ബർണാർഡിന്റെ നക്ഷത്രംഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏതാണ്ട് ആറ് പ്രകാശവർഷം അകലെയായി സർപ്പധരൻ രാശിയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഒരു ചുവപ്പുകുള്ളൻ നക്ഷത്രമാണ്‌ ബർണാർഡിന്റെ നക്ഷത്രം (Barnard's star). 1916-ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എഡ്വേർഡ് എമേഴ്സൺ ബർണാർഡ് ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവലനീക്കം പ്രതിവർഷം 10.3 ആർക്ക്സെക്കന്റാണെന്ന് കണ്ടെത്തി. ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ വച്ച് സൂര്യന്‌ ആപേക്ഷികമായുള്ള ഏറ്റവുമുയർന്ന കേവലനീക്കമാണിത്.[10] സർപ്പധരൻ രാശിയിൽ ഭൂമിക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തായുള്ള നക്ഷത്രമായ ബർണാർഡിന്റെ നക്ഷത്രം ആൽഫ സെന്റോറി വ്യൂഹം കഴിഞ്ഞാൽ സൗരയൂഥത്തിന്‌ ഏറ്റവും സമീപമായുള്ള നക്ഷത്രമാണ്‌. ഇത്ര അടുത്താണെങ്കിലും ദൃശ്യകാന്തിമാനം 9 ആയുള്ള ഈ നക്ഷത്രത്തെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് നിരീക്ഷിക്കാനാകില്ല. ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളിൽ വീക്ഷിച്ചാൽ നക്ഷത്രം ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലുള്ളതിനെക്കാൾ പ്രഭയേറിയതായി അനുഭവപ്പെടും ഭൂമിക്ക് അടുത്തായതിനാലും ഖഗോള മധ്യരേഖയ്ക്ക് അടുത്തായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതിനാലും M കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ വച്ച് ഏറ്റവുമധികം പഠിക്കപ്പെട്ട നക്ഷത്രം ഇതാകാം.[5] നക്ഷത്രത്തിന്റെ സവിശേഷതകളെക്കുറിച്ചും സൗരയൂഥേതരഗ്രഹങ്ങളുണ്ടായിരിക്കാനുള്ള സാധ്യതയെക്കുറിച്ചുമാണ്‌ കൂടുതൽ പഠനങ്ങളും നടന്നിട്ടുള്ളത്. പ്രായമേറെയാണെങ്കിലും നക്ഷത്രത്തിൽ ഇപ്പോഴും ജ്വാലകളുണ്ടാകുന്നുവെന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു. നക്ഷത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ചില വിവാദങ്ങളും ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്. 1960-കളിൽ പീറ്റർ വാൻ ഡി കാമ്പ് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്‌ ചുറ്റും ഒരു വാതകഭീമൻ ഗ്രഹമോ ഗ്രഹങ്ങളോ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് അവകാശപ്പെട്ടിരുന്നു. എന്നാൽ ചെറുഗ്രഹങ്ങളുണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യത തള്ളിക്കളഞ്ഞിട്ടില്ലെങ്കിലും 1970-കളിൽ തന്നെ ഇത്തരമൊരു വാതകഭീമൻ ഉണ്ടായിരിക്കില്ലെന്ന് തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. മറ്റ് നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിലേക്ക് ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങളയക്കാനുള്ള ഡെയ്ഡാലസ് പദ്ധതിയുടെ ലക്ഷ്യവും ഈ നക്ഷത്രമാണ്‌. അവലോകനംM4 വിഭാഗത്തിൽ പെട്ട ഒരു ചുവപ്പുകുള്ളനാണ്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രം. ദൃശ്യകാന്തിമാനം 9.54 ആയ[1] ഇതിനെ ദൂരദർശിനിയുടെ സഹായമില്ലാതെ വീക്ഷിക്കാനാകില്ല (6.0 വരെ ദൃശ്യകാന്തിമാനമുള്ള വസ്തുക്കളെയേ നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കാനാകൂ). സൂര്യനെക്കാൾ വളരെയധികം പ്രായക്കൂടുതലുണ്ട് ഈ നക്ഷത്രത്തിന്‌. 700 മുതൽ 1200 വരെ കോടി വർഷം പ്രായമുണ്ടായേക്കാവുന്ന ഈ നക്ഷത്രം ആകാശഗംഗയിലെതന്നെ ഏറ്റവും പ്രായം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നാണ്.[9] ഭ്രമണോർജ്ജത്തിന്റെ ഏറിയ പങ്കും ഇക്കാലത്തിനിടെ നഷ്ടപ്പെട്ട നക്ഷത്രം 130 ദിവസം കൊണ്ടാണ്‌ ഒരു ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നതെന്നാണ്‌ പ്രഭയിലെ ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത്.[8] ഇത്ര പ്രായമുള്ളതിനാൽ നക്ഷത്രം സക്രിയമല്ലെന്നാണ്‌ കരുതപ്പെട്ടിരുന്നത്. എന്നാൽ 1998-ൽ നക്ഷത്രത്തിൽ തീവ്രമായ ഒരു ജ്വാല ദർശിച്ചു. ബർണാർഡ് നക്ഷത്രം ഒരു ജ്വാലാനക്ഷത്രമാണെന്നാണ്‌ ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.[11] ചരനക്ഷത്രങ്ങളുടെ നാമകരണരീതിയനുസരിച്ച് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ നാമം V2500 Ophiuchi. 2003-ൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചലനം മൂലം ആരീയപ്രവേഗത്തിൽ മാറ്റം വരുന്നതായി നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിച്ചു. ഈ നിരീക്ഷണം സാധ്യമായ ആദ്യ നക്ഷത്രമാണ്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രം. സക്രിയത മൂലവും ആരീയപ്രവേഗത്തിൽ വ്യതിയാനമുണ്ടാകുന്നുവെന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.[12]  പ്രതിവർഷം 10.3 ആർക്സെക്കന്റാണ്‌ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവലനീക്കം. സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിന്‌ ലംബമായ ദിശയിൽ 90 km/sec വേഗത്തിന്‌ തുല്യമാണിത്. ഒരു മനുഷ്യന്റെ ജീവിതകാലത്തിനിടക്ക് നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനത്തിൽ കാൽ ഡിഗ്രിയോളം വ്യത്യാസം വരും - സൂര്യചന്ദ്രന്മാരുടെ കോണീയവ്യാസത്തിന്റെ പകുതിയാണിത്.[13] ഡോപ്ലർ നീക്കത്തിൽ നിന്നും സൂര്യനിലേക്കുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരീയപ്രവേഗവും കണക്കാക്കാവുന്നതാണ്‌. നക്ഷത്രകാറ്റലോഗുകളിൽ ഇതിന്‌ രണ്ട് വിലകളാണ്‌ കാണുന്നത് : SIMBAD കാറ്റലോഗിൽ 106.8 km/s, ARICNS ഉൾപ്പെടെയുള്ള മറ്റുള്ളവയിൽ 110.8 km/s. ഈ വിലയും കേവലനീക്കവും ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആപേക്ഷികപ്രവേഗം 139.7 അഥവാ 142.7 km/s ആണെന്ന് കണക്കാക്കാം. കേവലനീക്കം കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് സൂര്യനുമായുള്ള ആപേക്ഷികപ്രവേഗവും കൂടുതലായിരിക്കുമെങ്കിലും ആപേക്ഷികപ്രവേഗം സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അതിനാൽ, ഏറ്റവുമധികം കേവലനീക്കമുള്ളത് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിനാണെങ്കിലും ക്ഷീരപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സൂര്യന്‌ ആപേക്ഷികമായ പ്രവേഗം ഏറ്റവുമധികമുള്ളത് വുൾഫ് 424 എന്ന നക്ഷത്രത്തിനാണ്‌ (555 km/s). ക്രിസ്തുവർഷം 11,700ൽ നക്ഷത്രം സൂര്യന്‌ ഏറ്റവും അടുത്തെത്തും. അപ്പോൾ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് സുര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം 3.8 പ്രകാശവർഷം മാത്രമായിരിക്കും.[14] എങ്കിലും അപ്പോഴേക്ക് പ്രോക്സിമ സെന്റോറി സൂര്യന്‌ ഇപ്പോഴുള്ളതിനെക്കാൾ അടുത്തായിരിക്കുമെന്നതിനാൽ സൂര്യന്‌ ഏറ്റവും സമീപസ്ഥമായ നക്ഷത്രമായി മാറാൻ അപ്പോഴും ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്‌ സാധിക്കില്ല.[15] അപ്പോഴും ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം 8.5 ആയിരിക്കുമെന്നതിനാൽ അപ്പോഴും നക്ഷത്രം നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് ദൃശ്യമാവുകയില്ല. അതിനുശേഷം നക്ഷത്രം പതിയെ സൂര്യനിൽ നിന്ന് അകന്നുതുടങ്ങും. സൂര്യന്റെ 17 ശതമാനത്തോളമാണ്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം. ആരം ഒരു സൗര ആരത്തിന്റെ 15 ശതമാനത്തിനും 20 ശതമാനത്തിനും ഇടയിലാണ്‌.[6] 2003-ൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം 0.20±0.008 സൗരആരമാണെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടു. അതുവരെയുണ്ടായിരുന്ന കണക്കുകളിലെ ഉയർന്ന പരിധിക്കടുത്തായിരുന്നു ഈ വില.[5] അതായത്, ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്‌ വ്യാഴത്തിന്റെ 180 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുണ്ടെങ്കിലും ഒന്നര മുതൽ രണ്ടിരട്ടി വരെയേ വലിപ്പമുള്ളൂ. തവിട്ടുകുള്ളന്മാരെല്ലാം ഏതാണ്ട് ഒരേ വലിപ്പമുള്ളവയാണെന്നാണ്‌ ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില 3,134(±102) കെൽവിൻ ആണ്‌. ദൃശ്യപ്രകാശത്തിൽ സൂര്യൻ പുറത്തുവിടുന്നതിന്റെ 0.04 ശതമാനം ഊർജ്ജമാണ്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രം പുറത്ത് വിടുന്നത്, ആകെ സൂര്യൻ പുറത്തുവിടുന്നതിന്റെ 0.346 ശതമാനവും.[5] ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യന്റെ അതേ ദൂരത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുകയാണെങ്കിൽ പോലും പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റെ നൂറിരട്ടി പ്രഭയേ നക്ഷത്രത്തിനുണ്ടാകുമായിരുന്നുള്ളൂ. സൂര്യൻ 80 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലെയാണെങ്കിൽ കൂടി അത്രയും പ്രകാശമുണ്ടാകും.[16] M കുള്ളന്മാരുടെ ലോഹാംശത്തിന്റെ പട്ടികയിൽ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ലോഹീയത -0.5 നും -1.0 നും ഇടയിലായാണ്‌ ഉൾപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. സൂര്യന്റെ വിലയുടെ 10 ശതമാനത്തിനും 32 ശതമാനത്തിനും ഇടയിലാണിത്.[7] ഹീലിയത്തെക്കാൾ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ പിണ്ഡത്തിന്റെ എത്ര ഭാഗം വരുന്നു എന്നതിന്റെ അളവായ ലോഹാംശം നക്ഷത്രപോപ്പുലേഷനുകളായി താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ തരംതിരിക്കാൻ സഹായിക്കുന്നു. പ്രായമേറിയ പോപ്പുലേഷൻ II ചുവപ്പുകുള്ളന്മാരിൽ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെ പെടുത്താമെന്നാണ്‌ കരുതുക. എങ്കിലും ഇവ സാധാരണയായി ലോഹാംശം കുറഞ്ഞ ഹാലോ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്‌. സൂര്യനെക്കാൾ കുറവാണെങ്കിലും ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിനെ ലോഹാംശം ഹാലോ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാൾ കൂടുതലാണ്‌. ഡിസ്ക് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിലയോടാണ്‌ ഇതിന്‌ കൂടുതൽ സാമ്യം. ഇതിനാലും ഉയർന്ന പ്രവേഗമുള്ളതിനാലും ഡിസ്ക് നക്ഷത്രത്തിനും ഹാലോ നക്ഷത്രത്തിനും ഇടയിൽ വരുന്ന ഇന്റർമീഡിയറ്റ് പോപ്പുലേഷൻ II എന്ന വിഭാഗത്തിലാണ്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെ ഉൾപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്..[7][12] ഗ്രഹവ്യവസ്ഥസൗരയൂഥത്തിനു പുറത്തുള്ള ഗ്രഹങ്ങളെ തിരിച്ചറിയാനുള്ള ആസ്ട്രോമെട്രിക് രീതിയുപയോഗിച്ച് വ്യാഴത്തോടടുത്ത പിണ്ഡമുള്ള ഒന്നോ അധികമോ ഗ്രഹങ്ങൾ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റും പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നതായി താൻ കണ്ടെത്തിയെന്ന് പീറ്റർ വാൻ ഡി കാമ്പ് അവകാശപ്പെട്ടു. 1963-73 കാലത്ത് വളരെയേറെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ അവകാശവാദത്തിൽ വിശ്വസിക്കുകയും ചെയ്തു. 1938 മുതൽ സ്വാർത്ത്മോർ കോളേജിലെ സഹപ്രവർത്തകരോടൊപ്പം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവലനീക്കത്തിലെ നേരിയ വ്യത്യാസങ്ങൾ വരെ അളക്കാൻ അദ്ദേഹം ശ്രമിച്ചുകൊണ്ടിരുന്നു. ഇത്തരം വ്യത്യാസങ്ങൾ ഗ്രഹങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം സൂചിപ്പിക്കുന്നു.[17] വ്യാഴത്തിന്റെ 1.6 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഒരു ഗ്രഹം 4.4 ആസ്ട്രൊണോമിക്കൽ യൂണിറ്റ് ദൂരത്തിൽ ചെറിയ ഉത്കേന്ദ്രതയോടെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്നായിരുന്നു അദ്ദേഹത്തിന്റെ ആദ്യത്തെ കണ്ടെത്തൽ.[18] ഈ വിലകൾ 1969-ൽ അദ്ദേഹം കൂടുതൽ കൃത്യതയ്ക്കായി തിരുത്തുകയും ചെയ്തു.[19] ആ വർഷം തന്നെ വ്യാഴത്തിന്റെ 1.1 ഇരട്ടിയും 0.8 ഇരട്ടിയും പിണ്ഡമുള്ള രണ്ട് ഗ്രഹങ്ങൾ നക്ഷത്രത്തിനുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം പറഞ്ഞു.[20]  മറ്റ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വാൻ ഡി കാമ്പിന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ആവർത്തിക്കുകയും 1973-ൽ പുറത്തിറക്കിയ രണ്ട് പ്രബന്ധങ്ങളിൽ നക്ഷത്രത്തിന്‌ ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന അവകാശവാദം തെറ്റാണെന്ന് തെളിയിക്കുകയും ചെയ്തു. ജോർജ്ജ് ഗേറ്റ്‌വുഡ്, ഹെൻറിച്ച് ഐക്കോർൺ എന്നിവർ മറ്റൊരു നിരീക്ഷണകേന്ദ്രത്തിൽ കൂടുതൽ കൃത്യതയുള്ള ഉപകരണങ്ങളോടെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ആവർത്തിച്ചെങ്കിലും അവർക്ക് ഗ്രഹമുള്ളതിന്റെ തെളിവുകളൊന്നും ലഭിച്ചില്ല.[21] ഇതിന്‌ നാലു മാസം മുമ്പ് സ്വാർത്ത്മോർ നിരീക്ഷണകേന്ദ്രത്തിൽ തന്നെയുള്ള ജോൺ ഹെർഷേ പുറത്തിറക്കിയ പ്രബന്ധത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആസ്ട്രോമെട്രിക് ഫീൽഡിലുണ്ടായ മാറ്റങ്ങൾ അവ നിരീക്ഷിക്കാനുപയോഗിച്ച ദുരദർശിനിയുടെ കാചത്തിൽ വരുത്തിയ മാറ്റങ്ങളുടെ ഫലമായുണ്ടായതാണെന്ന് കാണിച്ചിരുന്നു.[22] അതായത്, ഗ്രഹം ദുരദർശിനി നന്നാക്കൽ പ്രക്രിയയുടെ ഫലം മാത്രമായിരുന്നു.[23] എങ്കിലും വാൻ ഡി കാമ്പ് ഒരിക്കലും തന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ തെറ്റാണെന്ന് സമ്മതിച്ചില്ല. രണ്ട് ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന് വിവരിച്ചുകൊണ്ട് 1982-ൽ വരെ അദ്ദേഹം ഒരു പ്രബന്ധം പുറത്തിറക്കി.[24] 1995-ൽ വാൻ ഡി കാമ്പ് അന്തരിച്ചു. സ്വാർത്ത്മോറിൽ അദ്ദേഹത്തിന്റെ പിൻഗാമിയായിരുന്ന വുൾഫ് ഹൈന്റ്സ് ഇരട്ടനക്ഷത്രങ്ങളുടെ പഠനത്തിൽ വിശാരദനായിരുന്നു. വാൻ ഡി കാമ്പിന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങളെ അദ്ദേഹം ചോദ്യം ചെയ്യുകയും 1976 മുതൽ ഖണ്ഡനപ്രബന്ധങ്ങളെഴുതുകയും ചെയ്തു. ഇരുവരും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം മോശമാകാൻ ഇത് കാരണമായി.[25] ഗ്രഹങ്ങൾക്കുള്ള പരിധികൾഗ്രഹങ്ങളുണ്ടായിരിക്കാനുള്ള സാധ്യത പൂർണ്ണമായി തള്ളിക്കളഞ്ഞിട്ടില്ലെങ്കിലും 1980-കളിലും 90-കളിലും ഗ്രഹത്തെ തിരഞ്ഞുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് ഒന്നും കണ്ടെത്താനായില്ല. ഈ ശ്രമങ്ങളിൽ അവസാനത്തേത് 1999-ൽ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ ഇന്റർഫെറോമെട്രി ഉപയോഗിച്ച് ചെയ്തതായിരുന്നു.[26] എങ്കിലും ഈ ഫലങ്ങളിൽ നിന്ന് സാധ്യമായ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെയും ഭ്രമണപഥത്തിന്റെയും പരിധികൾ കണക്കാക്കാനാകും. ഏത് തരം ഗ്രഹങ്ങൾക്കാണ്‌ നക്ഷത്രത്തെ പരിക്രമണം ചെയ്യാൻ സാധിക്കാത്തത് എന്ന് ഇങ്ങനെ മനസ്സിലാക്കാം. ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെപ്പോലുള്ള M കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായി ഇത്തരം പരിധികൾ കണ്ടെത്തുന്നത് മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാൾ എളുപ്പമാണ്‌. പിണ്ഡം കുറവായതിനാൽ ഗ്രഹം മൂലമുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനങ്ങൾ കൂടുതലായിരിക്കും എന്നതിനാലാണിത്.[27] ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റും വ്യാഴത്തിന്റെ പത്തിരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഗ്രഹമുണ്ടാവുക സാധ്യമല്ലെന്ന് 1995-ൽ ഗേറ്റ്‌വുഡ് തെളിയിച്ചു.[23][28] 1000 ദിവസത്തിൽ കുറവ് പരിക്രമണകാലമുള്ളതും വ്യാഴത്തിന്റെ 0.8 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ളതുമായ ഗ്രഹങ്ങളും ഉണ്ടാകില്ലെന്ന് ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദുരദർശിനിയുടെ സഹായത്തോടെയുള്ള പഠനങ്ങളിൽ നിന്ന് കണക്കാക്കാനായി.[26] നക്ഷത്രത്തിനുചുറ്റുമുള്ള ജൈവസാധ്യമേഖലയിൽ പിണ്ഡത്തിന്റെയും ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ചരിവിന്റെയും ഗുണനഫലം ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 7.5 ഇരട്ടിയോ പിണ്ഡം നെപ്റ്റ്യൂൺറ്റെ 3.1 ഇരട്ടിയോ ആയ ഗ്രഹങ്ങളും ഉണ്ടാകില്ലെന്ന് കുർട്സർ 2003-ൽ തെളിയിച്ചു. വാൻ ഡി കാമ്പ് പരികല്പന ചെയ്തതുപോലൊരു ഗ്രഹം ഈ നിരീക്ഷണമനുസരിച്ച് സാധ്യമല്ല.[12] ഈ പരിധികളെല്ലാം വച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിലും പഠനങ്ങളൊന്നും തന്നെ ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യത പൂർണ്ണമായി തള്ളിക്കളഞ്ഞിട്ടില്ല. എങ്കിലും ഭൂമിക്ക് സമാനമായ ഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്തുന്നത് അത്യന്തം വിഷമകരമായിരിക്കും. സൗരയൂഥത്തിനു പുറത്ത് ഭൂമിക്ക് സമാനമായ ഗ്രഹങ്ങൾക്കായി അന്വേഷണം നടത്താനായി നാസ 2015-ൽ വിക്ഷേപിക്കാനിരിക്കുന്ന സ്പേസ് ഇന്റർഫെറോമെട്രി മിഷൻ ലക്ഷ്യമാക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നാണ് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രം.[16] യൂറോപ്യൻ സ്പേസ് ഏജൻസിയുടെ ഡാർ‌വിൻ ഇന്റർഫെറോമെട്രി മിഷനും അതേ ലക്ഷ്യത്തോടെയുള്ളതാണെങ്കിലും ധനസഹായമില്ലാത്തതിനാൽ ആ പദ്ധതി നിർത്തിവച്ചിരിക്കുകയാണ്‌. ഡെയ്ഡാലസ് പദ്ധതിഗ്രഹവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട വിവാദമൊഴിച്ചാൽ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെക്കുറിച്ച് ഏറ്റവുമധികം പഠനങ്ങൾ നടന്നിട്ടുള്ളത് ഡെയ്ഡാലസ് പദ്ധതിയുടെ ഭാഗമായാണ്‌.=.[29] ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെട്ടിരുന്നതിനാൽ പദ്ധതി ലക്ഷ്യമാക്കിയ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്ന് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രമായിരുന്നു.[30] അണുസംയോജനം ഉപയോഗിച്ച് ഊർജ്ജമുത്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഒരു ന്യൂക്ലിയർ പൾസ് റോക്കറ്റിന്‌ നാല്‌ വർഷം ത്വരണത്തോടെ പ്രകാശവേഗത്തിന്റെ 12 ശതമാനം വേഗം കൈവരിക്കാനാകുമെന്നായിരുന്നു കണക്കുകൂട്ടൽ. അങ്ങനെയാനെങ്കിൽ 50 വർഷം കൊണ്ട് ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്‌ ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിലെത്താൻ സാധിക്കും.[30] നക്ഷത്രത്തെയും ഗ്രഹങ്ങളെയും വിശദമായി പഠിക്കുന്നതിനു പുറമെ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തെക്കുറിച്ചും പഠനം നടത്താനും ആസ്ട്രോമെട്രിക് നിരീക്ഷണങ്ങളെടുക്കാനുമായിരുന്നു പദ്ധതി.[29] പ്രാഥമിക ഡെയ്ഡാലസ് പദ്ധതി 1980-ൽ കൂടുതൽ സൈദ്ധാന്തികഗവേഷനങ്ങൾക്ക് വഴിവെച്ചു. 1980-ൽ റോബർട്ട് ഫ്രൈറ്റാസ് കൂടുതൽ ലക്ഷ്യങ്ങളുള്ളൊരു പദ്ധതി മുന്നോട്ടുവച്ചു. സ്വന്തം പകർപ്പുകളുണ്ടാക്കാൻ കഴിവുള്ളതും ബഹിരാകാശജീവികളുമായി ആശയവിനിമയം നടത്താൻ ശ്രമിക്കുന്നതുമായ ഒരു ബഹിരാകാശവാഹനമായിരുന്നു അദ്ദേഹത്തിന്റെ മനസ്സിൽ.[31] വ്യാഴത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ വിക്ഷേപിക്കുന്ന ബഹിരാകാശവാഹനം 47 വർഷം കൊണ്ട് ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിലെത്തും. അവിടെയെത്തിക്കഴിഞ്ഞാൽ ഒരു നിർമ്മാണശാല നിർമ്മിക്കുന്ന ബഹിരാകാശവാഹനം പര്യവേക്ഷണത്തിനുള്ള പ്രോബുകളും ആയിരം വർഷം കൊണ്ട് ആദ്യത്തെ ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്റെ ഒരു പകർപ്പും നിർമ്മിക്കും.[31] 1998-ലെ ജ്വാലടെക്സസ് സർ‌വകലാശാലയിലെ വില്യം കൊക്രൻ 1998 ജൂലൈ 17-ന്‌ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള സ്പെക്ട്രൽ ഉത്സർജ്ജനത്തിൽ വ്യത്യാസം വന്നതായി നിരീക്ഷിക്കുകയും ഇതിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രത്തിൽ ഒരു ജ്വാലയുണ്ടായതായി മനസ്സിലാക്കുകയും ചെയ്തു. ജ്വാലയെക്കുറിച്ച് പൂർണ്ണമായി പഠിക്കാൻ നാല്‌ വർഷമെടുത്തു. ജ്വാലയിലെ താപനില 8000 കെൽവിൻ (ഇത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനിലയുടെ ഇരട്ടിയാണ്‌) ആണെന്ന് ഡയാൻ പോൾസൺ കണക്കാക്കി. വർണ്ണരാജി പഠിക്കുന്നതിൽ നിന്നു മാത്രം ജ്വാലയുടെ ആകെ ഊർജ്ജം കണ്ടുപിടിക്കാനാകില്ല.[32] ജ്വാലകൾ തികച്ചും ക്രമരഹിതമായതിനാൽ അമച്വർ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് നക്ഷത്രം നല്ലൊരു നിരീക്ഷണവസ്തുവായിരിക്കുമെന്ന് അവർ നിരീക്ഷിച്ചു.[11]  ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെപ്പോലെ പ്രായമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ജ്വാലാപ്രതിഭാസമുണ്ടാകുമെന്ന് കരുതപ്പെട്ടിരുന്നില്ല. ജ്വാലകളുടെ ഉദ്ഭവം പൂർണ്ണമായി മനസ്സിലാക്കാനായിട്ടില്ലെങ്കിലും പ്ലാസ്മ സംവഹനം തടയുന്ന ശക്തിയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രമാണ്‌ അവയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നതെന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. ഇത്ര ശക്തിയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിലാണുണ്ടാകുക, പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഭ്രമണവേഗം കുറവായിരിക്കും. അതിനാൽ നക്ഷത്രത്തിൽ കണ്ട ജ്വാല ഒരദ്ഭുതപ്രതിഭാസമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു.[32] നക്ഷത്രത്തിന്റെ സക്രിയതയിൽ വരുന്ന മാറ്റങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളും അത് ശാന്തമായിരിക്കേണ്ടതുണ്ടെന്നാണ്‌ സുചിപ്പിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭയിൽ നേരിയ വ്യത്യാസമുണ്ടാകാമെന്ന് 1998-ൽ ഒരു പഠനം തെളിയിച്ചു. 130 ദിവസത്തിൽ ഒരു കളങ്കം മാത്രമാണ്‌ നിരീക്ഷിക്കാനായത്.[8] ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തെ ഉപയോഗിച്ച് സമാനനക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ച് പൊതുവായി പഠിക്കാനും ശ്രമങ്ങൾ നടക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ എക്സ്-റേ, അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണങ്ങൾ പഠിക്കുന്നതുവഴി ക്ഷീരപഥത്തിലെ M കുള്ളന്മാരെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ മനസ്സിലാക്കാനാകുമെന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. ഇത്തരം പഠനങ്ങൾക്ക് ബഹിരാകാശജീവശാസ്ത്രപരമായ പ്രാധാന്യവുമുണ്ട്. M കുള്ളന്മാർക്കുചുറ്റുമുള്ള ആവാസയോഗ്യമേഖലകൾ നക്ഷത്രത്തിന്‌ വളരെ അടുത്തായിരിക്കുമെന്നതിനാൽ ജ്വാലകൾക്കും നക്ഷത്രവാതത്തിനും മറ്റും കാര്യമായ പ്രഭാവമുണ്ടാകും.[9] സമീപനക്ഷത്രങ്ങൾബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ സമീപനക്ഷത്രങ്ങളധികവും ചുവപ്പുകുള്ളന്മാരാണ്‌. ഏറ്റവും അടുത്ത നക്ഷത്രം 5.41 പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന റോസ് 154 ആണ്‌. സൂര്യൻ, ആൽഫ് സെന്റോറി എന്നിവയാണ്‌ അടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങൾ.[16] ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിച്ചാൽ സൂര്യൻ ഏകശൃംഗാശ്വം രാശിയിലായാണ്‌ കാണപ്പെടുക (ഖഗോളരേഖാംശം=5h 57m 48.5s, അവനമനം=−04° 41′ 36″). ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നോക്കുമ്പോൾ പോളക്സ് നക്ഷത്രം കാണപ്പെടുന്ന പ്രഭയോടെയായിരിക്കും ബർണാർഡ് നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് നോക്കിയാൽ സൂര്യൻ കാണപ്പെടുക, 1.15 ദൃശ്യകാന്തിമനമാനത്തോടെയായിരിക്കും ആ കാഴ്ച. അവലംബം
പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികൾ Barnard's Star എന്ന വിഷയവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രങ്ങൾ വിക്കിമീഡിയ കോമൺസിലുണ്ട്.
|
Portal di Ensiklopedia Dunia
