Tekst źródłowy strony Gwiazda Barnarda

{{wyróżnienie|DA}}
{{Inne znaczenia|gwiazdy w gwiazdozbiorze Wężownika|[[Gwiazda Barnarda (powieść)|powieść Edmunda Niziurskiego]]}}
{{Współrzędne astronomiczne|17|57|48|500|+04|41|36|11}}
{{Gwiazda infobox
 |nazwa                       = Gwiazda Barnarda
 |oznaczenie Bayera           = 
 |grafika                     = Barnardstar2006.jpg
 |opis grafiki                = Położenie Gwiazdy Barnarda w 2006 roku
 |epoka                       = J2000
 |gwiazdozbiór                = [[gwiazdozbiór Wężownika|Wężownik]]
 |rektascensja                = {{RA|17|57|48,500}}<ref name="simbad"/>
 |deklinacja                  = {{DEC|+04|41|36,11}}<ref name="simbad"/>
 |paralaksa                   = 0,54745 ± 0,00029[[Sekunda kątowa|″]]<ref name="simbad"/>
 |odległość                   = 5,9578 ± 0,0032 [[Rok świetlny|ly]]<br />1,8266 ± 0,0010 [[Parsek|pc]]
 |pasmo                       = V
 |wielkość obserwowana        = 9,511{{magnitudo}}<ref name="simbad"/>
 |strumień promieniowania     = 
 |rozmiar kątowy              = 
 |ruch własny RA              = −802,80 ± 0,64 [[Sekunda kątowa|mas]]/rok<ref name="simbad"/>
 |ruch własny DEC             = 10 362,54 ± 0,36 mas/rok<ref name="simbad"/>
 |prędkość radialna           = −110,51 ± 0,10 km/s<ref name="simbad"/>
 |rodzaj gwiazdy              = [[czerwony karzeł]]
 |typ widmowy                 = M4,0 V<ref name="xhip"/>
 |masa                        = 0,15-0,17<ref name="Dawson"/> {{Masa Słońca}}
 |promień                     = 0,15<ref name="Ochsenbein"/>-0,20<ref name="Dawson"/> {{Promień Słońca}}
 |pole powierzchni            = 
 |objętość                    = 
 |gęstość                     = 
 |metaliczność                = −0,15<ref name="xhip"/>
 |wielkość absolutna          = 13,20{{u|abs}}{{magnitudo}}
 |jasność                     = 
 |okres obrotu                = 130,4 dni<ref name="Benedict1998"/>
 |prędkość obrotu             = 
 |inklinacja                  = 
 |spłaszczenie                = 
 |przyspieszenie grawitacyjne = 
 |prędkość ucieczki           = 
 |wiek                        = ~1,0{{e|10}}<ref name="Riedel2005"/> lat
 |temperatura                 = 3134 ± 102 K<ref name="Dawson"/>
 |krąży wokół                 = [[Centrum Galaktyki]]
 |półoś wielka                = 16975<ref name="xhip"/> pc
 |okres orbitalny             = 
 |mimośród                    = 0,6905<ref name="xhip"/>
 |prędkość ruchu              = 
 |skład                       = 
 |Flamsteed                   = 
 |2MASS                       = J17574849+0441405
 |BD                          = BD+04 3561a
 |CD                          = 
 |FK5                         = 
 |GC                          = 
 |GJ                          = GJ 699
 |HD                          = 
 |HIP                         = HIP 87937
 |HR                          = 
 |SAO                         = 
 |inne nazwy                  = V2500 Oph
 |mapa                        = 
 |opis mapy                   = 
 |alt mapy                    = 
 |commons                     = Category:Barnard's Star
}}
'''Gwiazda Barnarda''' (również '''Gwiazda Strzała''') – [[gwiazda]] w [[gwiazdozbiór Wężownika|gwiazdozbiorze Wężownika]], niezwykle lekki [[czerwony karzeł]] oddalony o około 6 [[rok świetlny|lat świetlnych]] od [[Słońce|Słońca]]. Ma [[układ planetarny]].

Gwiazda ta została nazwana na cześć amerykańskiego astronoma [[Edward Emerson Barnard|Edwarda Barnarda]], który w 1916 obliczył wartość jej [[ruch własny|ruchu własnego]] – 10,4 [[sekunda kątowa|sekundy kątowej]] na rok. Jest to największa znana wartość tego parametru, co czyni Gwiazdę Barnarda najszybciej przesuwającą się po [[Sfera niebieska|nieboskłonie]]{{u|runaway}}<ref name="EEB"/><ref name="parallax"/><ref name="simbad"/>. Gwiazda Barnarda jest najbliższą Słońcu gwiazdą z gwiazdozbioru Wężownika i czwartą po trzech gwiazdach systemu [[Alfa Centauri]] spośród wszystkich gwiazd nocnego nieba, nie jest jednak widoczna [[gołe oko|gołym okiem]].

Ze względu na swoją bliskość i dogodne położenie blisko [[Równik niebieski|równika niebieskiego]], Gwiazda Barnarda jest prawdopodobnie najczęściej badanym i obserwowanym karłem [[typ widmowy M|typu widmowego M]]<ref name="Dawson"/>.
Badania gwiazdy koncentrują się na jej charakterystyce, [[astrometria|astrometrii]] oraz określaniu wartości granicznych mas [[Planeta pozasłoneczna|planet]]. Na gwieździe Barnarda – jak na wielu innych gwiazdach [[Ciąg główny|ciągu głównego]] typu widmowego M – obserwuje się rozbłyski, takie jak [[Rozbłysk słoneczny|słoneczne]].

Istnienie [[Układ planetarny|układu planetarnego]] wokół Gwiazdy Barnarda było długo podejrzewane, ale nie udowodnione. Na początku lat 60. XX wieku, [[Peter van de Kamp]] błędnie postulował istnienie co najmniej jednego [[gazowy olbrzym|gazowego olbrzyma]] na [[orbita|orbicie]] wokół niej – teza ta była powszechnie akceptowana przez innych astronomów. Obecnie istnienie dużych [[Planeta pozasłoneczna|planet]] zostało w zasadzie wykluczone, a postulaty van de Kampa odrzucone. Nie była to ostatnia podważona hipoteza na temat planet Gwiazdy Barnarda. Aktualnie (2025) obserwacje wskazują na istnienie czterech małych [[Planeta skalista|planet typu ziemskiego]], okrążających tę gwiazdę po ciasnych orbitach.

Ze względu na bliskość, Gwiazda Barnarda była brana pod uwagę jako jeden z celów badań skupiających się nad realizacją szybkiej [[lot międzygwiezdny|bezzałogowej podróży]] do pobliskiego systemu gwiezdnego w ramach [[Projekt Dedal|Projektu Dedal]].

== Informacje ogólne ==
Gwiazda Barnarda, czerwony karzeł [[typ widmowy|typu widmowego]] M4, jest widoczna tylko za pomocą [[teleskop]]u. Jej [[obserwowana wielkość gwiazdowa]] wynosi 9,51{{magnitudo}}, czyli tylko 1/27 jasności najsłabszej gwiazdy, którą można zaobserwować gołym okiem przy dobrej widoczności. Dla porównania, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba – [[Syriusz]], ma jasność -1,5<sup>m</sup>, a najsłabiej widoczne gwiazdy ok. 6<sup>m</sup>.

Wiek Gwiazdy Barnarda oceniany jest na 7–12 mld lat, co czyni ją dużo starszą niż Słońce i stawia w szeregu najstarszych znanych gwiazd [[Wszechświat]]a<ref name="Riedel2005"/>. 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 słoneczny|rozbłysk gwiazdy]], kwalifikujący ją jako [[gwiazda rozbłyskowa|gwiazdę rozbłyskową]]<ref name="Flare"/>. W [[General Catalogue of Variable Stars|Ogólnym Katalogu Gwiazd Zmiennych]] oznaczana jest jako [[gwiazda zmienna]] typu V2500 Ophiuchi<ref name="GCVS"/>.

[[Plik:Barnard2005.gif|mały|lewo|200px|Zmiana pozycji Gwiazdy Barnarda w okresie 1985–2005.]]
[[Ruch własny]] gwiazdy jest równy 10,4 [[sekunda kątowa|sekundy kątowej]] na rok, co przy jej odległości od Słońca oznacza, że jej [[prędkość tangencjalna]] jest równa 90&nbsp;km/s. Przemieszcza się ona na tle innych gwiazd o ¼ stopnia w trakcie życia człowieka, a więc w przybliżeniu o połowę średnicy Księżyca<ref name="Kaler"/>.

Badania przeprowadzone w 2003 przez [[Martin Kürster|Kürstera]] i współpracowników ujawniły zmiany [[prędkość radialna|prędkości radialnej]] gwiazdy spowodowanej przez jej ruch; dodatkowe wahania prędkości przypisane zostały aktywności gwiazdowej<ref name="Kurster"/>. Prędkość radialna Gwiazdy Barnarda w stosunku do Słońca może być mierzona w oparciu o [[przesunięcie ku fioletowi]]. Prędkość ta według danych z bazy [[SIMBAD]] jest równa 110,51&nbsp;km/s<ref name="simbad"/>. Wynik ten w połączeniu z ruchem własnym oznacza prędkość całkowitą w stosunku do Słońca równą 142,64&nbsp;km/s{{u|obliczenie}}. Gwiazda Barnarda zbliża się do Słońca tak szybko, że stanie się najbliższą mu gwiazdą około 11&nbsp;700 roku n.e., osiągając minimalną odległość 3,8 roku świetlnego<ref name="Garcia"/>. Jednak gwiazda ta będzie wciąż zbyt słaba, by mogła być widoczna gołym okiem. W czasie jej największego zbliżenia, jasność osiągnie wartość 8,5<sup>m</sup> i od tego momentu będzie stopniowo malała.

Gwiazda Barnarda ma masę około 17% [[masa Słońca|masy Słońca]] oraz promień 15–20% [[promień Słońca|promienia Słońca]]<ref name="Dawson"/><ref name="Ochsenbein"/>. W porównaniu do Jowisza, ma 180-krotnie większą masę, lecz tylko 1,5 do 2,0 razy większy promień. [[temperatura efektywna (fizyka)|Temperatura efektywna]] Gwiazdy Barnarda wynosi {{nowrap|3134 ± 102 [[Kelwin|K]]}}, a jasność wizualna osiąga zaledwie 4/10&nbsp;000 jasności Słońca oraz 34,6/10&nbsp;000 jasności [[bolometr]]ycznej Słońca<ref name="Dawson"/>. Gwiazda Barnarda jest tak słaba, że gdyby zastępowała Słońce, byłaby tylko 100 razy jaśniejsza niż [[Księżyc]] [[faza Księżyca|w pełni]]<ref name="SolStation"/>. Kilka publikacji dotyczących relacji masa-jasność pojawiło się przed ostatecznym wynikiem prac [[Phillip Dawson|Dawsona]] i współpracowników z 2003 roku. Wraz z dokładnym ustaleniem temperatury i jasności, publikacja ta sugeruje, że dotychczasowe szacunki promienia Gwiazdy Barnarda były zaniżone, a nowa poprawna wielkość jest równa 0,20 ± 0,008 promienia Słońca<ref name="Dawson"/>.

W badaniu [[metaliczność|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<ref name="Gizis"/>. Metaliczność, czyli ułamek masy gwiazdy, na który składają się pierwiastki chemiczne cięższe od [[hel (pierwiastek)|helu]], pomaga sklasyfikować gwiazdy względem ich populacji w galaktyce. Gwiazda Barnarda wydaje się typowym [[czerwony karzeł|czerwonym karłem]], [[Populacje gwiazdowe|gwiazdą II populacji]]. Jednak tego typu gwiazdy mają przeważnie małą metaliczność, natomiast Gwiazda Barnarda ma tę wartość większą niż [[Halo galaktyczne|gwiazdy halo]], i jest w zakresie metaliczności gwiazd [[Dysk galaktyczny|dysku galaktycznego]]. 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<ref name="Kurster"/><ref name="Gizis"/>.

W 1999 wartości [[paralaksa|paralaksy]] absolutnej i [[Absolutna wielkość gwiazdowa|jasności absolutnej]] zostały ponownie określone dzięki badaniom Benedicta i współpracowników, którzy w szerokim zakresie korzystali z [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Kosmicznego Teleskopu Hubble’a]]<ref name="Hubble99"/>. W 2018 roku opublikowany został pomiar paralaksy gwiazdy wykonany przez sondę astrometryczną [[Gaia (sonda kosmiczna)|Gaia]]<ref name="simbad"/>.

== Układ planetarny ==
=== Wczesne poglądy ===
Po roku 1963, przez dekadę wielu astronomów akceptowało pogląd holenderskiego astronoma [[Peter van de Kamp|Petera van de Kampa]], że odkryte zaburzenia w ruchu własnym Gwiazdy Barnarda sugerują orbitowanie wokół gwiazdy co najmniej jednej [[Planeta|planety]] o [[masa Jowisza|masie Jowisza]] lub większej<ref name="Bell"/>. Van de Kamp obserwował gwiazdę od roku 1938, próbując, wraz ze współpracownikami z obserwatorium [[Swarthmore College]], znaleźć minimalne (rzędu 1 [[mikrometr]]a) zmiany pozycji obrazu gwiazdy na [[płyta fotograficzna|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<ref name="Blunder"/>. Van de Kamp początkowo postulował obecność planety o masie 1,6 [[masa Jowisza|masy Jowisza]] w odległości 4,4 [[jednostka astronomiczna|au]] 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<ref name="VdK_alter"/>.

[[Plik:RedDwarfPlanet.jpg|mały|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<ref name="Gatewood73"/>.
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<ref name="Hershey"/>.
„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<ref name="vistas"/>.
[[Wulff Heintz]], następca van de Kampa w Swarthmore i ekspert w zakresie [[gwiazda podwójna|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<ref name="Swarthmore"/>.

Choć kontrowersje wokół Gwiazdy Barnarda raczej zaszkodziły badaniom nad [[Planeta pozasłoneczna|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 [[fantastyka naukowa|science fiction]].

=== Teoretyczne parametry planet ===
Poszukiwania przeprowadzone w latach 80. i 90. były bezowocne, wliczając te z użyciem [[Interferometria|interferometrii]] przez Teleskop Hubble’a w 1999<ref name="Hubble99"/>. Poprzez dokładniejsze określenie ruchu gwiazdy, ograniczono masę i granice występowania możliwych planet.

Wykrycie planety na orbicie wokół karła typu M, jakim jest Gwiazda Barnarda, jest łatwiejsze niż w przypadku masywniejszych gwiazd, gdyż mniejsza masa powoduje, że perturbacje są większe<ref name="Hobby"/>. Dlatego też Gatewood mógł już w roku 1995 udowodnić, że ciała powyżej 10 [[masa Jowisza|mas Jowisza]] (czyli m.in. [[brązowy karzeł|brązowe karły]]) z pewnością nie okrążają Gwiazdy Barnarda<ref name="Bell"/>; praca ta wzmogła też sceptycyzm nt. możliwości istnienia tam jakichkolwiek planet<ref name="Gatewood95"/>.
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 w okresie od 1 do 1000 dni<ref name="Hubble99"/>. Z kolei Martin Kürster w 2003 roku stwierdził, że wewnątrz [[ekosfera|ekosfery]] wokół Gwiazdy Barnarda nie jest możliwe występowanie planet o [[masa minimalna|masie minimalnej]] (''M'' sin ''i'') większej niż 7,5 [[masa Ziemi|mas Ziemi]] lub o masie większej niż 3,1 masy [[Neptun]]a (znacznie mniej niż dolna granica przewidywań van de Kampa)<ref name="Kurster"/>.

Choć wyniki te znacznie ograniczyły zakres możliwych właściwości planet wokół Gwiazdy Barnarda, nie wykluczają one istnienia samych planet – przykładowo, [[planeta skalista|planety skaliste]] są trudne do wykrycia. Poszukiwanie takich planet miało być celem misji [[Space Interferometry Mission]] planowanej przez [[NASA]] oraz [[Darwin (teleskop)|Darwin]] pod nadzorem [[Europejska Agencja Kosmiczna|ESA]], a Gwiazda Barnarda miała być jednym z celów ich poszukiwań<ref name="SolStation"/>. Niestety, obie misje zostały anulowane. Planet wokół Gwiazdy Barnarda ma jednak wypatrywać teleskop kosmiczny [[Transiting Exoplanet Survey Satellite]] (TESS), który został wystrzelony na orbitę okołoziemską w 2018<ref name="TESS"/>.

=== Obserwacje w XXI wieku ===
15 listopada 2018 czasopismo ''[[Nature]]'' poinformowało o wykryciu sygnału, który uznano za pochodzący od [[Planeta pozasłoneczna|planety]] krążącej wokół Gwiazdy Barnarda, nazwanej GJ 699 b. Kandydatka miałaby mieć masę 3,2 [[Masa Ziemi|masy Ziemi]] i obiegać swoją macierzystą gwiazdę w ciągu 233 [[Doba|dni]]. W odległości 0,4 [[Jednostka astronomiczna|jednostki astronomicznej]] jej temperatura wynosiłaby {{C|−170}}<ref name="Ribas2018"/><ref name="Nature"/><ref name="superziemia"/><ref name="crowded"/>. W 2021 roku ukazała się praca podająca w wątpliwość jej istnienie – sygnał przypisywany planecie może być związany z aktywnością samej gwiazdy<ref name="Lubin2021"/>. Publikacja z 2022 roku wykazała, że wykryty sygnał jest artefaktem, który można wytłumaczyć splotem aktywności i próbkowania sygnału<ref name="Artigau2022"/>.

W 2024 roku dzięki obserwacjom instrumentu ESPRESSO na [[Very Large Telescope]] wykryto sygnał zmian [[Prędkość radialna|prędkości radialnej]] wskazujący na istnienie planety o masie ok. 0,37 {{Masa Ziemi}} na ciasnej orbicie, z okresem obiegu 3,15 doby. Badacze wykryli także trzy inne sygnały mogące pochodzić od innych planet mniejszych od Ziemi i nie potwierdzili istnienia planety postulowanej sześć lat wcześniej<ref name="Gonzalez2024">{{Cytuj|tytuł = A sub-Earth-mass planet orbiting Barnard’s star|autor = J.I. González Hernández, A. Suárez Mascareño, A.M. Silva, A.K. Stefanov, J.P. Faria, H.M. Tabernero, A. Sozzetti, R. Rebolo, F. Pepe, N.C. Santos, S. Cristiani, C. Lovis, X. Dumusque, P. Figueira, J. Lillo-Box, N. Nari, S. Benatti, M.J. Hobson, A. Castro-González, R. Allart, V.M. Passegger, M.-R. Zapatero Osorio, V. Adibekyan5, Y. Alibert, C. Allende Prieto, F. Bouchy, M. Damasso, V. D’Odorico, P. Di Marcantonio, D. Ehrenreich, G. Lo Curto, R. Génova Santos, C.J.A.P. Martins, A. Mehner, G. Micela, P. Molaro, N. Nunes, E. Palle, S.G. Sousa, S. Udry|czasopismo = [[Astronomy and Astrophysics]]|wolumin = 690|s = A79|data = 2024|doi=10.1051/0004-6361/202451311}}</ref>. Późniejsze niezależne obserwacje przyniosły dalsze dowody istnienia ciasnego układu czterech małych, bardzo podobnych i gorących planet<ref name="Basant2025" />.

{| class="wikitable sortable"
! Towarzyszka
! [[Masa minimalna]]<br /><nowiki>[</nowiki>{{Masa Ziemi}}]
! [[Okres orbitalny]]<br /><nowiki>[</nowiki>[[doba|d]]]
! [[Półoś wielka]]<br /><nowiki>[</nowiki>[[jednostka astronomiczna|au]]]
! [[Ekscentryczność (fizyka)|Ekscentryczność]]
|-
| [[Barnard d]]<ref name="Basant2025" />
| 0,263 ± 0,024
| 2,3402 ± 0,0003
| 0,0188 ± 0,0003
| 0,04 {{±|0,05|0,03}}
|-
| [[GJ 699 b|Barnard b]]<ref name="Basant2025" />
| 0,299 ± 0,026
| 3,1542 ± 0,0004
| 0,0229 ± 0,0003
| 0,03 {{±|0,03|0,02}}
|-
| [[Barnard c]]<ref name="Basant2025" />
| 0,335 ± 0,030
| 4,1244 ± 0,0006
| 0,0274 ± 0,0004
| 0,08 {{±|0,06|0,05}}
|-
| [[Barnard e]]<ref name="Basant2025" />
| 0,193 ± 0,033
| 6,7392 ± 0,0028
| 0,0381 ± 0,0005
| 0,04 {{±|0,04|0,03}}
|}

== Projekt Dedal ==
{{osobny artykuł|Projekt Dedal}}
Oprócz badań dotyczących poszukiwania hipotetycznej planety, najlepiej znane prace na temat Gwiazdy Barnarda stanowiły część Projektu Dedal. Podjęty w latach 1973–1978 projekt przewidywał, że błyskawiczna, bezzałogowa podróż do innych systemów słonecznych jest możliwa z użyciem technologii ówczesnych lub wynalezionych w niedalekiej przyszłości<ref name="Daedalus76"/>. Gwiazda Barnarda została wybrana jako cel częściowo dlatego, że przewidywano istnienie tam planet<ref name="DarlingDaedalus"/>.

Model teoretyczny przewidywał, że rakiety o napędzie nuklearnym korzystające z [[reakcja termojądrowa|reakcji termojądrowych]] (szczególnie z bombardowania [[elektron]]ami [[deuter]]u i izotopu [[hel (pierwiastek)|helu]]-3) przyspieszając przez 4 lata, mogłyby uzyskać prędkość 12% [[prędkość światła|prędkości światła]] w próżni. Dotarcie do gwiazdy byłoby możliwe w ciągu 50 lat, krócej niż średnia długość życia człowieka<ref name="DarlingDaedalus"/>. Wraz z dokładnymi badaniami gwiazdy i teoretycznych towarzyszy, możliwe byłoby zbadanie [[ośrodek międzygwiazdowy|ośrodka międzygwiazdowego]] oraz wykonanie podstawowych pomiarów astrometrycznych<ref name="Daedalus76"/>.

Wstępne modele Projektu Dedal zainicjowały dalsze badania teoretyczne. W 1980 [[Robert Freitas]] zasugerował bardziej ambitny plan: [[Sonda von Neumanna|sondę von Neumanna]], która mogłaby budować z dostępnych sobie materiałów kopie samej siebie. Sondy takie przeznaczone byłyby do poszukiwań i ewentualnego kontaktu z [[życie pozaziemskie|życiem pozaziemskim]].
Zbudowana i uruchomiona na orbicie [[Jowisz]]a 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<ref name="Repro"/>.

== Rozbłysk na gwieździe ==
Zaobserwowanie [[rozbłysk słoneczny|rozbłysku słonecznego]] na Gwieździe Barnarda wzmogło zainteresowanie badaniami nad gwiazdą. Zauważony został on 17 lipca 1998 przez [[William Cochran|Williama Cochrana]] z [[Uniwersytet Teksański w Austin|Uniwersytetu Teksańskiego w Austin]] jako zmiana poziomu emisji w [[widmo emisyjne|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&nbsp;K, czyli dwa razy więcej niż temperatura powierzchniowa gwiazdy<ref name="Paulson"/>. Mając na uwadze niezwykle przypadkowe pojawianie się rozbłysków, Paulson stwierdziła, że „gwiazda ta mogłaby być świetnym obiektem do obserwacji przez astronomów amatorów”<ref name="Flare"/>.

[[Plik:RedDwarfNASA-hue-shifted.jpg|mały|Wizja artystyczna. Gwiazda Barnarda jest [[czerwony karzeł|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 [[konwekcja|konwekcję]] [[plazma|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<ref name="Paulson"/>, 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<ref name="Benedict1998"/>. 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 [[promieniowanie rentgenowskie|promieniowania rentgenowskiego]] oraz [[ultrafiolet]]u wiadomo o istnieniu rozbłysków w dużej populacji starych karłów typu M w [[Droga Mleczna|Drodze Mlecznej]]. Takie badania mają konsekwencje [[astrobiologia|astrobiologiczne]]: [[ekosfera]] systemu planetarnego karłów typu M znajdowałaby się w pobliżu gwiazdy, a planety byłyby pod silnym wpływem rzadkich rozbłysków, [[wiatr gwiazdowy|wiatrów gwiazdowych]] oraz obłoków plazmy<ref name="Riedel2005"/>, 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 ==
[[Plik:Sol as seen from Barnards star.png|mały|lewo|alt=Ilustracja. Słońce zaznaczone strzałką jest widoczne między Pasem Oriona a Syriuszem.|Symulowany widok Słońca z Gwiazdy Barnarda]]
Ze względu na bliskość [[równik niebieski|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 [[ekstynkcja międzygwiazdowa|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 [[parsek]]a). Słońce i system [[Alfa Centauri]] są, odpowiednio, kolejnymi najbliższymi gwiazdami<ref name="SolStation"/>. Z pozycji tej gwiazdy, Słońce byłoby widoczne we wschodniej części gwiazdozbioru [[gwiazdozbiór Jednorożca|Jednorożca]] (współrzędne RA = {{RA|05|57|48,5}}, Dec = {{DEC|−04|41|36}}). Wielkość absolutna Słońca wynosi około 4,83<sup>m</sup>, więc przy dystansie 1,834 parseka Słońce obserwowane stamtąd miałoby jasność porównywalną do [[Polluks (gwiazda)|Polluksa]] widzianego z Ziemi{{u|wielkosc}}.

== Gwiazda Barnarda w kulturze ==
Gwiazda Barnarda pojawiła się m.in. w następujących pozycjach z nurtu fantastyki naukowej:
* powieści dla młodzieży ''[[Gwiazda Barnarda (powieść)|Gwiazda Barnarda]]'' (1987) [[Edmund Niziurski|Edmunda Niziurskiego]]
* powieści ''[[Autostopem przez Galaktykę]]'' (1979) [[Douglas Adams|Douglasa Adamsa]]. Gwiazda jest przystankiem dla międzygwiezdnych podróżnych
* powieści ''Paroksyzm numer minus jeden'' (1979) [[Ryszard Głowacki|Ryszarda Głowackiego]]. Międzygwiezdna wyprawa wraca z układu Gwiazdy Barnarda, spotykając po drodze obcy statek kosmiczny
* cyklu ''[[Hyperion (powieść Dana Simmonsa)|Hyperion]]'' (1989–1997) [[Dan Simmons|Dana Simmonsa]]. Wokół gwiazdy krąży zamieszkana planeta, rodzinny świat dwójki bohaterów powieści: Sola Weintrauba i jego córki Racheli
* powieści ''Ogród Ramy'' (1991) [[Arthur C. Clarke|Arthura C. Clarke’a]] i [[Gentry Lee|Gentry’ego Lee]]

== Zobacz też ==
* [[lista gwiazd w gwiazdozbiorze Wężownika]]
* [[gwiazdy położone najbliżej Ziemi]]

== Uwagi ==
{{Uwagi|
<ref name="abs">Obliczona na podstawie paralaksy i wielkości obserwowanej.</ref>
<ref name="obliczenie">''V'' = (90,18² + 110,51²)<sup>1/2</sup> = 142,64. 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]].</ref>
<ref name="runaway">Czasami nazywana też Barnard’s „Runaway” Star (z [[język angielski|ang.]] Gwiazda „Uciekinierka” Barnarda). Patrz: {{cytuj stronę |url = http://www.jimloy.com/astro/barnard.htm |tytuł = Barnard’s Runaway Star |archiwum = https://web.archive.org/web/20131206133455/http://www.jimloy.com/astro/barnard.htm |język = en |data dostępu = 2009-01-25 |zarchiwizowano = 2013-12-06 }}</ref>
<ref name="wielkosc">Obserwowana wielkość gwiazdowa Słońca z Gwiazdy Barnarda: <math>\begin{smallmatrix} m = 4,83 + 5\cdot((\log_{10} 1,827) - 1) = 1,14 \end{smallmatrix}.</math></ref>
}}

== Przypisy ==
<references>
<ref name="Artigau2022">{{Cytuj | autor = Étienne Artigau, Charles Cadieux, Neil J. Cook, René Doyon, Thomas Vandal, Jean-Françcois Donati, Claire Moutou, Xavier Delfosse, Pascal Fouqué, Eder Martioli, François Bouchy, Jasmine Parsons, Andres Carmona, Xavier Dumusque, Nicola Astudillo-Defru, Xavier Bonfils, Lucille Mignon | tytuł = Line-by-line Velocity Measurements: an Outlier-resistant Method for Precision Velocimetry | czasopismo = The Astronomical Journal | wolumin = 164 | numer = 4 | data = 2022 | s = 84 | doi = 10.3847/1538-3881/ac7ce6 | arxiv = 2207.13524 | język = en}}</ref>
<ref name="Basant2025">{{Cytuj | autor = Ritvik Basant, Rafael Luque, Jacob L. Bean, Andreas Seifahrt, Madison Brady, Lily L. Zhao, Nina Brown, Tanya Das, Julian Stürmer, David Kasper | tytuł = Four Sub-Earth Planets Orbiting Barnard's Star from MAROON-X and ESPRESSO | czasopismo = The Astrophysical Journal Letters | wolumin = 982 | numer = 1 | data = 2025 | s = L1 | doi = 10.3847/2041-8213/adb8d5}}</ref>
<ref name="Bell">{{cytuj stronę |url= http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm#section2 |tytuł=The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications, Section 2 |nazwisko=Bell |imię=George H. |rok=2001 |miesiąc=kwiecień |opublikowany=Arizona State University |data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="Benedict1998">{{cytuj pismo|autor=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|tytuł=Photometry of Proxima Centauri and Barnard’s star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3|czasopismo=The Astronomical Journal|bibcode=1998AJ....116..429B|wolumin=1|wydanie=116|strony=429|rok=1998|doi=10.1086/300420|data dostępu=2006-08-18}}</ref>
<ref name="Blunder">{{cytuj stronę |url=http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1635 |tytuł=The Barnard’s Star Blunder |rok=2005 |miesiąc=lipiec |praca=Astrobiology Magazine |archiwum=https://web.archive.org/web/20140215050458/http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1635 |zarchiwizowano=2014-02-15 |data dostępu=2012-09-06 }}</ref>
<ref name="crowded">{{cytuj stronę |url= http://web.archive.org/web/20181114224435/http://www.ieec.cat/uncategorized/our-stellar-neighbourhood-is-getting-crowded-planet-discovered-orbiting-the-second-closest-stellar-system-to-the-earth/ |tytuł=Our stellar neighbourhood is getting crowded – Planet discovered orbiting the second closest stellar system to the Earth |data=2018-11-14 |opublikowany=Institut d’Estudis Espacials de Catalunya |język=en |data dostępu=2018-11-14}}</ref>
<ref name="Daedalus76">{{cytuj pismo |autor=Bond, A. |autor2=Martin, A.R |tytuł=Project Daedalus: The mission profile|czasopismo=Journal of the British Interplanetary Society |wolumin=2 |wydanie=29 |strony=101|rok=1976 |język=en}}</ref>
<ref name="DarlingDaedalus">{{cytuj stronę |url= http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Daedalus.html |tytuł=Daedalus, Project |nazwisko=Darling |imię=David |rok=2005 |miesiąc=lipiec |praca=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight |data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="Dawson">{{cytuj pismo |autor=Dawson, P. C.; De Robertis, M. M |tytuł=Barnard’s Star and the M Dwarf Temperature Scale |czasopismo=Astronomical Journal |bibcode=2004AJ....127.2909D |wolumin=5 |wydanie=127 |strony=2909 |rok=2004 |doi=10.1086/383289 |data dostępu=2006-08-16}}</ref>
<ref name="EEB">{{cytuj pismo |autor=[[Edward Emerson Barnard|E. E. Barnard]] |tytuł=A small star with large proper motion |url=http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0029//0000181.000.html |czasopismo=Astronomical Journal |wolumin=695 |wydanie=29 |strony=181 |rok=1916 |doi=10.1086/104156 |data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="Flare">{{cytuj stronę |url= http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=3658 |tytuł=A Flare for Barnard’s Star|nazwisko=Croswell |imię=Ken |miesiąc=listopad |rok=2005 |praca=Astronomy Magazine |opublikowany=Kalmbach Publishing Co |data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="Garcia">{{cytuj pismo |autor=García-Sánchez, J., ''et al.'' |tytuł=Stellar encounters with the solar system |czasopismo=Astronomy & Astrophysics |bibcode=2001A%26A...379..634G |wolumin=379 |strony=642 |rok=2001}}</ref>
<ref name="Gatewood73">{{cytuj pismo |autor=Gatewood, George |autor2=Eichhorn, H |tytuł=An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard’s star (BD +4 3561) |bibcode=1973AJ.....78..769G  |czasopismo=Astronomical Journal |wolumin=10 |wydanie=78 |strony=769 |rok=1973 |doi=10.1086/111480 |data dostępu=2006-08-09}}</ref>
<ref name="Gatewood95">{{cytuj pismo |nazwisko=Gatewood |imię=George D. |tytuł=A study of the astrometric motion of Barnard’s star |url= https://link.springer.com/article/10.1007/BF00989158 |czasopismo=Journal Astrophysics and Space Science |wolumin=1 |wydanie=223 |strony=91–98 |rok=1995 |doi=10.1007/BF00989158}}</ref>
<ref name="GCVS">[http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/nl75/t2.txt General Catalogue of Variable Stars].</ref>
<ref name="Gizis">{{cytuj pismo |autor=Gizis, John E |tytuł=M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale |czasopismo=The Astronomical Journal |bibcode=1997AJ....113..806G |wolumin=2 |wydanie=113 |strony=820 |rok=1997 |doi=10.1086/118302 |data dostępu=2006-08-24}}</ref>
<ref name="Hershey">{{cytuj pismo |autor=John L. Hershey |tytuł=Astrometric analysis of the field of AC +65 6955 from plates taken with the Sproul 24-inch refractor |bibcode=1973AJ.....78..421H |czasopismo=Astronomical Journal |wolumin=6 |wydanie=78 |strony=421 |rok=1973 |doi=10.1086/111436 |data dostępu=2012-09-06}}</ref>
<ref name="Hobby">{{cytuj pismo|autor=Michael Endl|autor2=William D. Cochran|autor3=Robert G. Tull|autor4=Phillip J. MacQueen |tytuł=A Dedicated M Dwarf Planet Search Using the Hobby-Eberly Telescope |url= https://web.archive.org/web/20180630213957/https://pdfs.semanticscholar.org/7897/b92f51eff5f23bcabff0051329429f5431a2.pdf |czasopismo=The Astronomical Journal|wolumin=12 |wydanie=126 |strony=3099 |rok=2003 |doi=10.1086/379137 |data dostępu=2006-08-18}}</ref>
<ref name="Hubble99">{{cytuj pismo|nazwisko=Benedict|imię=G. Fritz |autor2=et al|tytuł=Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard’s Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for sub-Stellar Companions |czasopismo=Astrophysics |arxiv=astro-ph/9905318 |rok=1999|data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="Kaler">{{cytuj stronę |url= http://stars.astro.illinois.edu/sow/barnard.html |tytuł=Barnard’s Star (V2500 Ophiuchi) |nazwisko=Kaler |imię=James B. |data=2009-08-19 |praca=Stars |opublikowany=STARS |data dostępu=2014-10-03}}</ref>
<ref name="Kurster">{{cytuj pismo |autor=Kürster, M.; Endl, M.; Rouesnel, F.; Els, S.; Kaufer, A.; Brillant, S.; Hatzes, A.P.; Saar, S.H.; Cochran, W.D |tytuł=The low-level radial velocity variability in Barnard’s Star |czasopismo=Astronomy and Astrophysics |bibcode=2003A&A...403.1077K |wolumin=6 |wydanie=403 |strony=1077 |rok=2003 |doi=10.1051/0004-6361:20030396 <!--Retrieved from url by DOI bot-->|data dostępu=2006-08-16}}</ref>
<ref name="Lubin2021">{{Cytuj | autor = Jack Lubin, Paul Robertson, Gudmundur Stefansson, Joe Ninan, Suvrath Mahadevan, Michael Endl, Eric Ford, Jason T. Wright, Corey Beard, Chad Bender, William D. Cochran, Scott A. Diddams, Connor Fredrick, Samuel Halverson, Shubham Kanodia, Andrew J. Metcalf, Lawrence Ramsey, Arpita Roy, Christian Schwab, Ryan Terrien | tytuł = Stellar Activity Manifesting at a One-year Alias Explains Barnard b as a False Positive | czasopismo =  The Astronomical Journal | wolumin = 162 | numer = 2 | data = 2021 | s = 61 | doi = 10.3847/1538-3881/ac0057 | język = en}}</ref>
<ref name="Nature">{{cytuj pismo|autor=Rodrigo F. Diaz|tytuł=A key piece in the exoplanet puzzle|url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-07328-7|czasopismo=[[Nature]] |wolumin=563|strony=329–330|data=2018-11-14|doi=10.1038/d41586-018-07328-7}}</ref>
<ref name="Ochsenbein">{{cytuj pismo|nazwisko=Ochsenbein|imię=F.|autor2=Halbwachs, J.L|tytuł=A list of stars with large expected angular diameters|czasopismo=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|bibcode=1982A%26AS...47..523O|wydanie=47|strony=523–531|rok=1982|miesiąc=marzec|data dostępu=2007-10-14}}</ref>
<ref name="parallax">{{cytuj pismo|tytuł=PARALLAX OF BARNARD’S „RUNAWAY” STAR|url=http://www.nature.com/nature/journal/v99/n2484/abs/099293a0.html|czasopismo=[[Nature]] |wydanie=99 |strony=293–293|rok=1917|miesiąc=czerwiec|doi=10.1038/099293a0|data dostępu=2008-10-21}}</ref>
<ref name="Paulson">{{cytuj pismo |autor=Diane B. Paulson, Joel C. Allred, Ryan B. Anderson, Suzanne L. Hawley, William D. Cochran, Sylvana Yelda|tytuł=Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard’s Star |url= http://iopscience.iop.org/article/10.1086/499497|czasopismo=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |wolumin=1 |wydanie=118 |strony=227 |rok=2006 |doi=10.1086/499497 |data dostępu=2006-08-21}}</ref>
<ref name="Repro">{{cytuj pismo|nazwisko=Freitas|imię=Robert A. Jr.|tytuł=A Self-Reproducing Interstellar Probe |url= http://www.rfreitas.com/Astro/ReproJBISJuly1980.htm |czasopismo=Journal of the British Interplanetary Society|wydanie=33|strony=251–264|rok=1980|miesiąc=lipiec|data dostępu=2008-10-01}}</ref>
<ref name="Ribas2018">{{Cytuj | autor = I. Ribas, M. Tuomi, A. Reiners, R.P. Butler, J.C. Morales, M. Perger, S. Dreizler, C. Rodríguez-López, J.I. González Hernández, A. Rosich, F. Feng, T. Trifonov, S.S. Vogt, J.A. Caballero, A. Hatzes, E. Herrero, S.V. Jeffers, M. Lafarga, F. Murgas, R.P. Nelson, E. Rodríguez, J.B.P. Strachan, L. Tal-Or, J. Teske, B. Toledo-Padrón, M. Zechmeister, A. Quirrenbach, P.J. Amado, M. Azzaro, V.J.S. Béjar, J.R. Barnes, Z.M. Berdiñas, J. Burt, G. Coleman, M. Cortés-Contreras, J. Crane, S.G. Engle, E.F. Guinan, C.A. Haswell, Th. Henning, B. Holden, J. Jenkins, H.R.A. Jones, A. Kaminski, M. Kiraga, M. Kürster, M.H. Lee, M.J. López-González, D. Montes, J. Morin, A. Ofir, E. Pallé, R. Rebolo, S. Reffert, A. Schweitzer, W. Seifert, S.A. Shectman, D. Staab, R.A. Street, A. Suárez Mascareño, Y. Tsapras, S.X. Wang, G. Anglada-Escudé | tytuł = A candidate super-Earth planet orbiting near the snow line of Barnard's star | czasopismo = [[Nature]] | wydanie = 563 | data = 2018 | s = 365–368 | data dostępu = 2021-12-30 | doi = 10.1038/s41586-018-0677-y | arxiv = 1811.05955 | język = en}}</ref>
<ref name="Riedel2005">{{cytuj |tytuł=Barnard’s Star as a Proxy for Old Disk dM Stars: Magnetic Activity, Light Variations, XUV Irradiances, and Planetary Habitable Zones |autor=A.R. Riedel; Guinan, E.F.; DeWarf, L.E.; Engle, S.G.; McCook, G.P |czasopismo = Bulletin of the American Astronomical Society|bibcode=2005AAS...206.0904R |data=maj 2005 |s=442|data dostępu=2006-09-07}}</ref>
<ref name="simbad">{{simbad|LHS 57}} [dostęp 2018-11-14].</ref>
<ref name="SolStation">{{cytuj stronę |url= http://www.solstation.com/stars/barnards.htm|tytuł=Barnard’s Star|opublikowany=Sol Station|data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="superziemia">{{cytuj stronę |url= http://urania.edu.pl/wiadomosci/superziemia-odkryta-wokol-gwiazdy-barnarda-4808.html|tytuł=Superziemia odkryta wokół Gwiazdy Barnarda|autor=Rafał Grabiański|data=2018-11-14|opublikowany=[[Urania – Postępy Astronomii]]|język=pl|data dostępu=2018-11-14}}</ref>
<ref name="Swarthmore">{{cytuj stronę |url=http://www.swarthmore.edu/bulletin/mar01/wobble.html |tytuł=Barnard’s Wobble |nazwisko=Kent |imię=Bill |archiwum=https://web.archive.org/web/20060407110654/http://www.swarthmore.edu/bulletin/mar01/wobble.html |zarchiwizowano=2006-04-07 |rok=2001 |praca=Bulletin |opublikowany=Swarthmore College |data dostępu=2006-08-09 }}</ref>
<ref name="TESS">{{cytuj stronę|url=http://tess.gsfc.nasa.gov/index.html|tytuł=Strona misji TESS|opublikowany=Goddard Space Flight Center (NASA)|język=en|data dostępu=2018-09-09|archiwum=https://web.archive.org/web/20150727133637/http://tess.gsfc.nasa.gov/index.html|zarchiwizowano=2015-07-27}}</ref>
<ref name="VdK_alter">{{cytuj pismo| autor=Van de Kamp, Peter|tytuł=Alternate dynamical analysis of Barnard’s star|czasopismo=Astronomical Journal |bibcode=1969AJ.....74..757V |wolumin=8|wydanie=74|strony=757|rok=1969 |doi=10.1086/110852 |data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="vistas">{{cytuj pismo|nazwisko=Van de Kamp|imię=Peter|tytuł=The planetary system of Barnard’s star|czasopismo=Vistas in Astronomy|bibcode=1982VA.....26..141V|wolumin=2|wydanie=26|strony=141|rok=1982|doi=10.1016/0083-6656(82)90004-6|data dostępu=2006-08-10}}</ref>
<ref name="xhip">{{cytuj stronę |url= http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ54460c875a25&-out.add=.&-source=V/137D/XHIP&recno=87646 |tytuł=HIP 87937 |autor=Anderson E |autor2=Francis C |data=2012 |praca=Extended Hipparcos Compilation (XHIP) |opublikowany=VizieR |język=en |data dostępu=2018-11-15}}</ref>
</references>

== Linki zewnętrzne ==
* George H. Bell: [http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm#section2 Barnard’s Star and van de Kamp’s planets] ''Arizona State University'' {{lang|en}} – Gwiazda Barnarda i planety van de Kampa
* Darling David: [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/BarnardsStar.html Barnard’s Star] ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'' {{lang|en}}
* Schmidling Jack: [http://schmidling.com/barnard.htm Barnard’s Star] ''Jack Schmidling Productions, Inc.'' {{lang|en}} – pokazuje ruch Gwiazdy Barnarda względem czasu.

{{Kontrola autorytatywna}}

{{SORTUJ:Barnarda, Gwiazda}}
[[Kategoria:Czerwone karły]]
[[Kategoria:Gwiazdozbiór Wężownika]]
[[Kategoria:Gwiazdy pojedyncze]]
[[Kategoria:Gwiazdy typu widmowego M]]
[[Kategoria:Gwiazdy w sąsiedztwie Słońca]]
[[Kategoria:Gwiazdy II populacji]]