כוכב ברנרד

מאפייני הכוכב

כוכב ברנרד הוא ננס אדום עמום מטיפוס ספקטרלי M4. הבהירות הנצפית שלו היא 9.57, פי 0.037 מהבהירות המינימילית לצפייה בעין בלתי מזוינת. הוא קטן מהשמש פי 5 בערך, הן במסה והן בקוטר. הטמפרטורה על פניו היא כ-3,130 (±102) קלווין בלבד, ועוצמת ההארה הנראית שלו היא 0.04% מעוצמת ההארה של השמש, מה שמתאים לעוצמת הארה כוללת של 0.34% מעוצמת השמש. עוצמה זו כה נמוכה כך שאם כוכב ברנרד היה מחליף את השמש, הוא היה בהיר רק פי 100 מהירח המלא.
גילו של כוכב ברנרד מוערך ב-7 עד 12 מיליארד שנה, לעומת גיל היקום שהוא 13.819 מיליארד שנים. הוא איבד את מרבית האנרגיה הסיבובית שלו ומחזור הסיבוב שלו מוערך בכ-130 יום (לעומת כ-25 ימים של השמש). בהתחשב בגילו, כוכב ברנרד נחשב במשך זמן רב ככוכב שסיים את פעילותו. עם זאת, ב-1998 תיעדו אסטרונומים אירוע התפרצות על פני הכוכב, וסיווגו שונה לכוכב הבזק.
ניתן לתרגם את התנועה העצמית של הכוכב למהירות משיקה של 90 ק"מ לשנייה. מהירותו הרדיאלית של הכוכב כלפי השמש נמדדה באמצעות היסט לכחול והערכים הם בתחום של 106-111 ק"מ לשנייה. משילוב שני הרכיבים, ניתן לקבל כי כוכב ברנרד נע במהירות של כ-140 ק"מ לשנייה ביחס לשמש. מהירות גבוהה זו תביא לכך שבשנת 11,700 לספירה, כוכב ברנרד יהיה הכוכב הכי קרוב לשמש, במרחק של 3.8 שנות אור. עם זאת, אפילו אז, בגלל עמימותו, הוא עדיין לא יראה בעין בלבד, עם בהירות נראית מדרגה 8.5. לאחר מכן הוא ישוב ויתרחק מהשמש.

הפלנטות של ואן-קאמפ

החל משנת 1963 ובמשך כעשור, מספר לא מבוטל של אסטרונומים קיבלו את טענתו של פיטר ואן-קאמפ (אסטרונום הולנדי שפעל בארצות הברית) בדבר גילוי תנודות בתנועה העצמית של כוכב ברנרד, שאותן הוא הסביר על ידי קיום כוכב לכת, אחד או יותר, בעל מסה דומה למסת צדק. ואן-קאמפ, אשר צפה בכוכב משנת 1938, ניסה, יחד עם עמיתים נוספים, למצוא תזוזות זעירות של הכוכב על גבי לוחות הצילום, שיעידו על כוכב לכת במערכת. ההשערה המקורית הייתה כי קיים כוכב לכת של 1.6 מסות צדק, במרחק של 4.4 יחידות אסטרונומיות מהכוכב. בשנת 1969, הערכה זו שונתה לשני כוכבי לכת, במסות של 1.1 ו-0.8 מסות צדק.
אסטרונומים אחרים חזרו על מדידותיו של ואן-קאמפ, אך ללא תוצאות חיוביות. שתי עבודות שפורסמו ב-1973 ערערו על הטענה לקיום פלנטות. גם מדידות ממצפה נוסף ובעזרת טכניקות מדידה חדשות יותר לא הצליחו לאשר את קיומן. מחקר נוסף שפורסם מס' חודשים מאוחר יותר באותה שנה מצא כי השינויים במדידות האסטרומטריות תואמות בזמן לשינויים וכוונונים שנעשו בעדשות הטלסקופ: מציאת כוכבי הלכת התבררה כתוצאה מלאכותית, שנבעה מתחזוקת ציוד המדידה. למרות זאת, ואן קאמפ מעולם לא הודה בטעות ופרסם אישור לקיום פלנטות אף ב-1982. וולף היינץ, ממשיכו של ואן קאמפ במצפה בו פעל, ומומחה בכוכבים כפולים, הטיל ספק בממצאיו והחל לפרסם ביקורת כלפיו משנת 1976 ואילך, דבר שיצר ניכור בין שני החוקרים.
למרות שקיום כוכבי לכת לא נפסל לחלוטין, מחקרים ששללו פלנטות בעלות מאפיינים מסוימים המשיכו להתפרסם במהלך שנות ה-80 וה-90 של המאה ה-20, כאשר האחרונים שבהן מבוססות על מדידות אינטרפרומטריות מ-1999 באמצעות טלסקופ החלל האבל.
בעוד שלמחלוקת הייתה עלולה להיות השפעה שלילית על חיפוש פלנטות מחוץ למערכת השמש, היא הגבירה את ההתעניינות בכוכב ברנרד. בתקופה בה האמינו כי הוא בעל כוכבי לכת, תהילתו בקרב קהילת המדע הבדיוני גדלה וכן הוא אומץ כיעד לפרויקט דדלוס.

מחקר

בעוד שמחקרו של ואן קאמפ התמקד בחיפוש כוכבי לכת והוא כנראה הפופולרי ביותר, כוכב ברנרד הוא עצם נחקר ומתועד גם בתחומים אחרים.

מאפייני כוכב ואסטרומטריה

פורסמו מס' עבודות בנושא של יחס מסה/בהירות לפני עבודתו האחרונה של דוסון (Dawson) מ-2003. יחד עם פרסום ערכים מדויקים יותר של הטמפרטורה ועוצמת ההארה של הכוכב, מחקר זה מציע כי הערכות קודמות של רדיוס הכוכב היו נמוכות מדי וקובע את גודלו כ-0.2 ((±0.008) מרדיוס השמש.
בסקר מתכתיות של כוכבים ננסים מטיפוס M, מידת המתכתיות של כוכב ברנרד היא בתחום (0.5-)-(1.0-) בסקלה, כלומר 10% עד 32% לעומת זו של השמש. מתכתיות, מדד לכמות היסודות הכבדים המרכיבים את הכוכב, משמשת לסיווג כוכבים יחסית לאוכלוסייה הגלקטית. לכאורה, כוכב ברנרד הוא ננס אדום זקן וטיפוסי לאוכלוסייה II. עם זאת, כוכבי אוכלוסייה II הם בדרך כלל כוכבים הנמצאים בשולי הגלקסיה ועניים ביסודות כבדים ובעוד שמידת המתכתיות של כוכב ברנרד נמוכה מזו של השמש, היא גבוהה מזו של כוכב שוליים ואף גובלת בתחום הערכים של כוכבי הדיסקה הראשית של הגלקסיה. ערך גבולי זה, בנוסף למהירותו הגבוהה, הובילו לסיווגו ככוכב "אוכלוסייה II בינונית", בין כוכב שוליים לכוכב הדיסקה הראשית.

חיפוש אחר כוכבי לכת

אסטרומטריה וחקר מאפיינים נוספים של הכוכב מאפשרים ללמוד על נוכחות כוכבי לכת סביבו. מדידות בדיוק יותר ויותר גבוה מאפשרות להקטין את תחומי ערכי המסה והמרחק מהכוכב עבור כוכבי לכת אפשריים. בשיטה זו אסטרונומים יכולים פעמים רבות לומר איזה כוכבי לכת לא יכולים להתקיים במערכת הכוכב. כוכבים ננסיים כמו כוכב ברנרד הם יותר נוחים למחקר בתחום זה מכוכבים מסיביים, מכיוון שכוכב לכת יוצר השפעות משמעותיות יותר על כוכב בעל מסה קטנה.
מחקר משנת 1995 הראה כי כוכב לכת בעל 10 מסות צדק (הגבול התחתון עבור ננס חום) לא יכול להתקיים סביב כוכב ברנרד. תצפיות מ-1999 באמצעות טלסקופ האבל, אפשרו לפסול קיום כוכבי לכת בעלי מסה של 0.8 מסות צדק (ומעלה) ומחזור הקפה של פחות מ-1000 יום. ב-2003 נקבע כי במרחק מהכוכב בו יכולים להתקיים חיים לא קיימים כוכבי לכת בעלי ערך M*sin(I) של 7.5 מסות כדור הארץ ו-3.1 מסות נפטון (כאשר M היא מסת כוכב הלכת ו-I היא הזווית בין מישור הסיבוב של כוכב הלכת לבין קו הראייה שלנו). ערכים אלה קטנים בהרבה מהערכים שפורסמו על ידי ואן-קאמפ. בעוד שמחקרים אלה הפחיתו משמעותית את הסיכוי למצוא פלנטות מסביב לכוכב ברנרד, הם לא פסלו אפשרות זו לחלוטין, ובמיוחד מכיוון שפלנטות דמויות ארץ קשות לגילוי בטכניקות הקיימות.
בנובמבר 2018 התגלה כי במערכת זו נמצא כוכב לכת דמוי ארץ. השם שניתן לו הוא 'כוכב ברנרד b' ומסתו היא כ-3.2 מסות כדור הארץ. הוא מקיף את כוכב ברנרד בכל 233 ימים, ונמצא סמוך ל"קו השלג" - המרחק מהכוכב שבו הטמפרטורה מגיעה לנקודת הקיפאון של המים. חוקרים סבורים כי לכוכב הלכת אין אטמוספירה, ולכן הטמפרטורה על פני שטחו מגיעה ככל הנראה למינוס 170 מעלות צלזיוס, מה שלא יאפשר למים נוזליים, תנאי חשוב לקיום חיים, להתקיים על פני השטח.

ההתפרצות של 1998

תצפית על אירוע של התפרצות כוכב ברנרד רק הוסיפה עניין למחקר שלו. על פי ניתוחים מסוימים, הטמפרטורה בהתפרצות הייתה כ-8000 מעלות קלווין, יותר מכפול מהטמפרטורה הרגילה של הכוכב (אם כי אין הסכמה מלאה שניתן לדעת את עוצמתה המלאה של ההתפרצות רק על ידי ניתוח הספקטרום).
עצם ההתפרצות היה מפתיע מאוד מכיוון שחוקרים לא מצפים לפעילות מכוכבים בגיל מתקדם כמו של כוכב ברנרד. התהליך המוביל להתפרצויות אינו מובן לגמרי, אך מאמינים כי הן נגרמות על ידי שדות מגנטיים חזקים אשר מדכאים את הולכת הפלזמה בכוכב, מה שמסתיים בהתפרצות פתאומית ואלימה. שדות מגנטיים חזקים מופיעים בכוכבים שמסתובבים מהר, בעוד שכוכבים זקנים נוטים להסתובב לאט. לכן, אירוע בסדר גודל כזה על פני כוכב ברנרד הוא נדיר מאוד, ויצר סביבו התעניינות רבה וגם תקווה לחקור את התהליך בכוכב ברנרד וללמוד ממנו על כוכבים דומים. מדענים מקווים כי תצפיות עליו בתחום קרינת רנטגן ועל-סגול ישפכו אור על אוכלוסיית הננסים הזקנים מטיפוס M ברחבי הגלקסיה. למחקר כזה יש השלכות לתחום האסטרוביולוגיה: בהתחשב בכך שאזור המחיה סביב ננסים מטיפוס M הוא קרוב מאוד לכוכב עצמו, פלנטות בסביבה זו יהיו מושפעות מאוד בהתפרצויות הכוכב, רוח כוכב ואירועים של פליטת פלזמה.

תצפית ושכנים

הודות למיקומו, קרוב לקו המשווה השמימי, ניתן לצפות בכוכב ברנרד כמעט מכל אזור בכדור הארץ (אף על פי שהפרעות אטמוספיריות מקשות על התצפית מאזורי הקטבים).
מלבד השמש, שכניו של כוכב ברנרד הם בעיקר ננסים אדומים, סוג הכוכבים הקטן והנפוץ. שכנו הקרוב ביותר כרגע הוא הננס האדום רוס 154, במרחק 5.4 שנות אור. השמש ואלפא קנטאורי, בהתאמה, הן מערכות הכוכבים הקרובות הבאות בתור. בתצפית מכוכב ברנרד, השמש תיראה ככוכב בהיר למדי עם בהירות של 1.15.