Mostra la font per a Estel de Barnard

{{Infotaula objecte astronòmic}}
L{{'}}'''estel de Barnard''' és un estel de la [[constel·lació del Serpentari]] que té el [[moviment propi]] més gran de qualsevol estrella respecte al [[Sol]] (10,3" per any). Aquest moviment propi fou descobert per l'astrònom [[Edward Barnard]] el 1916. La velocitat transversal corresponent és de 90 km/s. Amb una velocitat radial de -110 km/s, la velocitat total és de 140 km/s.

Està situat a una distància de 5,96 anys llum de la Terra, el que el converteix en el quart estel més proper al Sol, només per darrere de les tres components d'[[Alfa Centauri]]. L'estel de Barnard és un [[nan vermell]] bastant vell (tipus espectral M4), de manera que, malgrat la seva proximitat, és massa feble per poder-lo observar a [[ull nu]] (la seva magnitud aparent és de 9,57). El seu veí més proper és [[Ross 154]], a 5,41 anys llum.

Durant la dècada de 1960 es va anunciar que certes pertorbacions en el moviment de l'estrella podien ser provocades per la presència de planetes, però aquest fet mai s'ha confirmat i les observacions del [[telescopi espacial Hubble|telescopi espacial ''Hubble'']] semblen eliminar aquesta possibilitat.

El novembre de 2018 es va publicar que s'havia trobat un planeta orbitant aquesta estrella, anomenat [[Estrella de Barnard b]], número de catàleg GJ 699 b.<ref>{{Ref-publicació|article=A candidate super-Earth planet orbiting near the snow line of Barnard’s star|cognom=Ribas|nom5=J. C.|cognom4=Butler|nom4=R. P.|cognom3=Reiners|nom3=A.|cognom2=Tuomi|nom2=M.|nom=I.|url=https://www.nature.com/articles/s41586-018-0677-y|llengua=en|doi=10.1038/s41586-018-0677-y|exemplar=7731|volum=563|pàgines=365–368|issn=1476-4687|data=2018-11|publicació=Nature|cognom5=Morales}}</ref><ref>{{Ref-publicació|article=Exoplanet discovered around neighbouring star|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-46196279|publicació=BBC News|data=2018-11-14|llengua=en-GB}}</ref> El grup descobridor estava liderat per Ignasi Ribas, investigador del [[Institut d'Estudis Espacials de Catalunya]] (IEEC) i del l'Institut de Ciències Espacials. Tot i això, un nou article publicat el 18 de maig de 2021 refuta el descobriment d'aquest exoplaneta.<ref>{{Ref-publicació|article=Stellar Activity Manifesting at a One Year Alias Explains Barnard b as a False Positive|url=http://arxiv.org/abs/2105.07005|publicació=arXiv:2105.07005 [astro-ph]|data=2021-05-14|nom=Jack|cognom=Lubin|nom2=Paul|cognom2=Robertson|nom3=Gudmundur|cognom3=Stefansson|nom4=Joe|cognom4=Ninan|nom5=Suvrath|cognom5=Mahadevan}}</ref> Actualment es considera un exoplaneta candidat en disputa a l'espera de noves observacions.

== Nom ==
El 2016, la [[Unió Astronòmica Internacional]] va organitzar un [[Grup de treball de la Unió Astronòmica internacional per als noms d’estrelles|Grup de treball sobre noms d'estrelles]] (WGSN)<ref name=WGSN>{{ref-web|url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|títol=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|editor=[[International Astronomical Union]]|consulta=22 maig 2016|url-status=live|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20160610172014/https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|arxiudata=2016-06-10}}</ref> per catalogar i estandarditzar els noms propis de les estrelles. El WGSN va aprovar el nom "Barnard's Star" per a aquesta estrella l'1 de febrer de 2017 i ara s'inclou a la llista de noms d'estrelles aprovats per la IAU.<ref name="IAU-LSN">{{ref-web|url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|títol=Naming Stars|editor=[[International Astronomical Union]]|consulta=16 desembre 2017}}</ref>

== Descripció ==
L'estrella de Barnard és una nana vermella del [[tipus espectral]] tènue M4, i és massa feble per veure-la sense un [[telescopi]]; la seva [[magnitud aparent]] és 9,5.

Entre 7 i 12 mil milions d'anys, l'estrella de Barnard és considerablement més antiga que el Sol, que té 4.500 milions d'anys, i podria estar entre les estrelles més antigues de la [[Via Làctia]].<ref name=Riedel2005>{{ref-publicació|cognom1=Riedel|nom1=A. R.|cognom2=Guinan|nom2=E. F.|cognom3=DeWarf|nom3=L. E.|cognom4=Engle|nom4=S. G.|cognom5=McCook|nom5=G. P.|bibcode=2005AAS...206.0904R|títol=Barnard's Star as a Proxy for Old Disk dM Stars: Magnetic Activity, Light Variations, XUV Irradiances, and Planetary Habitable Zones|data=maig 2005|publicació=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]|volum=37|pàgina=442}}</ref> L'estrella de Barnard ha perdut una gran quantitat d'energia de rotació, i els lleugers canvis periòdics en la seva brillantor indiquen que gira una vegada cada 130 dies<ref name=Benedict1998>{{ref-publicació|cognom1=Benedict|nom1=G. Fritz|any=1998|títol=Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3|publicació=The Astronomical Journal|bibcode=1998AJ....116..429B|volum=116|exemplar=1|pàgina=429|doi=10.1086/300420|cognom2=McArthur|nom2=Barbara|cognom3=Nelan|nom3=E.|cognom4=Story|nom4=D.|cognom5=Whipple|nom5=A. L.|cognom6=Shelus|nom6=P. J.|cognom7=Jefferys|nom7=W. H.|cognom8=Hemenway|nom8=P. D.|cognom9=Franz|nom9=Otto G.|last10=Wasserman|first10=L. H.|last11=Duncombe|first11=R. L.|last12=Van Altena|first12=W.|last13=Fredrick|first13=L. W.|arxiv=astro-ph/9806276|s2cid=15880053}}</ref> (el [[Sol]] gira en 25). Donada la seva edat, durant molt de temps es va suposar que l'estrella de Barnard estava quiescent en termes d'activitat estel·lar. L'any 1998, els astrònoms van observar una intensa [[erupció solar]], mostrant que l'estrella de Barnard és una [[estrella fulgurant]].<ref name=Flare>{{ref-web|nom=Ken|cognom=Croswell|data=novembre 2005|url=http://www.astronomy.com/news/2005/11/a-flare-for-barnards-star|consulta=10 agost 2006|títol=A Flare for Barnard's Star|obra=Astronomy Magazine|editor=Kalmbach Publishing Co}}</ref> L'estrella de Barnard té la [[designació d'estrella variable]] V2500 Ophiuchi. L'any 2003, l'estrella de Barnard va presentar el primer canvi detectable en la [[velocitat radial]] d'una estrella causada pel seu moviment. Una major variabilitat en la velocitat radial de l'estrella de Barnard es va atribuir a la seva activitat estel·lar.<ref name=Kurster/>

[[Fitxer:Barnard2005.gif|miniatura|esquerra|L'estrella de Barnard, que mostra la posició cada 5 anys durant el període 1985–2005]]
El moviment propi de l'estrella de Barnard correspon a una velocitat lateral relativa de 90 km/s. Els 10,3 segons d'arc que recorre en un any representen un quart de grau en la vida humana, aproximadament la meitat del diàmetre angular de la Lluna plena.<ref name=Kaler>{{ref-web|nom=James B.|cognom=Kaler|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|títol=Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)|data=novembre 2005|obra=Stars|editor=James B. Kaler|consulta=12 juliol 2018|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060905110505/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|arxiudata=5 setembre 2006|url-status=dead}}</ref>

La velocitat radial de l'estrella de Barnard és {{val|−110|u=km/s}}, mesurada des del [[desplaçament cap al blau]] a causa del seu moviment cap al Sol. Combinat amb el seu moviment i distància propis, això dona una [[Cinemàtica estel·lar#Velocitat espacial|"velocitat espacial"]] (velocitat real relativa al Sol) de {{val|142,6|0,2|u=km/s}}. L'estrella de Barnard farà la seva aproximació més propera al Sol al voltant de l'11.800 CE, quan s'aproximarà a uns 3,75 anys llum.<ref name=Bobylev>{{ref-publicació|cognom=Bobylev|nom=Vadim V.|data=13 març 2010|títol=Searching for stars closely encountering with the solar system|publicació=[[Astronomy Letters]]|volum=36|exemplar=3|pàgines=220–222|doi=10.1134/S1063773710030060|arxiv=1003.2160|bibcode=2010AstL...36..220B|s2cid=118374161}}</ref>

[[Fitxer:Near-stars-past-future-en.svg|lang=ca|esquerra|miniatura|upright=1.2|Distàncies a les [[Llista d'estels més propers|estrelles més properes]] des de fa 20.000 anys fins a 80.000 anys en el futur]]
[[Pròxima del Centaure]] és l'estrella més propera al Sol en una posició actualment a 4,24 anys llum d'aquest. Tanmateix, malgrat el pas encara més proper de l'estrella de Barnard al Sol l'any 11.800 dC, encara no serà l'estrella més propera, ja que en aquell moment Pròxima Centauri s'haurà traslladat a una proximitat encara més propera al Sol.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Matthews|nom1=R. A. J.|títol=The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood|publicació=[[Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society]]|any=1994|volum=35|pàgines=1–9|bibcode=1994QJRAS..35....1M|cognom2=Weissman|nom2=P. R.|cognom3=Preston|nom3=R. A.|cognom4=Jones|nom4=D. L.|cognom5=Lestrade|nom5=J.-F.|cognom6=Latham|nom6=D. W.|cognom7=Stefanik|nom7=R. P.|cognom8=Paredes|nom8=J. M.}}</ref> En el moment del pas més proper de l'estrella pel Sol, l'estrella de Barnard encara serà massa tènue per ser vista a ull nu, ja que la seva magnitud aparent només haurà augmentat en una magnitud fins a aproximadament 8,5 per llavors, encara que queda 2,5 magnituds menys que visibilitat a ull nu.

L'estrella de Barnard té una massa d'aproximadament 0,16 [[masses solars]] ({{Solar mass|link=y}}),<ref name=Pineda2021>{{ref-publicació|títol=The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars
 |cognom1=Pineda |nom1=J. Sebastian |cognom2=Youngblood |nom2=Allison
 |cognom3=France |nom3=Kevin
 |publicació=The Astrophysical Journal
 |volum=918 |exemplar=1 | id=40 |pàgines=23 |data=setembre 2021
 | doi=10.3847/1538-4357/ac0aea | arxiv=2106.07656
 | bibcode=2021ApJ...918...40P | s2cid=235435757}}</ref> i un radi aproximadament 0,2 vegades el del Sol.<ref name=Dawson>{{ref-publicació|cognom1=Dawson|nom1=P. C.|cognom2=De Robertis|nom2=M. M.|doi=10.1086/383289|títol=Barnard's Star and the M Dwarf Temperature Scale|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=127|exemplar=5|pàgines=2909–2914|data=maig 2004|bibcode=2004AJ....127.2909D|doi-access=free}}</ref><ref name=Ochsenbein>{{ref-publicació|cognom=Ochsenbein|nom=F.|data=març 1982|títol=A list of stars with large expected angular diameters|publicació=[[Astronomy and Astrophysics Supplement Series]]|volum=47|pàgines=523–531|bibcode=1982A&AS...47..523O}}</ref> Així, tot i que l'estrella de Barnard té aproximadament 150 vegades la massa de Júpiter ({{Jupiter mass|link=y}}), el seu radi és només aproximadament 2 vegades més gran, a causa de la seva densitat molt més gran. La seva [[temperatura efectiva]] és d'uns 3.220 [[kelvin]], i té una lluminositat de només 0,0034 [[lluminositat solar|lluminositats solars]].<ref name=Pineda2021/> L'estrella de Barnard és tan feble que si estigués a la mateixa distància de la Terra que el Sol, semblaria només 100 vegades més brillant que una lluna plena, comparable a la brillantor del Sol a 80 [[unitats astronòmiques]].<ref name=SolStation>{{ref-web|url=http://www.solstation.com/stars/barnards.htm|títol=Barnard's Star|editor=Sol Station|consulta=10 agost 2006|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060820111502/http://www.solstation.com/stars/barnards.htm|arxiudata=20 agost 2006|url-status=live}}</ref>

L'estrella de Barnard té entre el 10 i el 32% de la [[metal·licitat]] solar.<ref name=Gizis>{{ref-publicació|bibcode=1997AJ....113..806G|títol=M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=113|exemplar=2|pàgines=806–822|cognom=Gizis|nom=John E.|data=febrer 1997|doi=10.1086/118302|arxiv=astro-ph/9611222|s2cid=16863021}}</ref> La metal·licitat és la proporció de massa estel·lar formada per elements més pesants que l'[[heli]] i ajuda a classificar les estrelles en relació amb la població galàctica. L'estrella de Barnard sembla ser típica de les [[estel·les de la població II]] de nans antigues i vermelles, però aquestes també són generalment pobres en metalls [[halo estel·lar|estrelles de halo]]. Tot i que és subsolar, la metal·licitat de l'Estrella de Barnard és més alta que la d'una estrella halo i està en consonància amb l'extrem baix de la gamma [[Disc (galàxia)|estrella de disc]] rica en metalls; això, a més del seu alt moviment espacial, ha portat a la designació d'"estrella de població intermèdia II", entre un halo i una estrella de disc.<ref name=Gizis/><ref name=Kurster>{{ref-publicació|cognom1=Kürster|nom1=M.|data=23 maig 2003|títol=The low-level radial velocity variability in Barnard's Star|publicació=Astronomy and Astrophysics|bibcode=2003A&A...403.1077K|doi=10.1051/0004-6361:20030396|volum=403|exemplar=6|pàgines=1077–1088|cognom2=Endl|nom2=M.|cognom3=Rouesnel|nom3=F.|cognom4=Els|nom4=S.|cognom5=Kaufer|nom5=A.|cognom6=Brillant|nom6=S.|cognom7=Hatzes|nom7=A. P.|cognom8=Saar|nom8=S. H.|cognom9=Cochran|nom9=W. D.|arxiv=astro-ph/0303528|s2cid=16738100}}</ref> Encara que alguns articles científics publicats recentment han donat estimacions molt més elevades de la metal·licitat de l'estrella, molt propera al nivell del Sol, entre el 75 i el 125% de la metal·licitat solar.<ref name=RajpurohitAllard2018>{{ref-publicació|cognom1=Rajpurohit|nom1=A. S.|cognom2=Allard|nom2=F.|cognom3=Rajpurohit|nom3=S.|cognom4=Sharma|nom4=R.|cognom5=Teixeira|nom5=G. D. C.|cognom6=Mousis|nom6=O.|cognom7=Kamlesh|nom7=R.|display-authors=2|títol=Exploring the stellar properties of M dwarfs with high-resolution spectroscopy from the optical to the near-infrared|publicació=Astronomy & Astrophysics|volum=620|any=2019|pàgines=A180|issn=0004-6361|arxiv=1810.13252|bibcode=2018A&A...620A.180R|doi=10.1051/0004-6361/201833500|s2cid=204200655}}</ref><ref>{{ref-web|url=https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5e313a3d4cc3&-out.add=.&-source=J/A%2bA/620/A180/table2&recno=213|títol=VizieR record for Barnard's Star|website=[[VizieR]]|editor=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]}}</ref>

== Cerca de planetes ==
=== Afirmacions planetàries astromètriques ===
Durant una dècada, des del 1963 fins al 1973, un nombre substancial d'astrònoms va acceptar l'afirmació de [[Peter van de Kamp]] que havia detectat, utilitzant [[Mètodes de detecció d'exoplanetes#Astrometria|astrometria]], una pertorbació en el [[moviment adequat]] de l'estrella de Barnard consistent amb que té un o més planetes comparables en massa amb [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. Van de Kamp havia estat observant l'estrella des de 1938, intentant, amb col·legues de l'[[Observatori Sproul]] del [[Swarthmore College]], trobar variacions minúscules d'un [[micròmetre]] en la seva posició a la [[placa fotogràfica]] consistent amb [[perturbació (astronomia)|pertorbacions orbitals]] que indicarien un company planetari; això va implicar fins a deu persones que fessin la mitjana dels seus resultats en mirar les plaques, per evitar errors individuals sistèmics.<ref name=Blunder>{{ref-web|url=http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1635|títol=The Barnard's Star Blunder|data=juliol 2005|obra=Astrobiology Magazine|consulta=26 gener 2014 |url-status=usurped |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110804214004/http://www.astrobio.net/index.php?option=com_retrospection&task=detail&id=1635 |arxiudata=2011-08-04}}</ref> El suggeriment inicial de Van de Kamp va ser un planeta amb aproximadament {{massa de Júpiter|1,6}} a una distància de 4,4{{nbsp}}UA en una òrbita lleugerament excèntrica,<ref>{{ref-publicació|cognom=van de Kamp|nom=Peter|any=1963|títol=Astrometric study of Barnard's star from plates taken with the 24-inch Sproul refractor|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=68|exemplar=7|pàgina=515|bibcode=1963AJ.....68..515V|doi=10.1086/109001}}</ref> i aquestes mesures aparentment es van perfeccionar en un article de 1969.<ref>{{ref-publicació|cognom=van de Kamp|nom=Peter|any=1969|títol=Parallax, proper motion acceleration, and orbital motion of Barnard's Star|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=74|exemplar=2|pàgina=238|bibcode=1969AJ.....74..238V|doi=10.1086/110799|doi-access=free}}</ref> Més tard aquell any, Van de Kamp va suggerir que hi havia dos planetes d'1,1 i {{massa de Júpiter|0,8}}.<ref>{{ref-publicació|cognom=van de Kamp|nom=Peter|data=agost 1969|títol=Alternate dynamical analysis of Barnard's star|publicació=The Astronomical Journal|volum=74|exemplar=8|pàgines=757–759|bibcode=1969AJ.....74..757V|doi=10.1086/110852}}</ref>

[[Fitxer:RedDwarfPlanet.jpg|miniatura|Concepció artística d'un planeta en òrbita al voltant d'una nana vermella]]

Altres astrònoms van repetir posteriorment les mesures de Van de Kamp, i dos articles el 1973 van soscavar l'afirmació d'un o més planetes. [[George David Gatewood|George Gatewood]] i Heinrich Eichhorn, en un observatori diferent i utilitzant tècniques de mesura de plaques més noves, no van poder verificar el company planetari.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Gatewood|nom1=George|cognom2=Eichhorn|nom2=H.|name-list-style=amp|any=1973|títol=An unsuccessful search for a planetary companion of Barnard's star (BD +4 3561)|bibcode=1973AJ.....78..769G|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=78|exemplar=10|pàgina=769|doi=10.1086/111480|doi-access=free}}</ref> Un altre article publicat per John L. Hershey quatre mesos abans, també utilitzant l'observatori Swarthmore, va trobar que els canvis en el camp astromètric de diverses estrelles es correlacionaven amb el moment dels ajustos i modificacions que s'havien dut a terme a la lent objectiu del telescopi refractor;<ref>{{ref-publicació|nom=John L.|cognom=Hershey|data=juny 1973|títol=Astrometric analysis of the field of AC +65 6955 from plates taken with the Sproul 24-inch refractor|publicació=The Astronomical Journal|volum=78|exemplar=6|pàgines=421–425|bibcode=1973AJ.....78..421H|doi=10.1086/111436|doi-access=free}}</ref> el planeta reclamat es va atribuir a un artefacte de treball de manteniment i actualització. L'assumpte s'ha discutit com a part d'una revisió científica més àmplia.<ref name=Bell>{{ref-web|nom=George H.|cognom=Bell|url=http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm|data=abril 2001|títol=The Search for the Extrasolar Planets: A Brief History of the Search, the Findings and the Future Implications|at=Section 2|editor=Arizona State University|consulta=10 agost 2006|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060813111219/http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm|arxiudata=13 agost 2006|url-status=live}} (Descripció completa de la controvèrsia del planeta Van de Kamp.)</ref>

Van de Kamp mai va reconèixer cap error i va publicar una nova afirmació de l'existència de dos planetes tan tard com el 1982;<ref>{{ref-publicació|cognom=Van de Kamp|nom=Peter|any=1982|títol=The planetary system of Barnard's star|publicació=Vistas in Astronomy|volum=26|exemplar=2|pàgina=141|bibcode=1982VA.....26..141V|doi=10.1016/0083-6656(82)90004-6}}</ref> va morir el 1995. [[Wulff-Dieter Heintz|Wulff Heintz]], el successor de Van de Kamp a Swarthmore i un expert en [[estrella doble|estrelles dobles]], va qüestionar les seves troballes i va començar a publicar crítiques a partir de 1976. Es va informar que els dos homes s'havien separat per això.<ref name=Swathmore>{{ref-web|nom=Bill|cognom=Kent|url=http://media.swarthmore.edu/bulletin/wp-content/archived_issues_pdf/Bulletin_2001_03.pdf|títol=Barnard's Wobble|pàgines=28–31|data=març 2001|obra=Swarthmore College Bulletin|editor=Swarthmore College|consulta=2 juny 2010|url-status=dead|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110719124154/http://media.swarthmore.edu/bulletin/wp-content/archived_issues_pdf/Bulletin_2001_03.pdf|arxiudata=19 juliol 2011}}</ref>

=== L'Estel de Barnard b ===
{{Main|Estel de Barnard b}}
[[Fitxer:Artist’s impression of the surface of a super-Earth orbiting Barnard’s Star.jpg|miniatura|esquerra|Impressió artística de la superfície d'una [[súper-Terra]] orbitant l'estrella de Barnard<ref>{{ref-web|títol=Super-Earth Orbiting Barnard's Star – Red Dots campaign uncovers compelling evidence of exoplanet around closest single star to Sun|url=https://www.eso.org/public/news/eso1837/|website=eso.org|consulta=15 novembre 2018}}</ref>]]
El novembre de 2018, un equip internacional d'astrònoms va anunciar la detecció per [[espectroscòpia Doppler|velocitat radial]] d'una [[súper-Terra]] candidata en òrbita relativament a prop de l'estrella de Barnard. Dirigit per l'investigador català Ignasi Ribas, el seu treball, realitzat al llarg de dues dècades d'observació, va aportar importants proves de l'existència del planeta.<ref name=Ribas>{{ref-publicació|cognom1= Ribas |nom1= I.
 |cognom2= Tuomi |nom2= M.
 |cognom3= Reiners |nom3= Ansgar
 |cognom4= Butler |nom4= R. P.
 |cognom5= Morales |nom5= J. C.
 |cognom6= Perger |nom6= M.
 |cognom7= Dreizler |nom7= S.
 |cognom8= Rodríguez-López |nom8= C.
 |cognom9= González Hernández |nom9= J. I.
 | last10 = Rosich | first10 = A.
 | last11 = Feng | first11 = F.
 | last12 = Trifonov | first12 = T.
 | last13 = Vogt | first13 = S. S.
 | last14 = Caballero | first14 = J. A.
 | last15 = Hatzes | first15 = A.
 | last16 = Herrero | first16 = E.
 | last17 = Jeffers | first17 = S. V.
 | last18 = Lafarga | first18 = M.
 | last19 = Murgas | first19 = F.
 | last20 = Nelson | first20 = R. P.
 | last21 = Rodríguez | first21 = E.
 | last22 = Strachan | first22 = J. B. P.
 | last23 = Tal-Or | first23 = L.
 | last24 = Teske | first24 = J.
 | last25 = Toledo-Padrón | first25 = B.
 | last26 = Zechmeister | first26 = M.
 | last27 = Quirrenbach | first27 = A.
 | last28 = Amado | first28 = P. J.
 | last29 = Azzaro | first29 = M.
 | last30 = Béjar | first30 = V. J. S.
 | last31 = Barnes | first31 = J. R.
 | last32 = Berdiñas | first32 = Z. M.
 | last33 = Burt | first33 = J.
 | last34 = Coleman | first34 = G.
 | last35 = Cortés-Contreras | first35 = M.
 | last36 = Crane | first36 = J.
 | last37 = Engle | first37 = S. G.
 | last38 = Guinan | first38 = E. F.
 | last39 = Haswell | first39 = C. A.
 | last40 = Henning | first40 = Th.
 | last41 = Holden | first41 = B.
 | last42 = Jenkins | first42 = J.
 | last43 = Jones | first43 = H. R. A.
 | last44 = Kaminski | first44 = A.
 | last45 = Kiraga | first45 = M.
 | last46 = Kürster | first46 = Martin
 | last47 = Lee | first47 = M. H.
 | last48 = López-González | first48 = M. J.
 | last49 = Montes | first49 = D.
 | last50 = Morin | first50 = J.
 | last51 = Ofir | first51 = A.
 | last52 = Pallé | first52 = E.
 | last53 = Rebolo | first53 = Rafael
 | last54 = Reffert | first54 = S.
 | last55 = Schweitzer | first55 = A.
 | last56 = Seifert | first56 = W.
 | last57 = Shectman | first57 = S. A.
 | last58 = Staab | first58 = D.
 | last59 = Street | first59 = R. A.
 | last60 = Suárez Mascareño | first60 = A.
 | last61 = Tsapras | first61 = Y.
 | last62 = Wang | first62 = S. X.
 | last63 = Anglada-Escudé | first63 = G.
 | display-authors = 4
 |data= 2018-11-14
 |títol= A candidate super-Earth planet orbiting near the snow line of Barnard's star
 | url = https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1837/eso1837a.pdf
 | url-status = live
 |publicació= [[Nature]]
 |editorial= [[Holtzbrinck Publishing Group]]
 |volum= 563
 |exemplar= 7731
 |pàgines= 365–368
 | arxiv = 1811.05955
 | bibcode = 2018Natur.563..365R
 | doi = 10.1038/s41586-018-0677-y
 | issn = 0028-0836
 | oclc = 716177853
 |arxiuurl= https://web.archive.org/web/20190326185022/https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1837/eso1837a.pdf
 |arxiudata= 2019-03-26
 | pmid = 30429552
 | hdl = 2299/21132
 | s2cid = 256769911
 }}</ref><ref>{{ref-web|url=https://www.eso.org/public/news/eso1837/|títol=Super-Earth Orbiting Barnard's Star|editor=[[European Southern Observatory]]|data=14 novembre 2018|consulta=14 novembre 2018}}</ref> Tanmateix, l'existència del planeta es va refutar el 2021, perquè es va trobar que el senyal de velocitat radial s'originava a partir d'un cicle d'activitat estel·lar,<ref name=Lubin2021>{{ref-publicació|cognom1=Lubin |nom1=Jack |cognom2=Robertson |nom2=Paul |cognom3=Stefansson |nom3=Gudmundur |cognom4=Ninan |nom4=Joe |cognom5=Mahadevan |nom5=Suvrath |cognom6=Endl |nom6=Michael |cognom7=Ford |nom7=Eric |cognom8=Wright |nom8=Jason T. |cognom9=Beard |nom9=Corey | last10=Bender | first10=Chad | last11=Cochran | first11=William D. | last12=Diddams | first12=Scott A. | last13=Fredrick | first13=Connor | last14=Halverson | first14=Samuel | last15=Kanodia | first15=Shubham | last16=Metcalf | first16=Andrew J. | last17=Ramsey | first17=Lawrence | last18=Roy | first18=Arpita | last19=Schwab | first19=Christian | last20=Terrien | first20=Ryan |display-authors=3 |títol=Stellar Activity Manifesting at a One-year Alias Explains Barnard b as a False Positive |publicació=The Astronomical Journal |editorial=American Astronomical Society |volum=162 |exemplar=2 |data=15 juliol 2021 | doi=10.3847/1538-3881/ac0057|issn=0004-6256 |pàgines=61 | arxiv=2105.07005| bibcode=2021AJ....162...61L | s2cid=234741985}}</ref> i un estudi el 2022 va confirmar aquest resultat.<ref name="Artigau2022">{{ref-publicació|cognom1=Artigau|nom1=Étienne|cognom2=Cadieux|nom2=Charles|cognom3=Cook|nom3=Neil J.|cognom4=Doyon|nom4=René|cognom5=Vandal|nom5=Thomas|cognom6=Donati|nom6=Jean-Françcois|cognom7=Moutou|nom7=Claire|cognom8=Delfosse|nom8=Xavier|cognom9=Fouqué|nom9=Pascal|last10=Martioli|first10=Eder|last11=Bouchy|first11=François|last12=Parsons|first12=Jasmine|last13=Carmona|first13=Andres|last14=Dumusque|first14=Xavier|last15=Astudillo-Defru|first15=Nicola|last16=Bonfils|first16=Xavier|last17=Mignon|first17=Lucille|display-authors=5|títol=Line-by-line velocity measurements, an outlier-resistant method for precision velocimetry|publicació=The Astronomical Journal|volum=164:84|exemplar=3|pàgines=18pp|arxiv=2207.13524|bibcode=2022AJ....164...84A|doi=10.3847/1538-3881/ac7ce6|doi-access=free|data=23 juny 2022|publication-date=August 8, 2022}}</ref>

Anomenat l'[[Estel de Barnard b]], es pensava que el planeta es trobava a prop de la [[línia de congelament]] del sistema estel·lar, que és un lloc ideal per a l'acreció gelada de material protoplanetari. Es pensava que orbitava a 0,4{{nbsp}}UA cada 233 dies i tenia una [[massa mínima]] proposada de {{massa terrestre|3,2|link=y}}. El planeta hauria estat molt probablement fred, amb una temperatura superficial estimada d'uns {{Convert|-170|C}}, i es trobava fora de la suposada [[zona habitable]] de l'estel de Barnard. La imatge directa del planeta i la seva [[signatura espectral|signatura lluminosa]] hauria estat possible durant la dècada posterior al seu descobriment. Més pertorbacions febles i no explicades en el sistema van suggerir que podria haver-hi un segon company planetari encara més lluny.<ref name=sciam>{{ref-web|url=https://www.scientificamerican.com/article/a-frozen-super-earth-may-orbit-barnards-star/|títol=A Frozen Super-Earth May Orbit Barnard's Star|cognom=Billings|nom=Lee|obra=Scientific American|data=14 novembre 2018|consulta=19 novembre 2018}}</ref>

=== Refinant els límits planetaris ===
Durant les més de quatre dècades entre l'afirmació rebutjada de van de Kamp i l'anunci final d'un candidat a un planeta, l'estrella de Barnard es va estudiar amb cura i els límits de massa i orbitals dels possibles planetes se'n van anar estrenant lentament. Les [[nanes M]] com l'estrella de Barnard s'estudien més fàcilment que les estrelles més grans en aquest sentit perquè les seves masses més baixes fan que les pertorbacions siguin més evidents.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Endl|nom1=Michael|cognom2=Cochran|nom2=William D.|cognom3=Tull|nom3=Robert G.|cognom4=MacQueen|nom4=Phillip J.|any=2003|títol=A Dedicated M Dwarf Planet Search Using the Hobby-Eberly Telescope|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=126|exemplar=12|pàgines=3099–3107|bibcode=2003AJ....126.3099E|arxiv=astro-ph/0308477|doi=10.1086/379137|s2cid=17353771}}</ref>

Els resultats nuls per als companys planetaris van continuar durant les dècades de 1980 i 1990, inclòs el treball [[interferometria|interferomètric]] amb el [[telescopi espacial Hubble|telescopi espacial ''Hubble'']] el 1999.<ref name=Hubble99>{{ref-publicació|cognom1=Benedict|nom1=G. Fritz|títol=Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for Substellar Companions|any=1999|publicació=[[The Astronomical Journal]]|volum=118|exemplar=2|pàgines=1086–1100|arxiv=astro-ph/9905318|doi=10.1086/300975 |bibcode=1999AJ....118.1086B|cognom2=McArthur|nom2=Barbara|cognom3=Chappell|nom3=D. W.|cognom4=Nelan|nom4=E.|cognom5=Jefferys|nom5=W. H.|cognom6=Van Altena|nom6=W.|cognom7=Lee|nom7=J.|cognom8=Cornell|nom8=D.|cognom9=Shelus|nom9=P. J.|last10=Hemenway|first10=P. D.|last11=Franz|first11=Otto G.|last12=Wasserman|first12=L. H.|last13=Duncombe|first13=R. L.|last14=Story|first14=D.|last15=Whipple|first15=A. L.|last16=Fredrick|first16=L. W.|s2cid=18099356}}</ref> Gatewood va poder demostrar l'any 1995 que els planetes amb {{massa de Júpiter|10}} eren impossibles al voltant de l'estrella de Barnard,<ref name=Bell/> en un article que va ajudar a refinar la certesa negativa sobre els objectes planetaris en general.<ref name=Gatewood95>{{ref-publicació|cognom=Gatewood|nom=George D.|títol=A study of the astrometric motion of Barnard's star|publicació=Astrophysics and Space Science|volum=223|exemplar=1|any=1995|pàgines=91–98|doi=10.1007/BF00989158|bibcode=1995Ap&SS.223...91G|s2cid=120060893}}</ref> El 1999, el treball del Hubble va excloure encara més els companys planetaris de {{massa de Júpiter|0,8}} amb un període orbital de menys de 1.000 dies (el període orbital de Júpiter és de 4.332 dies),<ref name=Hubble99/> mentre que Kuerster va determinar el 2003 que dins de la [[zona habitable circumstel·lar|zona habitable]] al voltant de l'estrella de Barnard, els planetes no són possibles amb un valor "''M'' sin ''i''"<ref group=nota>"''M'' sin ''i''" significa la massa del planeta multiplicada pel sinus de l'angle d'inclinació de la seva òrbita i, per tant, proporciona la massa mínima per al planeta.</ref> superior a 7,5 vegades la massa de la Terra ({{Earth mass|link=y}}), o amb una massa superior a 3,1 vegades la massa de Neptú (molt inferior al valor més petit suggerit per van de Kamp).<ref name=Kurster/>

El 2013, es va publicar un document de recerca que perfeccionava encara més els límits de la massa del planeta per a l'estrella. Utilitzant mesures de velocitat radial, preses durant un període de 25 anys, dels Observatoris [[Observatori Lick|Lick]] i [[Observatori W. M. Keck|Keck]] i aplicant l'[[anàlisi de Monte Carlo]] per a òrbites circulars i excèntriques, es van determinar masses superiors per als planetes fins a òrbites de 1.000 dies. Es van excloure els planetes per sobre de dues masses terrestres en òrbites de menys de 10 dies, i també es van descartar amb confiança els planetes de més de deu masses terrestres en una òrbita de dos anys. També es va descobrir que la zona habitable de l'estrella semblava estar desproveïda de planetes aproximadament de la massa terrestre o més grans, llevat de les òrbites de cara.<ref name="no-earth-dreams">{{ref-web|url=https://www.centauri-dreams.org/2012/08/16/barnards-star-no-earth-mass-planets-found/|títol=Barnard's Star: No Sign of Planets|website=Centauri Dreams|cognom=Gilster|nom=Paul|data=16 agost 2012|consulta=11 abril 2018}}</ref><ref name=Choi2013>{{ref-publicació|arxiv=1208.2273|cognom1=Choi|nom1=Jieun|títol=Precise Doppler Monitoring of Barnard's Star|publicació=The Astrophysical Journal|volum=764|exemplar=2|pàgines=131|cognom2=McCarthy|nom2=Chris|cognom3=Marcy|nom3=Geoffrey W|cognom4=Howard|nom4=Andrew W|cognom5=Fischer|nom5=Debra A|cognom6=Johnson|nom6=John A|cognom7=Isaacson|nom7=Howard|cognom8=Wright|nom8=Jason T|any=2012|doi=10.1088/0004-637X/764/2/131|bibcode=2013ApJ...764..131C|s2cid=29053334}}</ref>

Tot i que aquesta investigació va restringir molt les possibles propietats dels planetes al voltant de l'estrella de Barnard, no les va descartar completament, ja que els [[planetes terrestres]] sempre serien difícils de detectar. Es va informar que la [[Space Interferometry Mission]] de la [[NASA]], que havia de començar a buscar planetes extrasolars semblants a la Terra, va triar l'estrella de Barnard com a objectiu de cerca primerenc.<ref name=SolStation/> No obstant això, la missió es va cancel·lar el 2010.<ref name=SIM>{{ref-web|nom=James|cognom=Marr|url=http://planetquest.jpl.nasa.gov/SIM/projectNews/projectManagerUpdates/|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110302135037/http://planetquest.jpl.nasa.gov/SIM/projectNews/projectManagerUpdates/|url-status=dead|arxiudata=2 març 2011|títol=Updates from the Project Manager|data=8 novembre 2010|editor=NASA|consulta=26 gener 2014}}</ref> La missió d'interferometria similar a [[Darwin (ESA)|Darwin]] de l'[[Agència Espacial Europea|ESA]] tenia el mateix objectiu, però va ser privada de finançament el 2007.<ref>{{ref-web|url=http://www.esa.int/esaSC/SEMZ0E1A6BD_index_0.html|títol=Darwin factsheet: Finding Earth-like planets|editor=[[European Space Agency]]|data=23 octubre 2009|consulta=12 setembre 2011|url-status=dead|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20080513085904/http://www.esa.int/esaSC/SEMZ0E1A6BD_index_0.html|arxiudata=13 maig 2008}}</ref>

L'anàlisi de les velocitats radials que finalment va portar al descobriment de la súper-Terra candidata que orbitava l'estrella de Barnard també es va utilitzar per establir límits de massa superiors més precisos per als possibles planetes, fins i dins de la zona habitable: un màxim de {{massa terrestre|0,7|link=y}} fins a la vora interior i {{massa terrestre|1,2}} a la vora exterior de la zona habitable optimista, corresponents a períodes orbitals de fins a 10 i 40 dies respectivament. Per tant, sembla que l'estrella de Barnard no acull planetes de massa terrestre o més grans, en òrbites càlides i temperades, a diferència d'altres estrelles nanes M que solen tenir aquests tipus de planetes en òrbites properes.<ref name=Ribas/><!--Va ser molt més fàcil per al telescopi Kepler detectar planetes més grans a prop que els planetes més llunyans, o planetes més petits, de manera que, en realitat, les nanes M no solen allotjar planetes més grans a prop. Pot ser que tot es degui a un biaix observacional inherent a la forma en què Kepler detecta els planetes, i només a una il·lusió.--->

== Erupcions estel·lars ==
=== 1998 ===
L'any 1998 es va detectar una [[erupció estel·lar]] a l'estrella de Barnard basada en els canvis en les [[emissions espectrals]] el 17 de juliol durant una recerca no relacionada de variacions en el moviment adequat. Van passar quatre anys abans que la bengala fos analitzada completament, moment en què es va suggerir que la temperatura de la bengala era de 8.000{{nbsp}}K, més del doble de la temperatura normal de l'estrella.<ref name=Paulson>{{ref-publicació|nom1=Diane B.|cognom1=Paulson|any=2006|títol=Optical Spectroscopy of a Flare on Barnard's Star|publicació=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|volum=118|exemplar=1|pàgina=227|doi=10.1086/499497|cognom2=Allred|nom2=Joel C.|cognom3=Anderson|nom3=Ryan B.|cognom4=Hawley|nom4=Suzanne L.|cognom5=Cochran|nom5=William D.|cognom6=Yelda|nom6=Sylvana|bibcode=2006PASP..118..227P|arxiv=astro-ph/0511281|s2cid=17926580}}</ref> Donada la naturalesa essencialment aleatòria de les erupcions, Diane Paulson, una de les autores d'aquest estudi, va assenyalar que "l'estrella seria fantàstica per als aficionats que l'observessin".<ref name=Flare/>

[[Fitxer:RedDwarfNASA-hue-shifted.jpg|miniatura|Concepció artística d'una [[nana vermella]]]]
La erupció va ser sorprenent perquè no s'espera una intensa activitat estel·lar en estrelles d'aquesta edat. Les bengales no s'entenen completament, però es creu que són causades per un fort [[camps magnètics]], que suprimeix la [[convecció]] de [[plasma (física)|plasma]] i provoquen esclats sobtats: es produeixen camps magnètics forts en estrelles que giren ràpidament, mentre que les estrelles velles tendeixen a girar lentament. Per tant, es presumeix que l'estrella de Barnard pateix un esdeveniment d'aquesta magnitud és una raresa.<ref name=Paulson/> Les investigacions sobre la periodicitat de l'estrella, o els canvis en l'activitat estel·lar en una escala de temps determinada, també suggereixen que hauria d'estar quiescent; La investigació de 1998 va mostrar febles proves de la variació periòdica de la brillantor de l'estrella, assenyalant només una possible taca estel·lar durant 130 dies.<ref name=Benedict1998>{{ref-publicació|cognom1=Benedict|nom1=G. Fritz|any=1998|títol=Photometry of Proxima Centauri and Barnard's star using Hubble Space Telescope fine guidance senso 3|publicació=The Astronomical Journal|bibcode=1998AJ....116..429B|volum=116|exemplar=1|pàgina=429|doi=10.1086/300420|cognom2=McArthur|nom2=Barbara|cognom3=Nelan|nom3=E.|cognom4=Story|nom4=D.|cognom5=Whipple|nom5=A. L.|cognom6=Shelus|nom6=P. J.|cognom7=Jefferys|nom7=W. H.|cognom8=Hemenway|nom8=P. D.|cognom9=Franz|nom9=Otto G.|last10=Wasserman|first10=L. H.|last11=Duncombe|first11=R. L.|last12=Van Altena|first12=W.|last13=Fredrick|first13=L. W.|arxiv=astro-ph/9806276|s2cid=15880053}}</ref>

L'activitat estel·lar d'aquest tipus ha creat interès per utilitzar l'estrella de Barnard com a intermediari per entendre estrelles similars. S'espera que els estudis fotomètrics de les seves emissions de [[raigs X]] i [[UV]] aclareixin la gran població de nanes M antigues a la galàxia. Aquesta investigació té implicacions [[astrobiològiques]]: donat que les zones habitables de les nanes M estan a prop de l'estrella, qualsevol planeta que hi estigui situat es veuria fortament afectat per les erupcions solars, els [[vents estel·lars]] i els esdeveniments d'ejecció de plasma.<ref name=Riedel2005/>

=== 2019 ===
L'any 2019, es van detectar dues [[erupcions estel·lars]] ultraviolada addicionals, cadascuna amb una energia ultraviolada llunyana de 3 × 10<sup>22</sup> joules, juntament amb una [[erupció estel·lar]] de raigs X amb energia 1,6×10<sup>22</sup> joules. La velocitat de l'erupció observada fins ara és suficient per provocar la pèrdua de 87 atmosferes terrestres per mil milions d'anys a través de processos tèrmics i ≈3 atmosferes terrestres per mil milions d'anys mitjançant processos de pèrdua d'ions a l'[[Estrella de Barnard b]].<ref>{{ref-publicació|cognom1=France|nom1=Kevin|cognom2=Duvvuri|nom2=Girish|cognom3=Egan|nom3=Hilary|cognom4=Koskinen|nom4=Tommi|cognom5=Wilson|nom5=David J.|cognom6=Youngblood|nom6=Allison|cognom7=Froning|nom7=Cynthia S.|cognom8=Brown|nom8=Alexander|cognom9=Alvarado-Gomez|nom9=Julian D.|last10=Berta-Thompson|first10=Zachory K.|last11=Drake|first11=Jeremy J.|last12=Garraffo|first12=Cecilia|last13=Kaltenegger|first13=Lisa|last14=Kowalski|first14=Adam F.|last15=Linsky|first15=Jeffrey L.|last16=Loyd|first16=R. O. Parke|last17=Mauas|first17=Pablo J. D.|last18=Miguel|first18=Yamila|last19=Pineda|first19=J. Sebastian|last20=Rugheimer|first20=Sarah|last21=Schneider|first21=P. Christian|last22=Tian|first22=Feng|last23=Vieytes|first23=Mariela|arxiv=2009.01259|títol=The High-Energy Radiation Environment Around a 10 Gyr M Dwarf: Habitable at Last?|publicació=The Astronomical Journal|data=2 Sep 2020|volum=160|exemplar=5|pàgina=237|doi=10.3847/1538-3881/abb465|bibcode=2020AJ....160..237F|s2cid=225282584}}</ref>

== Entorn ==
[[Fitxer:PIA18003-NASA-WISE-StarsNearSun-20140425-2.png|miniatura|upright=1.2|Estrelles més properes al [[Sol]], incloent-hi l'Estel de Barnard (25 d'abril de 2014)<ref name="NASA-20140425a">{{ref-web|cognom1=Clavin|nom1=Whitney|cognom2=Harrington|nom2=J. D.|títol=NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun|url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425/|data=25 abril 2014|obra=[[NASA]]|url-status=live|arxiudata=26 abril 2014|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20140426004939/http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425|consulta=25 abril 2014}}</ref>]]

L'Estel de Barnard comparteix gairebé el mateix barri que el Sol. Els veïns de l'Estel de Barnard són generalment de mida de nana vermella, el tipus d'estrella més petit i comú. El seu veí més proper és actualment la nana vermella [[Ross 154]], a una distància d'1,66 [[parsec]]s (5,41 anys llum). El Sol i [[Alfa del Centaure]] són, respectivament, els següents sistemes més propers.<ref name=SolStation/> Des de l'Estel de Barnard, el Sol apareixeria al costat diametralment oposat del cel en coordenades RA={{RA|5|57|48.5}}, Dec={{DEC|−04|41|36}}, a la part més occidental de la constel·lació de l'[[Constel·lació de l'Unicorn|Unicorn]]. La magnitud absoluta del Sol és de 4,83, i a una distància de 1,834 parsecs, seria una estrella de primera magnitud, ja que [[Pòl·lux (estrella)|Pòl·lux]] és de la Terra.<ref group="nota">La magnitud aparent del Sol a partir de l'Estel de Barnard, suposant una [[Extinció (astronomia)|extinció]] insignificant: <math>\begin{smallmatrix} m = 4.83 + 5\cdot((\log_{10} 1.834) - 1) = 1.15 \end{smallmatrix}</math>.</ref>

== Exploració proposada ==
[[Fitxer:Angular map of fusors around Sol within 9ly (large).png|miniatura|upright=1.5|La posició de l'estrella de Barnard en un mapa [[Plan Position Indicator|radar]] entre tots els objectes estel·lars o [[sistema estel·lar|sistemes estel·lars]] a 9 anys llum (ly) del centre del mapa, el Sol (Sol). Les formes de diamant són les seves posicions introduïdes segons l'[[ascensió recta]] en [[angle horari|angle de les hores]] (indicat a la vora del disc de referència del mapa), i segons la seva [[declinació (astronomia)|declinació]]. La segona marca mostra la distància de cadascun del Sol, amb els cercles [[Objectes concèntrics|concèntrics]] que indiquen la distància en passos d'una línia.]]

=== Projecte Daedalus ===
{{main|Projecte Daedalus}}
L'estrella de Barnard es va estudiar com a part del [[Projecte Daedalus]]. Realitzat entre 1973 i 1978, l'estudi va suggerir que els viatges ràpids i sense tripulació a un altre sistema estel·lar era possible amb la tecnologia existent o futura.<ref name=Daedalus76>{{ref-publicació|cognom1=Bond|nom1=A.|cognom2=Martin|nom2=A. R.|name-list-style=amp|any=1976|títol=Project Daedalus – The mission profile|publicació=[[Journal of the British Interplanetary Society]]|url=http://md1.csa.com/partners/viewrecord.php?requester=gs&collection=TRD&recid=A7618970AH&q=project+daedalus&uid=788304424&setcookie=yes|volum=9|exemplar=2|pàgina=101|consulta=15 agost 2006|bibcode=1976JBIS...29..101B|url-status=dead|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20071020144727/http://md1.csa.com/partners/viewrecord.php?requester=gs&collection=TRD&recid=A7618970AH&q=project+daedalus&uid=788304424&setcookie=yes|arxiudata=20 octubre 2007}}</ref> L'estrella de Barnard va ser escollida com a objectiu en part perquè es creia que tenia planetes.<ref name=DarlingDaedalus>{{ref-enciclopèdia|nom=David|cognom=Darling|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Daedalus.html|títol=Daedalus, Project|data=juliol 2005|enciclopèdia=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight|consulta=10 agost 2006|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060831043940/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/Daedalus.html|arxiudata=31 agost 2006|url-status=live}}</ref>

El model teòric va suggerir que un coet de pols nuclear que empra la [[fusió nuclear]] (concretament, el bombardeig electrònic de [[deuteri]] i [[heli-3]]) i accelerava durant quatre anys podria assolir una velocitat del 12% de la [[velocitat de la llum]]. Llavors es podria arribar a l'estrella en 50 anys, dins d'una vida humana.<ref name=DarlingDaedalus/> Juntament amb la investigació detallada de l'estrella i qualsevol acompanyant, s'examinaria el [[mitjà interestel·lar]] i es realitzaran lectures astromètriques de referència.<ref name=Daedalus76/>

El model inicial del Projecte Daedalus va provocar més investigacions teòriques. El 1980, [[Robert Freitas]] va suggerir un pla més ambiciós: una [[nau espacial autorreplicable]] destinada a buscar i entrar en contacte amb la [[vida extraterrestre]].<ref name=Repro>{{ref-publicació|nom=Robert A. Jr. |cognom=Freitas|títol=A Self-Reproducing Interstellar Probe|publicació=[[Journal of the British Interplanetary Society]]|volum=33|data=juliol 1980|pàgines=251–264|url=http://www.rfreitas.com/Astro/ReproJBISJuly1980.htm|consulta=1 octubre 2008|bibcode=1980JBIS...33..251F}}</ref> Construït i llançat a l'òrbita de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], arribaria a l'Estrella de Barnard en 47 anys sota paràmetres similars als del Projecte Daedalus original. Un cop a l'estrella, començaria l'autoreplicació automatitzada, construint una fàbrica, inicialment per fabricar sondes exploratòries i, finalment, per crear una còpia de la nau espacial original després de 1.000 anys.<ref name=Repro/>

== Notes ==
<references group="nota"/>

== Referències ==
{{Referències}}

== Enllaços externs ==
{{Commonscat}}
* E. E. Barnard, "A small star with large proper motion", [http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0029//0000181.000.html ''Astronomical Journal'' '''29''' (1916) 181–183]. L'article original de Barnard amb el descobriment del moviment propi de l'estrella que ara duu el seu nom (en anglès).
* [http://www.hwy.com.au/~sjquirk/images/barnard.html El moviment de l'estel de Barnard] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050619105347/http://hwy.com.au/~sjquirk/images/barnard.html |date=2005-06-19}} en una animació amb imatges entre 1985 i 2000 (en anglès).

{{Autoritat}}

{{ORDENA:Estel De Barnard}}
[[Categoria:Nanes roges]]
[[Categoria:Estrelles tipus M]]
[[Categoria:Estrelles fulgurants]]
[[Categoria:Variables BY Draconis]]
[[Categoria:Serpentari]]
{{Constel·lació del Serpentari}}