Gwiazda Barnarda

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy gwiazdy w gwiazdozbiorze Wężownika. Zobacz też: powieść Edmunda Niziurskiego.

Współrzędne: Astronomia 17h57m48,50s; +04°41'36,21"

Gwiazda Barnarda
Barnardstar2006.jpg
Położenie Gwiazdy Barnarda w 2006 roku
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Wężownik
Rektascensja 17h 57m 48,5s[1]
Deklinacja +04° 41' 36,21"[1]
Odległość 5,94 ly
(1,82 pc)
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy czerwony karzeł
Typ widmowy M4,0V[1]
Masa 0,15-0,17[2] M
Promień 0,15[3]-0,20[2] R
Okres obrotu 130,4 dni ziemskich[4]
Wiek ~1,0 × 1010[5]
Jasność obserwowana 9,54m
Jasność absolutna 13,22m
Temperatura 3134 ± 102[2] K
Alternatywne oznaczenia
BD +04°3561a
HIP 87937, Gliese 699[A 1][6]

Gwiazda Barnarda (również Gwiazda Strzała) – niezwykle lekki czerwony karzeł położony w gwiazdozbiorze Wężownika, oddalony o około 6 lat świetlnych od Ziemi.

Gwiazda ta została nazwana na cześć amerykańskiego astronoma Edwarda Barnarda, który w 1916 obliczył wartość jej ruchu własnego – 10,3 sekundy kątowej na rok. Jest to największa znana wartość tego parametru, co czyni Gwiazdę Barnarda najszybciej przesuwającą się po nieboskłonie[7]. Gwiazda Barnarda jest najbliższą Ziemi gwiazdą z gwiazdozbioru Wężownika i czwartą po trzech gwiazdach systemu Alfa Centauri spośród wszystkich gwiazd nocnego nieba, nie jest jednak widoczna gołym okiem.

Ze względu na swoją bliskość i dogodne położenie blisko równika niebieskiego, Gwiazda Barnarda jest prawdopodobnie najczęściej badanym i obserwowanym karłem typu widmowego M[2]. Badania gwiazdy koncentrują się na jej charakterystyce, astrometrii oraz określaniu wartości granicznych mas planet. Na gwieździe Barnarda - jak wielu innych gwiazdach ciągu głównego typu widmowego M - obserwuje się rozbłyski, takie jak słoneczne.

Gwiazda Barnarda była również przedmiotem pewnych kontrowersji. Na początku lat 60. XX wieku, Peter van de Kamp błędnie postulował istnienie na jej orbicie co najmniej jednego gazowego olbrzyma – teza ta była powszechnie akceptowana przez innych astronomów. Obecnie istnienie dużych planet zostało w zasadzie wykluczone, a postulaty van de Kampa odrzucone, jednakże bierze się pod uwagę istnienie na orbicie tej gwiazdy małych planet typu ziemskiego. Gwiazda Barnarda była również brana pod uwagę jako jeden z celów badań skupiających się nad realizacją szybkiej bezzałogowej podróży do pobliskiego systemu gwiezdnego w ramach Projektu Dedal.

Informacje ogólne[edytuj | edytuj kod]

Gwiazda Barnarda, czerwony karzeł typu widmowego M4, jest widoczna tylko za pomocą teleskopu. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa wynosi 9,57m, czyli tylko 1/27 jasności najsłabszej gwiazdy, którą można zaobserwować gołym okiem przy dobrej widoczności. Dla porównania, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba – Syriusz, ma jasność -1,5m, a najsłabiej widoczne gwiazdy ok. 6m.

Wiek Gwiazdy Barnarda oceniany jest na 7–12 mld lat, co czyni ją dużo starszą niż Słońce i stawia w szeregu najstarszych znanych gwiazd Wszechświata[5]. Od czasu powstania utraciła znaczną część energii rotacyjnej – jej okresowe zmiany jasności wskazują, że obraca się raz na 130 dni (dla porównania, okres rotacji Słońca to nieco ponad 25 dni). Ze względu na swój wiek, Gwiazda Barnarda długo nie ujawniała aktywności gwiazdowej ludzkim obserwatorom. Jednak w 1998 roku astronomowie zaobserwowali intensywny rozbłysk gwiazdy, kwalifikujący ją jako gwiazdę rozbłyskową[8]. W Ogólnym Katalogu Gwiazd Zmiennych oznaczana jest jako gwiazda zmienna typu V2500 Ophiuchi[9].

Zmiana pozycji Gwiazdy Barnarda w okresie 1985–2005.

Ruch własny gwiazdy jest równy 10,3 sekundy kątowej na rok, co przy jej odległości od Słońca oznacza, że jej prędkość tangencjalna jest równa 90 km/s. Przemieszcza się ona na tle innych gwiazd o ¼ stopnia w trakcie życia człowieka, a więc w przybliżeniu o połowę średnicy Księżyca[10].

Badania przeprowadzone w 2003 przez Kürstera i współpracowników ujawniły zmiany prędkości radialnej gwiazdy spowodowanej przez jej ruch; dodatkowe wahania prędkości przypisane zostały aktywności gwiazdowej[11]. Prędkość radialna Gwiazdy Barnarda w stosunku do Słońca może być mierzona w oparciu o przesunięcie ku fioletowi. Katalogi gwiazd wymieniają dwie różne wartości tej prędkości: 120,2 km/s w SIMBAD, oraz 110,8 km/s w ARICNS i pozostałych zestawieniach. Wyniki te w połączeniu z ruchem własnym oznaczają prędkość całkowitą w stosunku do Słońca odpowiednio 150,2 i 142,7 km/s[A 2]. Gwiazda Barnarda zbliża się do Słońca tak szybko, że stanie się jego najbliższą gwiazdą około 11 700 roku n.e., osiągając odległość 3,8 roku świetlnego[12]. Jednak gwiazda ta będzie wciąż zbyt słaba, by mogła być widoczna gołym okiem. W czasie jej największego zbliżenia, jasność osiągnie wartość 8,5m i od tego momentu będzie stopniowo malała.

Gwiazda Barnarda ma masę około 17% masy Słońca oraz promień 15-20% promienia Słońca[3][2]. W porównaniu do Jowisza, ma 180-krotnie większą masę, lecz tylko 1,5 do 2,0 razy większy promień. Temperatura efektywna Gwiazdy Barnarda wynosi 3134 ± 102K, a jasność wizualna osiąga zaledwie 4/10000 jasności Słońca oraz 34,6/10000 jasności bolometrycznej Słońca[2]. Gwiazda Barnarda jest tak słaba, że gdyby zastępowała Słońce, byłaby tylko 100 razy jaśniejsza niż Księżyc w pełni[13]. Kilka publikacji dotyczących relacji masa-jasność pojawiło się przed ostatecznym wynikiem prac Dawsona i współpracowników z 2003 roku. Wraz z dokładnym ustaleniem temperatury i jasności, dokument ten sugeruje, że dotychczasowe szacunki promienia Gwiazdy Barnarda były zaniżone, a nowa poprawna wielkość jest równa 0,20 ± 0,008 promienia Słońca[2].

W badaniu metaliczności gwiazd karłowatych typu M, gwiazdę Barnarda umieszczono pomiędzy −0,5 a −1,0 w skali metaliczności, co stanowi od 10 do 32% wartości tego parametru dla Słońca[14]. Metaliczność, czyli ułamek masy gwiazdy, na który składają się pierwiastki chemiczne cięższe od helu, pomaga sklasyfikować gwiazdy względem ich populacji w galaktyce. Gwiazda Barnarda wydaje się typowym czerwonym karłem, gwiazdą II populacji. Jednak tego typu gwiazdy mają przeważnie małą metaliczność, natomiast Gwiazda Barnarda ma tę wartość większą niż gwiazdy halo, i jest w zakresie metaliczności gwiazd dysku. Z tego względu oraz z uwagi na jej wysoką prędkość kosmiczną, została ona sklasyfikowana jako „gwiazda II populacji pośredniej”, kategorii pomiędzy gwiazdą halo a gwiazdą dysku[14][11].

W 1999 wartości paralaksy absolutnej i jasności absolutnej zostały ponownie określone dzięki badaniom Benedicta i współpracowników, którzy w szerokim zakresie korzystali z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a[15]. Przeprowadzone obserwacje pomogły precyzyjniej ustalić parametry ewentualnych planet wokół Gwiazdy Barnarda.

Możliwość istnienia systemu planetarnego[edytuj | edytuj kod]

Po roku 1963, przez dekadę wielu astronomów akceptowało pogląd holenderskiego astronoma Petera van de Kampa, że odkryte zaburzenia w ruchu własnym Gwiazdy Barnarda sugerują orbitowanie wokół gwiazdy co najmniej jednej planety o masie Jowisza lub większej[16]. Van de Kamp obserwował gwiazdę od roku 1938, próbując, wraz ze współpracownikami z obserwatorium Swarthmore College, znaleźć minimalne (rzędu 1 mikrometra) zmiany pozycji obrazu gwiazdy na płytach fotograficznych, które byłyby zgodne z zaburzeniami orbity wskazującymi na towarzyszącą planetę. Obserwacje te prowadziło niezależnie dziesięć osób, a z ich wyników obliczono średnią, w celu uniknięcia indywidualnych błędów[17]. Van de Kamp początkowo postulował obecność planety o masie 1,6 masy Jowisza w odległości 4,4 j.a. na orbicie nieco ekscentrycznej i takie wyniki opublikował w 1969 roku. Później, w tym samym roku zasugerował obecność dwóch planet o masach odpowiednio 1,1 i 0,8 masy Jowisza[18].

Wizja artystyczna planety okrążającej czerwonego karła.

Inni astronomowie powtórzyli eksperymenty van de Kampa, a dwie istotne publikacje w roku 1973 podważyły postulowaną obecność planety bądź też planet. George Gatewood i Heinrich Eichhorn, korzystając z innych obserwatoriów i nowszych technik fotograficznych, nie potwierdzili istnienia planety na orbicie wokół Gwiazdy Barnarda[19]. Inna praca, opublikowana cztery miesiące wcześniej przez Johna Hersheya, także korzystającego z obserwatorium Swarthmore, wykazywała takie same zmiany w polu astrometrycznym kilku podobnych gwiazd. Zmiany te występowały do czasu modyfikacji i korekt obiektywów teleskopu[20]. „Odkrycie” planety było więc zwykłym błędem powstałym przy obrabianiu i przetwarzaniu danych.

Van de Kamp nigdy nie przyznał się do błędu i publikował dalsze artykuły potwierdzające istnienie dwóch planet jeszcze pod koniec 1982 roku[21]. Wulff Heintz, następca van de Kampa w Swarthmore i ekspert w zakresie gwiazd podwójnych, podawał w wątpliwość uzyskane przez niego wyniki i, chcąc się odseparować od poglądów van de Kampa, opublikował dwa krytyczne artykuły jeszcze przed rokiem 1976[22].

Choć kontrowersje wokół Gwiazdy Barnarda raczej zaszkodziły badaniom nad planetami pozasłonecznymi, spowodowały popularyzację samego obiektu. W latach 70. XX wieku Gwiazda Barnarda została wybrana jako cel Projektu Dedal, pojawiała się też w literaturze, serialach telewizyjnych i grach komputerowych z gatunku science fiction.

Możliwe parametry planet[edytuj | edytuj kod]

Choć istnieje szansa, że wokół gwiazdy krążą planety, poszukiwania przeprowadzone w latach 80. i 90. były bezowocne, wliczając te z użyciem interferometrii przez Teleskop Hubble'a w 1999[15]. Poprzez dokładniejsze określenie ruchu gwiazdy, ograniczono masę i granice występowania możliwych planet.

Wykrycie planety na orbicie karła typu M jakim jest Gwiazda Barnarda, jest łatwiejsze niż dla masywniejszych gwiazd, gdyż mniejsza masa powoduje, że ich perturbacje są większe[23]. Dlatego też Gatewood mógł już w roku 1995 udowodnić, że ciała powyżej 10 mas Jowisza (dolny limit dla brązowych karłów) z pewnością nie okrążają Gwiazdy Barnarda[16]; praca ta wzmogła też sceptycyzm nt. możliwości istnienia tam jakichkolwiek planet[24]. W 1999 badania przeprowadzone z użyciem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a ograniczyły masę teoretycznego kompana do 0,8 masy Jowisza, dla ciała które okrążało by gwiazdę od 1 do 1000 dni[15]. Z kolei Martin Kürster w 2003 roku stwierdził, że wewnątrz ekosfery wokół Gwiazdy Barnarda nie jest możliwe występowanie planet o wartości "M sin i"[A 3] większej niż 7,5 mas Ziemi lub o masie większej niż 3,1 masy Neptuna (znacznie mniej niż dolna granica przewidywań van de Kampa)[11].

Choć wyniki te znacznie ograniczyły zakres możliwych właściwości planet wokół Gwiazdy Barnarda, nie wykluczają one istnienia samych planet – przykładowo, planety skaliste są trudne do wykrycia. Planowane misje: Space Interferometry Mission przez NASA oraz Darwin pod nadzorem ESA, miały rozpocząć wyszukiwanie planet pozasłonecznych typu ziemskiego około roku 2015, a Gwiazda Barnarda miała być jednym z celów ich poszukiwań[13]. Niestety, obie misje zostały anulowane. Poszukiwaniem planet wokół Gwiazdy Barnarda ma się jednak zająć teleskop kosmiczny TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), który zostanie wystrzelony na orbitę w 2017[25].

Projekt Dedal[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Projekt Dedal.

Oprócz badań dotyczących poszukiwania hipotetycznej planety, najlepiej znane prace na temat Gwiazdy Barnarda stanowiły część Projektu Dedal. Podjęty w latach 1973–78 projekt przewidywał, że błyskawiczna, bezzałogowa podróż do innych systemów słonecznych jest możliwa z użyciem technologii ówczesnych lub wynalezionych w niedalekiej przyszłości[26]. Gwiazda Barnarda została wybrana jako cel częściowo dlatego, że przewidywano istnienie tam planet[27].

Model teoretyczny przewidywał, że rakiety o napędzie nuklearnym korzystające z reakcji termojądrowych (szczególnie z bombardowania elektronami deuteru i izotopu helu-3) przyspieszając przez 4 lata, mogłyby uzyskać prędkość 12% prędkości światła. Dotarcie do gwiazdy byłoby możliwe w ciągu 50 lat, krócej niż średnia długość życia człowieka[27]. Wraz z dokładnymi badaniami gwiazdy i teoretycznych towarzyszy, możliwe byłoby zbadanie ośrodka międzygwiazdowego oraz wykonanie podstawowych pomiarów astrometrycznych[26].

Wstępne modele Projektu Dedal zainicjowały dalsze badania teoretyczne. W 1980 Robert Freitas zasugerował bardziej ambitny plan: sondę von Neumanna, która mogłaby budować z dostępnych sobie materiałów kopie samej siebie. Sondy takie przeznaczone byłyby do poszukiwań i ewentualnego kontaktu z życiem pozaziemskim[28]. Zbudowana i uruchomiona na orbicie Jowisza sonda o parametrach podobnych do tych z pierwotnego Projektu Dedal, mogłaby dolecieć do Gwiazdy Barnarda w ciągu 47 lat. Po przybyciu do gwiazdy, sonda mogłaby rozpocząć automatyczną reprodukcję, tworząc fabrykę, początkowo do wytworzenia międzyplanetarnych sond eksploracyjnych, a głównym celem byłoby wybudowanie raz na 500 lat kopii oryginalnej sondy[28].

Rozbłysk na gwieździe[edytuj | edytuj kod]

Zaobserwowanie rozbłysku słonecznego na Gwieździe Barnarda wzmogło zainteresowanie badaniami nad gwiazdą. Zauważony został on 17 lipca 1998 przez Williama Cochrana z University of Texas at Austin jako zmiana poziomu emisji w widmie emisyjnym. Obserwacja została w pełni przeanalizowana dopiero 4 lata po rozbłysku. Diane Paulson wraz z innymi badaczami z Centrum Lotów Kosmicznych imienia Roberta H. Goddarda zasugerowała, że temperatura rozbłysku wyniosła 8000 K, czyli dwa razy więcej niż temperatura powierzchniowa gwiazdy[29]. Mając na uwadze niezwykle przypadkowe pojawianie się rozbłysków, Paulson stwierdziła, że „gwiazda ta mogłaby być świetnym obiektem do obserwacji przez astronomów-amatorów”[8].

Wizja artystyczna. Gwiazda Barnarda jest czerwonym karłem, podobnie jak większość jej gwiezdnych sąsiadów.

Rozbłysk był zaskoczeniem, ponieważ nie spodziewano się tak intensywnej aktywności w tak długo istniejących gwiazdach. Rozbłyski są powodowane przez silne pole magnetyczne, które tłumi konwekcję plazmy i prowadzi do nagłych wybuchów: silne pole magnetyczne rejestrowane jest na szybko obracających się gwiazdach, podczas gdy długo istniejące gwiazdy spowalniają swą rotację. Wydarzenie o takiej jasności dla gwiazd takich jak Gwiazda Barnarda wydaje się więc być dużą rzadkością[29], ale w rzeczywistości zaobserwowano już wiele gwiazd typu widmowego M z większą aktywnością. Z badań w dłuższej skali czasowej wynikałoby, że ta jest niewielka; w roku 1998, podczas 130 dni obserwacji, stwierdzono istnienie na gwieździe tylko jednej plamy, która wyemitowała rozbłysk[4]. Być może jednak nie była ona jedyną.

Gwiezdna aktywność tego typu wzbudziła zainteresowanie badaniami Gwiazdy Barnarda jako przykładu dla zrozumienia podobnych gwiazd.

Z badań fotometrycznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego oraz ultrafioletu wiadomo o istnieniu rozbłysków w dużej populacji starych karłów typu M w Naszej Galaktyce. Takie badania mają konsekwencje astrobiologiczne: ekosfera systemu planetarnego karłów typu M znajdowałaby się w pobliżu gwiazdy, a planety byłyby pod silnym wpływem rzadkich rozbłysków, wiatrów gwiazdowych oraz obłoków plazmy[5], której źródłem na Słońcu są wyłącznie rozbłyski i protuberancje, a przed którymi - tak jak Ziemię - mogłaby chronić magnetosfera planety, o ile w tak długo istniejących układach planetarnych jest to możliwe, bo płynne jądro z czasem stygnie i dynamo zanika.

Otoczenie gwiazdy[edytuj | edytuj kod]

Ze względu na bliskość równika niebieskiego (4° N) Gwiazdę Barnarda można obserwować z każdego miejsca na Ziemi z wyjątkiem okolic bieguna południowego. Z drugiej strony związane z tym położeniem zjawisko ekstynkcji międzygwiazdowej ogranicza jej widzialność.

Obecnie najbliższym sąsiadem Gwiazdy Barnarda jest czerwony karzeł Ross 154 oddalony od niej o 5,41 roku świetlnego (1,66 parseka). Słońce i system Alfa Centauri są, odpowiednio, kolejnymi najbliższymi gwiazdami[13]. Z pozycji tej gwiazdy, Słońce byłoby widoczne we wschodniej części gwiazdozbioru Jednorożca (współrzędne RA = 05h 57m 48,5s, Dec = -04° 41' 36"). Jasność absolutna Słońca wynosi około 4,83m, więc przy dystansie 1,834 parseka Słońce obserwowane stamtąd miałoby jasność porównywalną do Polluksa widzianego z Ziemi[A 4].

Gwiazda Barnarda w kulturze[edytuj | edytuj kod]

Gwiazda Barnarda pojawiła się m.in. w następujących pozycjach z nurtu fantastyki naukowej:

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Uwagi[edytuj | edytuj kod]

  1. Czasami nazywana też Barnard's „Runaway” Star. (z ang. Gwiazda „Uciekinierka” Barnarda) Patrz Barnard's Runaway Star
  2. v = (90² + 120,2²)½ = 150,2 oraz v = (90² + 110,8²)½ = 142,7. Gwiazdy z dużym ruchem własnym mają także dużą prędkość bezwzględną w stosunku do Słońca. Duży ruch własny zwykle jednak wynika głównie z niewielkiej odległości gwiazdy. Choć Gwiazda Barnarda ma największy ruch własny, największa znana prędkość bezwzględna gwiazdy w Drodze Mlecznej to ponad 2200 km/s, należąca do IGR J11014-6103.
  3. "M sin i" oznacza: masa planety (M) × sinus (sin) osi nachylenia do płaszczyzny orbity (i).
  4. Obserwowana wielkość gwiazdowa Słońca z Gwiazdy Barnarda: \begin{smallmatrix} m = 4,83 + 5\cdot((\log_{10} 1,834) - 1) = 1,15 \end{smallmatrix}.

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 Gwiazda Barnarda w bazie SIMBAD (ang.). [dostęp 2013-05-13]
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Dawson, P. C.; De Robertis, M. M.. Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale. „Astronomical Journal”. 5 (127), s. 2909, 2004. doi:10.1086/383289. [dostęp 2006-08-16]. 
  3. 3,0 3,1 F. Ochsenbein, Halbwachs, J. L.. A list of stars with large expected angular diameters. „Astronomy and Astrophysics Supplement Series”, s. 523–531, marzec 1982. [dostęp 2007-10-14]. 
  4. 4,0 4,1 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara; Nelan, E.; Story, D.; Whipple, A. L.; Shelus, P. J.; Jefferys, W. H.; Hemenway, P. D.; Franz, Otto G.; Wasserman, L. H.; Duncombe, R. L.; van Altena, W.; Fredrick, L. W.. Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3. „The Astronomical Journal”. 1 (116), s. 429, 1998. doi:10.1086/300420. [dostęp 2006-08-18]. 
  5. 5,0 5,1 5,2 A. R. Riedel, Guinan, E. F.; DeWarf, L. E.; Engle, S. G.; McCook, G. P.: Barnard's Star as a Proxy for Old Disk dM Stars: Magnetic Activity, Light Variations, XUV Irradiances, and Planetary Habitable Zones. maj 2005. [dostęp 2006-09-07]. s. 442.
  6. PARALLAX OF BARNARD'S "RUNAWAY" STAR. „Nature”, s. 293–293, czerwiec 1917. doi:10.1038/099293a0. [dostęp 2008-10-21]. 
  7. E. E. Barnard. A small star with large proper motion. „Astronomical Journal”. 695 (29), s. 181, 1916. doi:10.1086/104156. [dostęp 2006-08-10]. 
  8. 8,0 8,1 Ken Croswell: A Flare for Barnard's Star. W: Astronomy Magazine [on-line]. Kalmbach Publishing Co, listopad 2005. [dostęp 2006-08-10].
  9. General Catalogue of Variable Stars
  10. James B. Kaler: Barnard's Star (V2500 Ophiuchi). W: Stars [on-line]. James B. Kaler, listopad 2005. [dostęp 2006-09-07].
  11. 11,0 11,1 11,2 Kürster, M.; Endl, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Kaufer, A.; Brillant, S.; Hatzes, A. P.; Saar, S. H.; Cochran, W. D.. The low-level radial velocity variability in Barnard's Star. „Astronomy and Astrophysics”. 6 (403), s. 1077, 2003. doi:10.1051/0004-6361:20030396. [dostęp 2006-08-16]. 
  12. García-Sánchez, J., et al, Stellar encounters with the solar system, Astronomy & Astrophysics 379, s.642 (2001).
  13. 13,0 13,1 13,2 Barnard's Star. Sol Station. [dostęp 2006-08-10].
  14. 14,0 14,1 Gizis, John E.. M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale. „The Astronomical Journal”. 2 (113), s. 820, luty 1997. doi:10.1086/118302. [dostęp 2006-08-24]. 
  15. 15,0 15,1 15,2 G. Fritz Benedict, et al.. Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for sub-Stellar Companions. „Astrophysics”, 1999. [dostęp 10 sierpnia, 2006]. 
  16. 16,0 16,1 George H. Bell: The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications, Section 2. Arizona State University, kwiecień 2001. [dostęp 2006-08-10].
  17. The Barnard's Star Blunder. W: Astrobiology Magazine [on-line]. lipiec 2005. [dostęp 2012-09-06].
  18. Van de Kamp, Peter.. Alternate dynamical analysis of Barnard's star. „Astronomical Journal”. 8 (74), s. 757, 1969. doi:10.1086/110852. [dostęp 2006-08-10]. 
  19. Gatewood, George, and Eichhorn, H.. An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard's star (BD +4 3561). „Astronomical Journal”. 10 (78), s. 769, 1973. doi:10.1086/111480. [dostęp 2006-08-09]. 
  20. John L. Hershey. Astrometric analysis of the field of AC +65 6955 from plates taken with the Sproul 24-inch refractor. „Astronomical Journal”. 6 (78), s. 421, 1973. doi:10.1086/111436. [dostęp 2012-09-06]. 
  21. Van de Kamp, Peter.. The planetary system of Barnard's star. „Vistas in Astronomy”. 2 (26), s. 141, 1982. doi:10.1016/0083-6656(82)90004-6. [dostęp 2006-08-10]. 
  22. Bill Kent: Barnard's Wobble. W: Bulletin [on-line]. Swarthmore College, 2001. [dostęp 2006-08-09].
  23. Michael Endl, William D. Cochran, Robert G. Tull, and Phillip J. MacQueen.. A Dedicated M Dwarf Planet Search Using the Hobby-Eberly Telescope. „The Astronomical Journal”. 12 (126), s. 3099, 2003. doi:10.1086/379137. [dostęp 2006-08-18]. 
  24. George D. Gatewood. A study of the astrometric motion of Barnard's star. „Journal Astrophysics and Space Science”. 1 (223), s. 91–98, 1995. doi:10.1007/BF00989158. 
  25. David Salisbury: Vanderbilt’s role in new planet-finding space mission (ang.). Vanderbilt University, 2013-05-01. [dostęp 2013-09-09].
  26. 26,0 26,1 Bond, A., and Martin, A.R.. Project Daedalus – The mission profile. „Journal of the British Interplanetary Society”. 2 (29), s. 101, 1976. [dostęp 2006-08-15]. 
  27. 27,0 27,1 David Darling: Daedalus, Project. W: The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight [on-line]. lipiec 2005. [dostęp 2006-08-10].
  28. 28,0 28,1 Robert A., Jr. Freitas. A Self-Reproducing Interstellar Probe. „Journal of the British Interplanetary Society”, s. 251–264, lipiec 1980. [dostęp 2008-10-01]. 
  29. 29,0 29,1 Diane B. Paulson, Joel C. Allred, Ryan B. Anderson, Suzanne L. Hawley, William D. Cochran, and Sylvana Yelda. Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard's Star. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”. 1 (118), s. 227, 2006. doi:10.1086/499497. [dostęp 2006-08-21]. 

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]