Barnardova hviezda

Barnardova hviezda je hviezda v súhvezdí Hadonos, ktorá má zo všetkých hviezd najrýchlejší vlastný pohyb po oblohe (10,34 " za rok). Tento objekt je od Zeme vzdialený necelých šesť svetelných rokov, čím je v poradí štvrtou najbližšou hviezdou k Slnku, po troch hviezdach sústavy Alfa Centauri. Hoci leží tak blízko, je iba hviezdou deviatej magnitúdy, a preto je na jej pozorovanie potrebný ďalekohľad.

Ide o málo hmotného červeného trpaslíka spektrálnej triedy M4. V infračervenej oblasti spektra žiari oveľa viac než vo viditeľnom svetle. Je to veľmi stará hviezda. Boli na nej pozorované erupcie. Zaraďuje sa medzi eruptívne premenné hviezdy typu UV Ceti. Rýchlosť jej pohybu zmeral v roku 1916 astronóm Edward Emerson Barnard, na ktorého počesť hviezda dostala svoj názov. Do tej doby bola za hviezdu s najrýchlejším známym pohybom po oblohe považovaná Kapteynova hviezda. 

Barnardova hviezda sa nachádza v blízkosti hviezdy 66 Oph.  Bola predmetom štúdia mnohých astronómov, a to predovšetkým z dôvodu jej blízkosti k Slnku a polohy blízko nebeského rovníka. V priebehu pozorovania sa skúmali jej vlastnosti, astrometria a hľadala sa u nej planetárna sústava. V roku 1963 získala v astronomickej komunite značný ohlas domnienka Petra van de Kampa, ktorý tvrdil, že objavil odchýlku v pohybe Barnardovej hviezdy. Z tejto odchýlky malo vyplývať, že hviezdu obieha jedna alebo viac planét s hmotnosťou Jupitera. V sedemdesiatych rokoch boli získané nezávislé dáta, ktoré žiadne odchýlky pohybu nepotvrdili. Je však stále možné, že okolo hviezdy môžu obiehať planéty terestrického typu.

V čase najväčšieho rozšírenia domnienky o hypotetických planétach sa hviezda dostala aj do pozornosti autorov science fiction a stala sa cieľom projektu Daedalus. Projekt Daedalus bola štúdia o možnosti vyslania rýchlej bezpilotnej sondy k blízkym hviezdam.

Fyzikálne vlastnosti 

Barnardova hviezda je červeným trpaslíkom spektrálnej triedy M4, a je príliš slabým objektom na to, aby ho bolo možné pozorovať bez ďalekohľadu. Jej zdanlivá hviezdna veľkosť je 9,54 mag. Pre porovnanie, najjasnejšia hviezda oblohy Sírius má jasnosť -1,5 mag, najslabšia hviezda pozorovateľná voľným okom má jasnosť 6 mag. Magnitúda 9,54 je len 1/27 jasnosti najslabšie hviezdy pozorovateľnej voľným okom za dobrých svetelných podmienok.

Vek Barnardovej hviezdy sa udáva medzi 7 až 12 miliardami rokov. Je výrazne staršou hviezdou ako Slnko, a pravdepodobne patrí medzi najstaršie hviezdy v našej Galaxii. Hviezda už stratila veľké množstvo svojej rotačnej energie. Pravidelné mierne zmeny v jej jasnosti naznačujú, že sa otočí okolo svojej osi len raz za 130 dní, pričom Slnko má dobu rotácie 25 dní. Vzhľadom na jej vek sa predpokladalo, že hviezda je málo aktívna. Ale v roku 1998 na nej astronómovia pozorovali intenzívne hviezdne erupcie, ktoré prekvapivo ukázali, že Barnardova hviezda je eruptívnou premennou hviezdou. Ako premenná hviezda dostala označenie V2500 Ophiuchi. V roku 2003 boli u Barnardovej hviezdy zistené prvé zmeny v radiálnej rýchlosti spôsobené jej pohybom. Ďalšia premenlivosť radiálnej rýchlosti sa pripisovala jej hviezdnym aktivitám.

Vlastný pohyb Barnardovej hviezdy po oblohe je 10,4 oblúkových sekúnd ročne, pričom jej vlastný bočný pohyb zodpovedá rýchlosti /s. Za priemerne dlhý ľudský život sa Barnardova hviezda na pozemskej oblohe premiestni o štvrtinu uhlového priemeru Mesiaca.

Radiálnu rýchlosť Barnardovej hviezdy voči Slnku je možné určiť z jej modrého posunu. V katalógu SIMBAD je uvedená rýchlosť 106,8 km/s, ktorá odkazuje na staršie merania pred rokom 1967, /s v katalógu ARICNS odkazuje na novšie merania. Z týchto meraní v kombinácii s vlastným pohybom hviezdy vychádza skutočná rýchlosť hviezdy vzhľadom na Slnko ako 139,7 alebo /s. Barnardova hviezda bude najbližšie Slnku okolo roku 11 700, kedy sa k nemu priblíži na 3,7 svetelných rokov. Ale ani v tom čase nebude najbližšou hviezdou k Slnku, pretože sa k Slnku viac priblíži Proxima Centauri. Barnardova hviezda aj vtedy bude príliš slabá na to, aby bola pozorovateľná voľným okom. Jej zdanlivá hviezdna veľkosť dosiahne 8,5 mag. Potom sa začne od Slnka vzďaľovať.

Barnardova hviezda má približne 17 percent hmotnosti Slnka. Jej polomer je 15 až 20 percent polomeru Slnka. V roku 2003 sa jej polomer odhadoval na 0,20 ± 0,008 slnečného polomeru, viac než v minulých odhadoch, podceňujúcich jej skutočnú veľkosť. Hviezda je zhruba 180-krát hmotnejšia ako Jupiter, jej polomer je ale iba 1,5 až 2,0-krát väčší, čo zodpovedá veľkosti hnedého trpaslíka. Jej efektívna teplota je 3 134 ± 102 kelvinov, a má vizuálnu svetelnosť len 4/10 000 slnečnej svetelnosti. Bolometrická svetelnosť je 34,6/10000 slnečnej svetelnosti. Barnardova hviezda má takú malú jasnosť, že keby bola v rovnakej vzdialenosti od Zeme ako Slnko, bola by len 100-krát jasnejšia ako spln, čo je porovnateľné s jasnosťou Slnka vo vzdialenosti 80 astronomických jednotiek (AU).

Barnardova hviezda má metalicitu medzi -0,5 a -1,0, čo je zhruba 10 až 32 percent hodnoty Slnka. Metalicita, podiel hmoty hviezdy z chemických prvkov ťažších ako hélium, pomáha klasifikovať hviezdy vo vzťahu k celej galaktickej populácii. Barnardova hviezda sa zdá byť typickou starou trpasličou červenou hviezdou populácie II, ako väčšina na kovy chudobných hviezd galaktického hala. Jej metalicita je o trochu vyššia ako u hviezd z hala galaxie, ale nižšia ako u na kovy bohatých hviezd z disku galaxie. To spolu s veľkou rýchlosťou pohybu viedlo k jej jemnejšiemu zaradeniu medzi hviezdy prechodnej populácie II vyskytujúce sa medzi halom a diskom galaxie.

Hľadanie planét 

Približne medzi rokmi 1963 až 1973 značný počet astronómov prijal domnienku holandského astronóma Petera van de Kampa, že pomocou astrometrie objavil odchýlky v pohybe Barnardovej hviezdy a že ju obieha jedna alebo viac planét s hmotnosťou Jupitera. Van de Kamp pozoroval hviezdu od roku 1938 Spoločne s kolegami na observatóriu aj v Swarthmore College sa snažil nájsť nepatrné odchýlky jedného mikrometra v pohybe hviezdy na fotografickej doske, ktoré by naznačovali prítomnosť planét. Aby sa zabránilo chybám, meranie vykonávalo desať ľudí. Van de Kamp v roku 1963 publikoval, že okolo Barnadovy hviezdy obieha planéta s hmotnosťou 1,6 Jupitera vo vzdialenosti 4,4 AU od hviezdy s obežnou dobou 24 rokov, tieto merania vyšli v roku 1969 v ďalšom odbornom článku. V tom istom roku ďalej zverejnil, že okolo hviezdy obiehajú dve planéty s hmotnosťou 1,1 a 0,8 Jupitera.

Ďalší astronómovia neskôr zopakovali Van de Kampove merania a roku 1973 v dvoch článkoch vyvrátili existenciu planét pri hviezde. George Gatewood a Heinrich Eichhorn zaobstarali fotografické platne pomocou novšej meracej techniky a nepodarilo sa im planéty overiť. V ďalšom článku, ktorý zverejnil John L. Hershey z observatória v Swarthmore o štyri mesiace skôr, sa tvrdí, že za objavom je chyba ďalekohľadu, zmena hliníkového uchytenia šošovky za kovové, a zmena fotografickej emulzie. Záležitosť bola odovzdaná vedeckej obci na preskúmanie.

Van de Kamp nikdy neuznal svoj omyl a publikoval ďalšie potvrdenie existencie planét v roku 1982. Van de Kamp zomrel v roku 1995. Wulff Heintz, Van de Kampov nástupca na observatóriu Swarthmore a odborník na dvojhviezdy, od roku 1976 kritizoval jeho prácu. Obaja muži sa nakoniec navzájom veľmi odcudzili.

Súčasný pohľad 
U hviezdy nemožno úplne vylúčiť planéty, aj keď ich hľadanie v osemdesiatych a deväťdesiatych rokoch 20. storočia a ani interferometrické merania hviezdy pomocou Hubblovho ďalekohľadu nepriniesli žiadne výsledky. Spresnené dáta získané meraním pohybu hviezdy a spresnené údaje jej hmotnosti vylúčili typy planét, ktoré sa u hviezdy nemôžu vyskytovať.

U červených trpaslíkov, ako je Barnardova hviezda, sa poruchy pohybu študujú ľahšie ako u väčších hviezd, pretože vďaka ich nižšej hmotnosti sú poruchy pohybu hviezdy výraznejšie. Gatewood tak bol schopný v článku z roku 1995 preukázať, že pri Barnardovej hviezde nemôžu byť planéty desaťkrát hmotnejšie ako Jupiter (dolná hranica hmotnosti hnedých trpaslíkov). V roku 1999 merania Hubblovho ďalekohľadu vylúčili planéty 0,8-krát hmotnejšie ako Jupiter s obežnou dobou kratšou ako 1 000 dní. V roku 2003  Kuerster ďalej zistil, že v obývateľnej zóne okolo Barnardovej hviezdy nie sú možné planéty 7,5-krát hmotnejšie ako Zem, alebo s hmotnosťou 3,1-krát väčšou ako Neptún.

Aj keď tento výskum výrazne obmedzil možné hmotnosti planét pri Barnardovej hviezde, nie je úplne vylúčená existencia terestrickej planéty, ale bude veľmi ťažké ju objaviť. NASA Space interferometre Mission mala naplánované začať s hľadaním exoplanét pomocou interferometrie v roku 2015. Projekt však bol zrušený, rovnako ako podobná misia ESA Darwin v roku 2007.

Projekt Daedalus 

Okrem diskusie o planétach sa Barnardova hviezda stala cieľom projektu Daedalus. Štúdia mala v rokoch 1973 až 1978 za cieľ navrhnúť rýchlu bezpilotnú sondu, používajúcu súčasné alebo v blízkej budúcnosti očakávané technológie. Hviezda bola vybraná, pretože sa v čase štúdie verilo, že okolo nej obiehajú planéty.

Bola navrhnutá kozmická loď s pulzným termojadrovým pohonom, ktorý bol založený na stlačení a zohriatí mikrokapsúl zložených zo zmesi deutéria a 3He pomocou zväzkov elektrónov. Mali tak vzniknúť mikrojadrové explózie a loď mala za štyri roky dosiahnuť 12 percent rýchlosti svetla. Hviezdu mala dosiahnuť za 50 rokov, za obdobie jedného ľudského života. Spolu s detailným štúdiom hviezdy a planét sa malo skúmať medzihviezdne prostredie a mali byť vykonávané astrometrické merania.

Počiatočný model projektu Daedalus vyvolal ďalší teoretický výskum. V roku 1980 Robert Freitas navrhol ambicióznejší plán: samoreplikujúcu sa kozmickú loď určenú na vyhľadávanie a nadviazanie kontaktu s mimozemským životom. Loď by sa postavila na obežnej dráhe okolo Jupitera, a Barnardovu hviezdu by dosiahla za 47 rokov, podľa parametrov pôvodného projektu Daedalus. Hneď ako by dosiahla hviezdu, spustila by sa automatická samoreplikácia, postavila by sa továreň, ktorá by vyrobila kópiu pôvodnej kozmickej lode.

Erupcia 

Pozorovanie erupcie na Barnardovej hviezde vyvolalo ďalšiu vlnu záujmu o pozorovanie hviezdy. Erupciu zistil pri štúdiu porúch pohybe hviezdy William Cochran z Texaskej univerzity v Austine na základe zmien vo spektrálnej emisii zo 17. júla 1998, štyri roky pred úplnou analýzou erupcie. Diane Paulsonová z Goddardovho vesmírneho strediska zistila, že teplota erupcie bola 8 000 K, t. j. viac ako dvojnásobok normálnej teploty hviezdy, aj keď zo spektra nemožno presne zistiť, akú mala erupcia energiu. Vzhľadom na náhodný charakter erupcií je hviezda cieľom pozorovania amatérskych astronómov.

Erupcia bola pre astronómov prekvapením. Taká intenzívna hviezdna aktivita sa u červeného trpaslíka jej veku nečakala. Pôvod erupcií nie je úplne objasnený. Pravdepodobne sú spôsobené silnými magnetickými poľami, ktoré potláčajú plazmovú konvekciu a vedú k jej náhlemu vzplanutiu: silné magnetické polia sa vyskytujú u rýchlo rotujúcich hviezd, zatiaľ čo staré hviezdy sa väčšinou otáčajú pomaly. Udalosť takéhoto rozsahu je u Barnardovej hviezdy výnimočná. Výskumy hviezdnej periodicity alebo zmeny hviezdnej aktivity v určitom časovom horizonte naznačujú, že Barnardova hviezda je po väčšinu času pokojná. V roku 1998 výskum ukázal slabé dôkazy periodických variácií v jase Barnardovej hviezdy počas jednej otočky hviezdy za 130 dní.

Hviezdna činnosť Barnardovej hviezdy vyvolala záujem o pochopenie podobných hviezd. Fotometrické štúdie jej röntgenového a ultrafialového žiarenia vrhli nové svetlo na veľké populácie starých červených trpaslíkov v Galaxii. Takýto výskum má astrobiologické dôsledky: vzhľadom na to, že obývateľné zóny červených trpaslíkov sú blízko hviezdy, planéty budú ovplyvnené slnečnými erupciami, vetrami a protuberanciami.

Susedstvo Barnardovej hviezdy 
Barnardovu hviezdu je možné vidieť v nadhlavníku severne od rovníka na 4. stupni severnej zemepisnej šírky. Hviezda je viditeľná na väčšine zemepisných šírok, okrem miest v blízkosti pólov, kde atmosférická extinkcia znižuje viditeľnosť hviezdy.

Barnardova hviezda má rovnakých susedov ako Slnko. Sú to väčšinou červené trpaslíky, najmenší a najbežnejší typ hviezd. Jej najbližší sused je v súčasnej dobe červený trpaslík Ross 154 vzdialený od nej 5,41 svetelných rokov. Slnko a Alfa Centauri sú jej ďalší najbližší susedia. Z Barnardovej hviezdy by bolo vidieť Slnko na opačnej strane v súradniciach RA = 5h 57m 48,5s, Dec =- 04° 41' 36", vo východnej časti súhvezdia Jednorožca, a to so zdanlivou hviezdnou veľkosťou 1,15 mag.

Poznámky

Referencie 

Súhvezdie Hadonos
Červené trpaslíky
Eruptívne premenné hviezdy
Astronomické objekty objavené v roku 1916