 2015 )
  13. (De) Evgueni Perepelkin , "  Einweißer Stern mit bedeutender absoluter Größe  " , Astronomische Nachrichten , voi.  230, n °  5500,27. huhtikuuta 1927, s.  77-78 ( Bibcode  1927AN .... 230 ... 77P , lukea verkossa [ [GIF] ], näytetty 13 helmikuu 2015 )
  14. (en) George H. Bell, "  Aurinkopaneelien etsiminen: haun, löydösten ja tulevaisuuden vaikutusten lyhyt historia, osa 2  " , Arizonan osavaltion yliopisto,Huhtikuu 2001(katsottu 10. elokuuta 2007 ) Kuvaus Van de Kampin "löytämistä" planeetoista.
  15. (in) Astrobiology Magazine, "  The Barnard's Star Blunder  " ,Heinäkuu 2005(katsottu 9. elokuuta 2006 )
  16. (in) Van de Kamp, Peter, "  Alternate dynaaminen analyysi Barnard tähti.  », Astronomical Journal , voi.  74, n o  8,1969, s.  757 ( yhteenveto )
  17. (in) Gatewood, George ja Eichhorn, H., "  Epäonnistunut etsiä planeetan kumppani Barnard tähti (BD 4 3561)  ," Astronomical Journal , vol.  78, n °  10,1973, s.  769 ( yhteenveto )
  18. (in) John L. Hershey, "  Astrometric analyysi alalla AC + 65 6955 levyistä, jotka on otettu Sproul 24-tuumainen refractor.  », Astronomical Journal , voi.  78, n °  6,1973, s.  421 ( DOI  10.1086 / 111436 , yhteenveto )
  19. (en) Bill Kent, "  Barnardin huojunta  " , tiedote , Swarthmore College,2001(katsottu 9. elokuuta 2006 )
  20. (in) Van de Kamp, Peter, "  Barnardin tähden planeettajärjestelmä  " , Vistas in Astronomy , Voi.  26, n °  21982, s.  141 ( yhteenveto )
  21. (en) G. Fritz Benedict, Barbara McArthur, DW Chappell, E. Nelan, WH Jefferys, W. van Altena, J. Lee, D. Cornell, PJ Shelus, PD Hemenway, Otto G. Franz, LH Wasserman, RL Duncombe, D. Story, AL Whipple, LW Fredrick, "  Proxima Centaurin ja Barnardin tähden interferometrinen astrometria käyttämällä Hubble-avaruusteleskoopin hienoopastusanturia 3: Detection Limits for sub-Stellar Companions  " , astrofysiikka ,1999( yhteenveto )
  22. https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/
  23. (in) David Darling, "  barnardin tähti  " , Encyclopedia of Astrobiologia, tähtitieteen, ja miehitettyjen avaruuslentojen (näytetty 15 elokuu 2006 )
  24. (sisään) Ken Croswell, "  A Flare for Barnard's Star  " , Astronomy Magazine , Kalmbach Publishing Co.,marraskuu 2005(katsottu 10. elokuuta 2006 )
  25. Toisin sanoen nopeus tasossa, joka on kohtisuorassa Auringon tähti-akseliin nähden.
  26. (in) James B. Kaler, "  barnardin tähti (V2500 Ophiuchi-)  " , Stars , James B. Kaler,marraskuu 2005(katsottu 25. elokuuta 2007 )
  27. Toisin sanoen nopeus aurinko-tähti-akselin suuntaiseen suuntaan.
  28. (en) Vadim V. Bobylev , ”  Aurinkokunnan läheisesti kohtaavien tähtien etsiminen  ” , Astronomy Letters , voi.  36, n °  3,maaliskuu 2010, s.  220-222 ( DOI  10,1134 / S1063773710030060 , Bibcode  2010AstL ... 36..220B , arXiv  1003,2160 )
  29. Tähillä, joilla on suuri itseliikkuminen, on suuret todelliset nopeudet suhteessa Aurinkoon , mutta itseliike on myös etäisyyden funktio Auringosta. Vaikka Barnard's Starilla on suurin oma liikkeensa, Linnunradan tähti, jolla on suurin todellinen nopeus, on Wolf 424 , 555  km / s
  30. (sisään) RAJ Matthews , "  Tähtien läheinen lähestymistapa aurinkoisessa naapurustossa  " , Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society , voi.  35,1994, s.  1 \ u20139 ( DOI  10,1051 / 0004-6361: 20011330 , Bibcode  1994QJRAS..35 .... 1M )
  31. (en) "  Barnard's Star  " , Sol-asema (käyty 25. elokuuta 2007 )
  32. (fi) Kürster, M.; Endl, M.; Pyörät, F. Els, S.; Kaufer, A.; Loistava, S.; Hatzes, AP; Saar, SH; Cochran, WD, "  Matala radiaalisen nopeuden vaihtelu Barnardin tähdessä  ", Astronomy and Astrophysics , voi.  403, n °  6,2003, s.  1077 ( yhteenveto )
  33. (sisään) Michael Endl, William D. Cochran, Robert G. Tull ja Phillip J. MacQueen. "  A Dedicated M Dwarf Planet Search Using the Hobby-Eberly Telescope  " , The Astronomical Journal , voi.  126, n °  12,2003, s.  3099 ( yhteenveto )
  34. (in) George D. Gatewood, "  Tutkimus, jossa astrometric liikkeen Barnard tähti  " , lehden astrofysiikan ja Space Science , vol.  223, n °  1,1995, s.  91-98 ( DOI  10.1007 / BF00989158 , yhteenveto )
  35. (in) "  Hunt for planeettoja, turhautuminen viipyy peruuntuneet Missions  " päälle Space.com ,6. kesäkuuta 2011(käytetty 18. maaliskuuta 2013 )
  36. (in) "  Darwin: Tutkimus päättyi, enää toimintaa suunnitellaan  " ,2007(käytetty 18. maaliskuuta 2013 )
  37. [email protected] , "  Super-Earth kiertää Barnard's Star - Red Dots -kampanja paljastaa Exoplanetin ympäri maata lähinnä olevaa tähteä  " osoitteessa www .eso.org (käytetty 14. marraskuuta 2018 )
  38. " Uuden" supermaapallon "  löytäminen ei niin kaukana meistä  ", Eurooppa 1 ,14. marraskuuta 2018( lue verkossa , tutustunut 15. marraskuuta 2018 )
  39. (sisään) Diane B. Paulson, Joel C. Allred, Ryan B. Anderson, Suzanne L. Hawley, William D. Cochran ja Sylvana Yelda, "  Heijastuksen optinen spektroskopia on Barnardin tähti  " , Astronomical Publications Society of the Pacific , voi.  118, n o  1,2006, s.  227 ( DOI  10.1086 / 499497 , luettu verkossa , käytetty 21. elokuuta 2006 )
  40. (en) Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E. Tarina, D.; Whipple, AL; Shelus, PJ; Jefferys, WH; Hemenway, PD; Franz, Otto G.; Wasserman, LH; Duncombe, RL; van Altena, W. Fredrick, LW, "  Fotometria Proxima Centaurista ja Barnardin tähdestä käyttämällä Hubble-avaruusteleskoopin hienojohdon sensoa 3  " , The Astronomical Journal , voi.  116, n o  1,1998, s.  429 ( DOI  10.1086 / 300420 , yhteenveto )
  41. (sisään) Bond, A. ja Martin, AR, "  Project Daedalus - The Mission Profile  " , Journal of British Interplanetary Society , Vuosikerta.  29, n °  21976, s.  101 ( yhteenveto )
  42. (sisään) David Darling, "  Daedalus-projekti  " , The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight ,Heinäkuu 2005(katsottu 25. elokuuta 2007 )
  43. (in) Freitas, RA, JR., "  Itsepaljastava tähtienvälinen koetin  " , Journal of British Interplanetary Society , Voi.  33,Heinäkuu 1980, s.  251 ( yhteenveto )