Բարնարդի աստղ

**Բարնարդի աստղ** փոքր կարմիր թզուկ աստղ՝ Օձակիր համաստեղությունում։ Երկրից 5,96 լուսային տարի հեռավորության վրա (1,83 պարսեկ) այն Արեգակին ամենամոտ հայտնի անհատական աստղն է Ալֆա Կենտավրոսի համակարգի երեք բաղադրիչներից հետո և հյուսիսային երկնային կիսագնդի ամենամոտ աստղն է։ Նրա աստղային զանգվածը կազմում է Արեգակի զանգվածի մոտ 16%-ը և ունի Արեգակի տրամագծի 19%-ը։ Չնայած իր մոտիկությանը, աստղը ունի +9,5 աղոտ տեսանելի մեծություն և անտեսանելի է անզեն աչքով։ Այն շատ ավելի պայծառ է ինֆրակարմիր ճառագայթների տակ, քան տեսանելի լույսի ներքո։

Աստղն անվանվել է ի պատիվ ամերիկացի աստղագետ Է. Է. Բարնարդի, ով 1916 թվականին չափել է իր ճիշտ շարժումը որպես տարեկան 10,3 աղեղ վայրկյան՝ Արեգակի նկատմամբ, որն ամենաբարձրն է ցանկացած աստղի համար։ Աստղը նախկինում հայտնվել էր Հարվարդի համալսարանի լուսանկարչական թիթեղների վրա 1888 և 1890 թվականներին։

Բարնարդի աստղը ամենաշատ ուսումնասիրված կարմիր թզուկներից է, քանի որ այն գտնվում է մոտ և բարենպաստ է երկնային հասարակածի մոտ դիտելու համար։ Պատմականորեն, Բարնարդի աստղի վերաբերյալ հետազոտությունը կենտրոնացած է նրա աստղային բնութագրերի, աստղաչափության չափման և նաև հնարավոր արտաարեգակնային մոլորակների սահմանների ճշգրտման վրա։ Չնայած Բարնարդի աստղը հնագույն է, այն դեռևս աստղային բռնկման դեպքեր է ունենում, որոնցից մեկը դիտվել է 1998 թվականին։

Բարնարդի աստղը ենթարկվել է մոլորակ լինելու մասին բազմաթիվ պնդումների, որոնք հետագայում հերքվել են։ 1960-ականների սկզբից մինչև 1970-ականների սկիզբը Պիտեր վան դե Կամպը պնդում էր, որ մոլորակները պտտվում են Բարնարդի աստղի շուրջը։ Նրա կոնկրետ պնդումները գազային խոշոր հսկաների մասին հերքվել են 1970-ականների կեսերին՝ երկար քննարկումներից հետո։ 2018 թվականի նոյեմբերին հաղորդվել է, որ սուպերերկրի թեկնածու մոլորակային ուղեկիցը, որը հայտնի է որպես Բարնարդի աստղ b, պտտվել է Բարնարդի աստղի շուրջը։ Ենթադրվում էր, որ այն ուներ Երկրի զանգվածի նվազագույն զանգված և ուղեծիր 0.4 աստղագիտական միավորում։ Այնուամենայնիվ, 2021 թվականի հուլիսին ներկայացված աշխատանքը հերքել է այս մոլորակի գոյությունը։

## Անվանում
2016 թվականին Միջազգային աստղագիտական միությունը կազմակերպեց աշխատանքային խումբ աստղերի անունների վերաբերյալ (WGSN)՝ աստղերի ճիշտ անունները ցուցակավորելու և ստանդարտացնելու համար։ WGSN-ը հաստատել է Բարնարդի աստղ անունը այս աստղի համար 2017 թվականի փետրվարի 1-ին և այժմ այն ներառված է ՄԱՄ-ի կողմից հաստատված աստղերի անունների ցանկում։

## Նկարագրություն
Բարնարդի աստղը M4 սպեկտրային տիպի կարմիր թզուկ է, և այն չափազանց թույլ է առանց աստղադիտակի տեսնելու համար։ Դրա տեսանելի ուժգնությունը 9,5 մագնիտուդ է։

7–12 միլիարդ տարեկան է, Բարնարդի աստղը զգալիորեն ավելի հին է, քան Արեգակը, որը 4,5 միլիարդ տարեկան է, և այն կարող է լինել Ծիր Կաթին գալակտիկայի ամենահին աստղերից մեկը։ Բարնարդի աստղը կորցրել է պտտման մեծ էներգիա, և նրա պայծառության պարբերական աննշան փոփոխությունները ցույց են տալիս, որ այն պտտվում է 130 օրը մեկ անգամ (Արևը պտտվում է 25 օրը մեկ)։ Հաշվի առնելով իր տարիքը՝ Բարնարդի աստղը երկար ժամանակ ենթադրվում էր, որ աստղային ակտիվության առումով հանգիստ է։ 1998 թվականին աստղագետները դիտեցին աստղային ինտենսիվ բռնկում՝ ցույց տալով, որ Բարնարդի աստղը բռնկվող աստղ է։ Բարնարդի աստղն ունի «V2500 Ophiuchi» փոփոխական աստղի անվանումը։ 2003 թվականին Բարնարդի աստղը ներկայացրեց աստղի շարժման հետևանքով առաջացած ճառագայթային արագության առաջին նկատելի փոփոխությունը։ Բարնարդի աստղի շառավղային արագության հետագա փոփոխականությունը վերագրվել է նրա աստղային ակտիվությանը։

thumb|left|Բարնարդի աստղը, որը ցույց է տալիս դիրքը 5 տարին մեկ անգամ 1985–2005 թվականներին
Բարնարդի աստղի ճիշտ շարժումը համապատասխանում է 90 կմ/վ հարաբերական երկրորդային արագությանը։ 10,3 աղեղնավոր վայրկյանը, որը նա անցնում է մեկ տարվա ընթացքում, կազմում է մեկ քառորդը մարդու կյանքի ընթացքում, մոտավորապես կեսը լիալուսնի անկյունային տրամագծին։

Բարնարդի աստղի շառավղային արագությունը 110 կմ/վ է, որը չափվում է իր տեղաշարժով դեպի Արեգակ։ Համակցված իր պատշաճ շարժման և հեռավորության հետ՝ հավասարվում է «տիեզերական արագության» (փաստացի արագություն Արեգակի համեմատ) 142,6±0,2 կմ/վրկ։ Բարնարդի աստղը Արեգակին ամենամոտը կլինի մ.թ. 11800 թվականին, երբ անցնի մոտ 3,75 լուսային տարի։

left|thumb|upright=1.2|Մոտ աստղերի հեռավորությունները 20000 տարի առաջ մինչև 80000 տարի ապագայում
Պրոքսիմա Կենտավրոսը Արեգակին ամենամոտ աստղն է, որը ներկայումս գտնվում է նրանից 4,24 լուսատարի հեռավորության վրա։ Այնուամենայնիվ, չնայած Բարնարդի աստղի ավելի մոտ լինելուն Արեգակին մ.թ. 11800 թվականին, այն դեռ չի լինի ամենամոտ աստղը, քանի որ այդ ժամանակ Պրոքսիմա Կենտավրոսը կտեղափոխվի Արեգակին ավելի մոտ։ Արեգակի կողքով աստղի ամենամոտ անցման պահին, Բարնարդի աստղը չափազանց մթնեցված կլինի անզեն աչքով տեսնելու համար, քանի որ մինչ այդ նրա տեսանելի մեծությունը կավելանա միայն մեկ մագնիտուդով՝ հասնելով մոտ 8,5-ի՝ դեռևս 2,5 մագնիտուդով պակաս տեսանելիությամբ անզեն աչքով։

Բարնարդի աստղի զանգվածը կազմում է մոտ 0,16-ը արեգակի զանգվածի (M☉), և շառավիղը մոտ 0,2 անգամ ավելի, քան Արեգակի շառավիղը։ Այսպիսով, չնայած Բարնարդի աստղի զանգվածը մոտավորապես 150 անգամ մեծ է Յուպիտերի զանգվածից, նրա շառավիղը ընդամենը մոտավորապես 2 անգամ ավելի մեծ է՝ իր շատ ավելի մեծ խտության պատճառով։ Նրա արդյունավետ ջերմաստիճանը մոտ 3220 կելվին է, և այն ունի արևի պայծառության միայն 0,0034-ը։ Բարնարդի աստղն այնքան թույլ է, որ եթե այն գտնվեր Երկրից նույն հեռավորության վրա, որքան Արեգակը, ապա կհայտնվեր միայն 100 անգամ ավելի պայծառ, քան լիալուսինը, ինչը համեմատելի է Արեգակի պայծառությանը 80 աստղագիտական միավորով։

Բարնարդի աստղն ունի արեգակնային մետաղականության 10–32%-ը։ Մետաղականությունը աստղային զանգվածի համամասնությունն է, որը կազմված է հելիումից ավելի ծանր տարրերից և օգնում է դասակարգել աստղերը՝ գալակտիկական բնակչության համեմատ։ Բարնարդի աստղը, կարծես, բնորոշ է հին, կարմիր գաճաճ բնակչության II աստղերին, սակայն դրանք նույնպես հիմնականում մետաղներով աղքատ հալո աստղեր են։ Մինչև արեգակնային ենթահամակարգ, Բարնարդի աստղի մետաղականությունն ավելի բարձր է, քան հալո աստղինը և համապատասխանում է մետաղներով հարուստ սկավառակի աստղային տիրույթի ցածր եզրին, գումարած նրա բարձր տիեզերական շարժումը, հանգեցրել են «միջանկյալ բնակչության II աստղ» նշանակմանը, լուսապսակի և սկավառակի աստղի միջև։ Թեև վերջերս հրապարակված որոշ գիտական աշխատություններ շատ ավելի բարձր գնահատականներ են տվել աստղի մետաղականությանը՝ Արեգակի մակարդակին շատ մոտ, արեգակնային մետաղականության 75-ից 125%-ի սահմաններում։

## Մոլորակների որոնում
### Աստղաչափական մոլորակային պնդումներ
1963 թվականից մինչև մոտ 1973 թվականը տաս տարվա ընթացքում մի զգալի թվով աստղագետներ ընդունում էին Պիտեր վան դե Կամպի պնդումը, որ նա աստղաչափության միջոցով հայտնաբերել է Բարնարդի աստղի սեփական շարժման շեղումը, որը համաձայնեցված է նրա մեկ կամ ավելի մոլորակների առկայության հետ, որոնք զանգվածով համեմատելի են Յուպիտերի հետ։  Վան դե Կամպը դիտում էր աստղը 1938 թվականից՝ Սվարթմոր քոլեջի Սփրոուլ աստղադիտարանի գործընկերների հետ՝ փորձելով լուսանկարչական թիթեղների վրա գտնել մեկ միկրոմետրի փոքր տատանումներ այն դիրքերում, որոնք համապատասխանում են ուղեծրի խանգարումներին, և որոնք ցույց են տալիս մոլորակի ուղեկիցներին։ Վան դե Կամպի նախնական առաջարկությունն այն էր, որ մի մոլորակ, որն ունի մոտավորապես 4,4 աստղագիտական միավոր, և այս չափումները, ըստ երևույթին, ճշգրտվել են 1969թ։ Ավելի ուշ այդ տարի Վան դե Կամպը առաջարկեց, որ գոյություն ունեն 1.1 աստղագիտական միավորով երկու մոլորակներ։

Այլ աստղագետներ այնուհետև կրկնեցին Վան դե Կամպի չափումները, և 1973-ին երկու փաստաթուղթ  մոլորակի կամ մոլորակների մասին պնդումը։ Ջորջ Գեյթվուդը և Հենրիխ Էյխհորնը մեկ այլ աստղադիտարանում և օգտագործելով թիթեղների չափման ավելի նոր տեխնիկա, չկարողացան հաստատել մոլորակային ուղեկիցը։ Չորս ամիս առաջ Ջոն Լ. Հերշիի կողմից հրապարակված մեկ այլ հոդված, որը նույնպես օգտագործելով Սվարթմոր աստղադիտարանը, պարզեց, որ տարբեր աստղերի աստղաչափական դաշտի փոփոխությունները կապված են ռեֆրակտորային աստղադիտակի օբյեկտիվ ոսպնյակի վրա կատարված ճշգրտումների և փոփոխությունների ժամանակի հետ. հայտարարված մոլորակը վերագրվել է պահպանման և արդիականացման աշխատանքների արտեֆակտին։ Գործը քննարկվել է ավելի լայն գիտական ստուգատեսի շրջանակներում։

Վան դե Կամպը երբեք չի խոստովանել որևէ սխալ և հրապարակել է երկու մոլորակների գոյության մասին լրացուցիչ պնդումներ դեռևս 1982 թվականին։ Վուլֆ Հայնցը՝ Վան դե Կամպի իրավահաջորդը Սվարթմորում և կրկնակի աստղերի փորձագետ, կասկածի տակ դրեց նրա բացահայտումները և սկսեց քննադատություններ հրապարակել 1976 թվականից սկսած։ Հաղորդվում է, որ երկու տղամարդիկ այս պատճառով օտարացել են։

### Բերնարդի աստղ բ
thumb|left|Ազդեցությունը Բարնարդի աստղի շուրջ պտտվող սուպերերկրի մակերևույթի վրա
2018-ի նոյեմբերին աստղագետների միջազգային թիմը հայտարարեց, որ շառավղային արագությամբ հայտնաբերել է թեկնածու սուպեր-Երկիր մոլորակը, որը պտտվում է Բարնարդի աստղին համեմատաբար մոտ։ Իսպանացի Իգնասի Ռիբասի գլխավորությամբ նրանց աշխատանքը, որն իրականացվել է ավելի քան երկու տասնամյակ դիտարկումների ընթացքում, մոլորակի գոյության ամուր ապացույցներ է տվել։ Այնուամենայնիվ, մոլորակի գոյությունը հերքվեց 2021 թվականին, քանի որ պարզվեց, որ ճառագայթային արագության ազդանշանը ծագում է աստղային գործունեության ցիկլից, և 2022 թվականին կատարված ուսումնասիրությունը հաստատեց այս արդյունքը։

Համարվում էր, որ մոլորակը, որը կոչվում է Բերնարդի աստղ բ, գտնվում է աստղային համակարգի ձյան գծի մոտ, որը իդեալական վայր է նախամոլորակային նյութի սառցե կուտակման համար։ Ենթադրվում էր, որ այն պտտվում է 0,4 աստղագիտական միավոր 233 օրը մեկ և ուներ Երկրի զանգվածի նվազագույն զանգվածի չափով զանգված։ Մոլորակը, ամենայն հավանականությամբ, ցրտաշունչ էր, մակերևույթի գնահատված ջերմաստիճանով մոտ −170&nbsp;°C (−274&nbsp;°F) և գտնվում էր Բարնարդ Սթարի ենթադրյալ բնակելի գոտուց դուրս։ Մոլորակի ուղղակի պատկերը և դրա լուսային նշանը հնարավոր կլիներ հայտնաբերումից հետո տասնամյակում։ Հետագա թույլ և չհաշվառված խառնաշփոթները համակարգում ենթադրում են, որ կարող է լինել երկրորդ մոլորակային ուղեկիցը նույնիսկ ավելի հեռու։

### Մոլորակների սահմանների ճշգրտում
Վան դե Կամպի մերժված պնդումների և մոլորակի թեկնածուի վերջնական հայտարարության միջև ընկած ավելի քան չորս տասնամյակների ընթացքում Բարնարդի աստղը ուշադիր ուսումնասիրվել է, և հնարավոր մոլորակների զանգվածի և ուղեծրի սահմանները դանդաղորեն խստացվել են։ M թզուկները, ինչպիսին է Բարնարդի աստղը, այս առումով ավելի հեշտությամբ են ուսումնասիրվում, քան ավելի մեծ աստղերը, քանի որ նրանց ավելի ցածր զանգվածները շեղումները ավելի ակնհայտ են դառնում։

Մոլորակների ուղեկիցների համար զրոյական արդյունքները շարունակվեցին 1980-ականների և 1990-ականների ընթացքում, այդ թվում՝ ինտերֆերոմետրիկ աշխատանքը Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի հետ 1999 թվականին։ Բացասական որոշակիություն ընդհանրապես մոլորակային օբյեկտների վերաբերյալ։ 1999 թվականին Հաբլի աշխատությունը հետագայում բացառեց Յուպիտերի զանգվածի մոլորակային ուղեկիցները 1000 օրից պակաս ուղեծրային շրջանով (Յուպիտերի ուղեծրի շրջանը 4332 օր է), մինչդեռ Կուերսթերը 2003 թվականին որոշեց, որ Բարնարդի աստղի շուրջ բնակելի գոտում մոլորակները չեն․ հնարավոր է չափել «M sin i» արժեքով ավելի քան 7,5 անգամ Երկրի զանգվածից կամ Նեպտունի զանգվածից 3,1 անգամ ավելի մեծ զանգվածով (վան դե Կամպի առաջարկած ամենափոքր արժեքից շատ ավելի ցածր)։

2013 թվականին հրապարակվեց մի հետազոտական փաստաթուղթ, որն ավելի հստակեցրեց աստղի մոլորակների զանգվածի սահմանները։ Օգտագործելով շառավղային արագության չափումներ, որոնք վերցվել են 25 տարվա ընթացքում,«Lick and Keck» աստղադիտարաններից և կիրառելով Մոնտե Կառլոյի վերլուծությունը ինչպես շրջանաձև, այնպես էլ էքսցենտրիկ ուղեծրերի համար, որոշվել են մոլորակների վերին զանգվածները մինչև 1000 օրվա ուղեծիր։ Երկրի երկու զանգվածից բարձր մոլորակները 10 օրից պակաս ուղեծրով բացառվեցին, իսկ տասը Երկրի զանգվածից ավելի մոլորակները, որոնք դուրս էին եկել երկու տարվա ուղեծիր, նույնպես վստահորեն բացառվեցին։ Պարզվել է նաև, որ աստղի բնակելի գոտին կարծես զուրկ է մոտավորապես Երկրի զանգվածով կամ ավելի մեծ մոլորակներից, բացառությամբ ուղիղ ուղեծրերի։

Թեև այս հետազոտությունը մեծապես սահմանափակեց Բարնարդի աստղի շուրջ մոլորակների հնարավոր հատկությունները, այն ամբողջությամբ չբացառեց դրանք, քանի որ երկրային մոլորակները միշտ դժվար է լինելու հայտնաբերել։ ՆԱՍԱ-ի Տիեզերական ինտերֆերոմետրիայի առաքելությունը, որը պետք է սկսեր արտաարեգակնային Երկրի նման մոլորակների որոնումը, հաղորդվում էր, որ ընտրել էր Բարնարդի աստղը որպես վաղ որոնողական թիրախ, սակայն առաքելությունը փակվեց 2010 թվականին։ ESA-ի Դարվինի նման ինտերֆերաչափական առաքելությունն ուներ նույն նպատակը, սակայն ֆինանսավորումից զրկվել է 2007 թվականին։

Ճառագայթային արագությունների վերլուծությունը, որն ի վերջո հանգեցրեց Բարնարդի աստղի շուրջ պտտվող սուպեր-Երկրի թեկնածուի հայտնաբերմանը, օգտագործվել է նաև հնարավոր մոլորակների զանգվածի ավելի ճշգրիտ վերին սահմաններ սահմանելու համար, մինչև բնակելի գոտում և դրա ներսում. առավելագույնը Կաղապար:Երկրի զանգվածը մինչև ներքին եզրը և Կաղապար:Երկրի զանգվածը բնակելի լավատեսական գոտու արտաքին եզրին, համապատասխանաբար մինչև 10 և 40 օր ուղեծրային ժամանակաշրջանների։ Հետևաբար, թվում է, որ Բարնարդի աստղը իսկապես չի ընդունում Երկրի զանգվածով կամ ավելի մեծ մոլորակներ տաք և բարեխառն ուղեծրերում, ի տարբերություն այլ M-գաճաճ աստղերի, որոնք սովորաբար ունեն այս տեսակի մոլորակները մերձաձև ուղեծրերում։

## Աստղային բռնկումներ
### 1998
1998 թվականին Բարնարդի աստղի վրա աստղային բռնկում հայտնաբերվեց հուլիսի 17-ին սպեկտրային արտանետումների փոփոխությունների հիման վրա՝ պատշաճ շարժման տատանումների անկապ որոնման ընթացքում։ Անցավ չորս տարի, մինչև բռնկումը ամբողջությամբ վերլուծվեց, և այդ պահին ենթադրվեց, որ բռնկման ջերմաստիճանը 8000Կ է, ինչը երկու անգամ գերազանցում է աստղի նորմալ ջերմաստիճանը։ Հաշվի առնելով բռնկումների էապես պատահական բնույթը՝ Դայան Փոլսոնը՝ այդ հետազոտության հեղինակներից մեկը, նշել է, որ «Աստղը ֆանտաստիկ կլիներ դիտելու սիրահարների համար»։

Բռնկումը զարմանալի էր, քանի որ նման տարիքի աստղերին աստղային ինտենսիվ ակտիվություն չի սպասվում։ Բռնկումները լիովին հասկանալի չեն, բայց ենթադրվում է, որ առաջանում են ուժեղ մագնիսական դաշտերի պատճառով, որոնք ճնշում են պլազմայի կոնվեկցիան և հանգեցնում հանկարծակի պոռթկումների. ուժեղ մագնիսական դաշտերը առաջանում են արագ պտտվող աստղերում, մինչդեռ հին աստղերը հակված են դանդաղ պտտվելուն։ Այդպիսով, ենթադրվում է, որ Բարնարդի աստղի համար նման մեծության իրադարձություն տեղի կունենա։ Աստղի պարբերականության կամ աստղային գործունեության փոփոխության վերաբերյալ հետազոտությունները ցույց են տալիս, որ այն պետք է հանգիստ լինի. 1998 թվականի հետազոտությունը ապացույցներ ցույց տվեց աստղի պայծառության պարբերական փոփոխության վերաբերյալ՝ նշելով միայն մեկ հնարավոր աստղային կետ 130 օրվա ընթացքում։

Այս տեսակի աստղային գործունեությունը հետաքրքրություն է առաջացրել օգտագործել Բարնարդի աստղը որպես վստահված աստղ՝ նմանատիպ աստղերին հասկանալու համար։ Նման հետազոտությունն ունի աստղակենսաբանական հետևանքներ. հաշվի առնելով, որ M թզուկների բնակելի գոտիները մոտ են աստղին, այնտեղ գտնվող ցանկացած մոլորակ կարող է ուժեղ ազդեցություն ունենալ արևի բռնկումներից, աստղային քամիներից և պլազմայի արտանետման իրադարձություններից։

### 2019
2019 թվականին հայտնաբերվեցին երկու լրացուցիչ ուլտրամանուշակագույն աստղային բռնկումներ, որոնցից յուրաքանչյուրը 3×1022 ջոուլ հեռահար ուլտրամանուշակագույն էներգիայով, 1,6×1022 ջոուլ էներգիայով մեկ ռենտգենյան աստղային բռնկման հետ միասին։ Մինչ օրս նկատված բռնկման արագությունը բավական է, որպեսզի առաջացնի 87 երկրային մթնոլորտ մեկ միլիարդ տարվա ընթացքում ջերմային գործընթացների և ≈3 երկրային մթնոլորտ մեկ միլիարդ տարում Բարնարդի աստղի վրա իոնների կորստի գործընթացների պատճառով։

## Շրջակա միջավայր
thumb|right|upright=1.2|Արեգակին ամենամոտ աստղերը, ներառյալ Բարնարդի աստղը ( 2014 թվականի ապրիլի 25)

Բարնարդի աստղը կիսում է մոտավորապես նույն շրջակայքը, ինչ Արեգակը։ Բարնարդի աստղի հարևանները հիմնականում կարմիր թզուկի չափով աստղերն են՝ ամենափոքր և ամենատարածված աստղային տեսակը։ Նրա ամենամոտ հարեւանը ներկայումս կարմիր գաճաճ Ռոսս 154-ն է՝ 1,66 պարսեկ (5,41 լուսատարի) հեռավորության վրա։ Արեգակը և Ալֆա Կենտավրը, համապատասխանաբար, հաջորդ ամենամոտ համակարգերն են։ Բարնարդի աստղից Արևը կհայտնվի երկնքի տրամագծորեն հակառակ կողմում՝ RA=5h 57m 48.5s կոորդինատներով, Մոնոցերոս համաստեղության արևմտյան մասում։ Արեգակի բացարձակ մեծությունը 4,83 է, իսկ 1,834 պարսեկ հեռավորության վրա այն կլինի առաջին մեծության աստղը։

## Ուսւմնասիրություն
thumb|upright=1.5|Բարնարդի աստղի դիրքը ռադարային քարտեզի վրա բոլոր աստղային օբյեկտների կամ աստղային համակարգերի միջև քարտեզի կենտրոնից՝ Արևից, 9 լուսային տարվա ընթացքում:

### «Դեդալուս նախագիծ»
Բարնարդի աստղը ուսումնասիրվել է որպես Դեդալուս ծրագրի մի մաս։ 1973-ից 1978 թվականներին իրականացված ուսումնասիրությունը ցույց տվեց, որ արագ, առանց անձնակազմի ճանապարհորդությունը մեկ այլ աստղային համակարգ հնարավոր է գոյություն ունեցող կամ մոտ ապագայի տեխնոլոգիայով։ Բարնարդի աստղն ընտրվել է որպես թիրախ մասամբ այն պատճառով, որ ենթադրվում էր, որ այն մոլորակներ ուներ։

Տեսական մոդելը ենթադրում էր, որ միջուկային իմպուլսիվ հրթիռը, որն օգտագործում է միջուկային միաձուլում (մասնավորապես, դեյտերիումի և հելիում 3-ի էլեկտրոնային ռմբակոծություն) և արագանում է չորս տարում, կարող է հասնել լույսի արագության 12%-ին։ Այնուհետև աստղին կարելի է հասնել 50 տարի հետո՝ մարդկային կյանքի ընթացքում։ Աստղի և ցանկացած ուղեկիցների մանրամասն հետազոտության հետ մեկտեղ միջաստղային միջավայրը կուսումնասիրվի և կկատարվեն ելակետային աստղաչափական ընթերցումներ։

Նախնական Դեդալուս ծրագրի մոդելը խթանեց հետագա տեսական հետազոտությունները։ 1980 թվականին Ռոբերտ Ֆրեյտասը առաջարկեց ավելի հավակնոտ ծրագիր՝ ինքնակրկնվող տիեզերանավ, որը նախատեսված էր այլմոլորակային կյանքի որոնման և կապի հաստատման համար։ Կառուցվելով և գործարկվելով Յուպիտերի ուղեծրում՝ այն կհասնի Բարնարդի աստղին 47 տարում այն պարամետրերով, որոնք նման են սկզբնական Դեդալուս ծրագրի պարամետրերին։ Աստղին հասնելուց հետո այն կսկսի ավտոմատացված ինքնակրկնօրինակումը՝ գործարան կառուցելով, սկզբում հետախուզական զոնդեր արտադրելու և ի վերջո 1000 տարի անց բնօրինակ տիեզերանավի կրկնօրինակը ստեղծելու համար։

## Նշումներ

## Ծանոթագրություններ






## Արտաքին հղումներ
* 
* 
*  Amateur work showing Barnard's Star movement over time.
*  Animated image with frames approx. one year apart, beginning in 2007, showing the movement of Barnard's Star.
* 
Barnard's Star in the Staracle Tycho catalog

Կատեգորիա:Աստղեր
Կատեգորիա:Կարմիր թզուկներ
Կատեգորիա:Փոփոխական աստղեր