Tau Ceti

De Viquipèdia
(S'ha redirigit des de: Taus Ceti)
Dreceres ràpides: navegació, cerca


Tau Ceti
Ubicació de Tau Ceti
Tau Ceti

Tau Ceti (encerclat) al sud de la constel·lació de la Balena.
L'estrella, observada pel visible
L'estrella observada pel canal visible (ESO Online Digitized Sky Survey)
Dades d'observació
Època J2000      Equinocci J2000
Constel·lació Balena
Pronunciació /ˈtau ceti/
Ascensió recta 01h 44m 04.0829s[1]
Declinació −15° 56′ 14.928″[1]
Magnitud aparent (V) 3,50 ± 0,01[2]
Característiques
Tipus espectral G8,5 V[1]
Índex de color U-B +0,22[1]
Índex de color B-V +0,72[1]
Variable del tipus Cap
Astrometria
Velocitat radial (Rv) −16,4[1] km/s
Moviment propi (μ) RA: −1721,94[1] mas/Any
Dec.: 854,17[1] mas/any
Paral·laxi (π) 273,96 mas
Distància 11.905255511754 anys-llum
(3.6501679077238 pc)
Magnitud absoluta (MV) 5.69 ± 0.01[2]
Detalls
Massa 0,783 ± 0,012 M
Radi 0,793 ± 0,004 R
Lluminositat 0,52 ± 0,03[3] L
Temperatura 5,344 ± 50[4] K
Metal·licitat 22–74%[5][6]
Rotació 34 dies[7]
Edat 5,8[8] anys
Altres designacions

Tau Ceti (τ Cet, τ Ceti)[11] és una estrella de la constel·lació de la Balena[Nota 1] que és espectralment semblant al sol, tot i que només té el 78% de la massa del sol. A una distància de poc menys 12 anys llum del sistema solar, és una estrella relativament propera, i és l'estrella solitària més propera de tipus G.[Nota 2] L'estrella apareix estable, amb una lleugera variació estel·lar.

Tau Ceti és deficient del metall, que es relaciona normalment quan no hi ha planetes gegants i pocs planetes rocosos. Les observacions han detectat que hi ha deu vegades més la pols present en el sistema solar.

Des del desembre de 2012, hi ha proves de cinc planetes orbitant Tau Ceti, i un d'ells pot estar potencialment en la zona habitable.[12][13] A causa del disc residual, qualsevol planeta que orbiti Tau Ceti pot patir més impactes astronòmics que la Terra. Malgrat aquest obstacle de l'habitabilitat, les seves característiques com a anàleg solar (semblant al sol) han marcat l'interès estès per l'estrella. D'acord amb la seva estabilitat, semblança i relativa proximitat al sol, Tau Ceti està sempre en la llista d'objectius pel projecte de la Search for Extra-Terrestrial Intelligence (SETI), i apareix en la literatura de ciència-ficció.[14]

L'astre es pot veure a ull nu, ja que és una estrella de tercera magnitud.[Nota 3] Des de Tau Ceti, el sol pot ser una estrella de tercera magnitud en la constel·lació de Boötes.[Nota 4]

Nom[modifica | modifica el codi]

Tau Ceti no té un nom tradicional reconegut àmpliament.

El nom "Tau Ceti" és la nomenclatura de Bayer d'aquesta estrella, establerta en el 1603 com a part del catàleg estel·lar Uranometria del cartògraf celestial alemany Johann Bayer: és el "nombre T" en la seqüència de Bayer de la constel·lació Cetus. Té el nom propi de Durre Menthor,[15] que ve de l'aràb Al Durr' Al-Manthūur (الدرر المنثور), que significar Les Perles Disperses (del Collaret Trencat).[10] En el catàleg d'estrella Calendarium d'Al Achsasi al Mouakket, escrit al Caire al voltant del 1650, aquesta estrella va ser designada com a Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt), que va ser traduït al llatí com a Tertia Struthionum, que significa el tercer dels estruços.[16] Aquesta estrella, juntament amb η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos), i υ Cet, foren els Al Naʽāmāt (ألنعامة), les Estruces de Gallina.[17][Nota 5]

En xinès, el "Graner Quadrat Celestial" (天倉) es refereix a un asterisme que consisteix en τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti i 57 Ceti.[18] De manera conseqüent, τ Ceti és coneguda com la "Ciquena Estrella del Graner Quadrat Celestial" (天倉五).[19]

Moviment[modifica | modifica el codi]

El moviment propi d'una estrella és la seva quantitat de moviment a través de l'esfera celeste, determinada per la comparació de la seva posició relativa a objectes més distants en el fons. Tau Ceti és considerat a ser una estrella d'alt moviment propi, ja que té un travessar anual de només dos segons d'arc.[Nota 6] Es requereixen uns dos mil anys abans que aquesta estrella giri més d'un grau. Un alt moviment propi és un indicador de la proximitat al sol.[20] Les estrelles properes poden travessar un angle d'arc a través del cel més ràpidament que les estrelles distants en el fons i són bones candidates per a estudis de paral·laxi. En el cas de Tau Ceti, les mesures de paral·laxi indiquen una distància d'11,9 anys llum. Això el converteix en un dels sistemes estel·lars més propers al sol, i el més proper de tipus G en l'espectre després d'Alfa del Centaure A.[21]

La velocitat radial d'una estrella és el moviment cap o més enllà del sol. A diferència del moviment propi, la velocitat radial d'una estrella no pot ser directament observat, però ha d'estar determinat a través del mesurament de l'espectre. A causa de l'efecte Doppler, les línies d'absorció en l'espectre d'una estrella serà modificat lleugerament cap al vermell (o en ones de longitud d'ona més llargues) si l'estrella s'està movent més enllà de l'observador, o cap al blau (o en ones més curtes) quan es mou cap a l'observador. En el cas de Tau Ceti, la velocitat radial és de −17 km/s, amb el valor negatiu indicant que s'està movent cap al sol.[22]

La distància a Tau Ceti, amb el seu moviment propi i velocitat radial, permet que es pugui calcular el moviment de l'estrella a través de l'espai. La velocitat espacial relativa al sol és de 37 km/s.[Nota 7] Aquest resultat pot ser utilitzar per calcular el camí orbital de Tau Ceti a través de la galàxia de la Via Làctia. Té una distància al centre galàctic de 9,7 quiloparsecs (32.000 anys llum) i una excentricitat orbital de 0,22.[23]

Propietats físiques[modifica | modifica el codi]

El sol (esquerra) és més gran i calent que la menys activa Tau Ceti (dret).

Es creu que el sistema de Tau Ceti té un únic component estel·lar. Es va observar un fosc company òptic, que és possiblement relacionat gravitacionalment, però està a 10 segons d'arc de la primària.[24]

La majoria del que se sap sobre les propietats físiques de Tau Ceti i el seu sistema vé determinat a través de mesuraments espectroscòpics. Comparant l'espectre es pot estimar els models informàtics de l'evolució estel·lar, l'edat, massa, radi i lluminositat de Tau Ceti. Malgrat això, utilitzant un interferòmetre astronòmic, es poden realitzar directament mesuraments del radi de l'estrella amb una presició del 0,5%.[2] Es desplega una línia de referència per mesurar angles molt més petits del que es poden resoldre utilitzant un telescopi convencional. Això va resultar, que el radi de Tau Ceti va ser mesurat com el 79.3 ± 0.4% del radi solar.[2] Aquest valor és de la mida estimada per a una estrella amb poc menys de la massa del sol.[25]

Rotació[modifica | modifica el codi]

En el diagrama HR, la posició de τ Ceti és quasi la mateixa que la del sol.

El període de rotació de Tau Ceti va ser mesurat en les variacions periòdiques en les línies d'absorció clàssiques H i K del calci lleugerament ionitzat, o Ca II. Aquestes línies són associades amb l'activitat magnètica de la superfície,[26] per tant la variació del període mesura el temps requerit per les zones d'activitat per completar una rotació completa d'una estrella. Això significa que el període de rotació de Tau Ceti és estimat en 34 dies.[7] A causa de l'efecte Doppler, l'índex de rotació d'una estrella afecta la gruixudesa de les línies d'absorció en l'espectre. (la llum del costat de l'estrella allunyant-se de l'observador serà canviada a una longitud d'ona més llarga; la llum del costat movent-se cap a l'observador serà canviat a una longitud d'ona més curta.) Per tant, analitzant la gruixudesa d'aquestes línies, es pot determinar la velocitat rotacional d'una estrella. La velocitat de rotació projectada de Tau Ceti és:

 v_\mathrm{eq} \cdot \sin i \approx 1\  \text{km}/\text{s}.

on veq és la velocitat a l'equador i i és l'angle d'inclinació de l'eix de rotació a la línia en observació. Per a una estrella G8 comuna, la velocitat de rotació és d'uns 2,5 km/s Els mesuraments de la relativa baixa velocitat rotacional indiquen que Tau Ceti és observada des d'aproximadament la direcció del seu pol.[27][28]

Metal·licitat[modifica | modifica el codi]

La composició química d'una estrella proveeix pistes importants de la seva història evolutiva, incloent-hi l'època quan es va formar. El medi interestel·lar de pols i gas on les estrelles es formen està compost bàsicament d'hidrogen i heli amb certes quantitats d'elements pesants. Com que les estrelles properes evolucionen contínuament i moren, van plantar en el medi interestel·lar un augment en la porció d'elements més pesants. Així que les estrelles més joves tendiran a tenir una porció d'elements més pesants més elevada en les seves atmosferes que les estrelles més antigues. Aquests elements pesats són anomenats metalls pels astrònoms i la porció d'elements pesats és la metal·licitat.[29] La quantitat de metal·licitat en una estrella és donada en termes del ràtio de ferro (Fe), i un element pesat de fàcil observació com l'hidrogen. Un logaritme de la relativa abundància de ferro és la comparació amb el sol. En el cas de Tau Ceti, la metal·licitat atmosfèrica és d'aproximadament:

 \left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ] = -0.50

o una tercera part l'abundància del sol. Els anteriors mesuraments han variat entre −0,13 a −0,60.[5][6]

Aquesta menor abundància de ferror indica que Tau Ceti és gairebé sens dubte més antic que el sol. S'havia estimat anteriorment que l'edat aproximada és de 10 Ga però ara es creu que és al voltant de la meitat en 5,8 Ga.[8] Això es compara els 4,57 Ga del sol. No obstant, l'edat calculada per ordinadors estimen que Tau Ceti és de 4,4–12 Ga, depenent del model adoptat.[25]

A més de la rotació, un altre factor que poden ampliar les característiques d'absorció en l'espectre d'una estrella és l'ampliació de pressió. (Vegeu línia espectral.) La presència de les partícules properes afecten la radiació emesa per una partícula individual. Per tant, la gruixudesa de la línia és dependent de la pressió en la superfície de l'estrella, que al mateix torn és determinada per la temperatura i la gravetat de la superfície. Aquesta tècnica va ser utilitzada per determinar la gravetat de la superfície de Tau Ceti. El log g, o logaritme de la gravetat superficial de l'estrella, és d'uns 4.4—molt proper als log g = 4,44 del sol.[5]

Lluminositat i variabilitat[modifica | modifica el codi]

La lluminositat de Tau Ceti és igual a només el 55% de la lluminositat del sol.[23] Un planeta terrestre pot necessitar orbitar aquesta estrella a una distància d'uns 0,7 UA perquè coincideixi amb el nivell d'insolació solar de la Terra. Això és aproximadament el mateix que la distància mitjana entre Venus i el sol.

La cromosfera de Tau Ceti—la part de l'atmosfera d'una estrella just per sobre de la fotosfera emissora de llum—actualment mostra una petita o nul·la activitat magnètica, indicant una estrella estable.[30] Un estudi de nou anys sobre la temperatura, la granulació, i la cromosfera van mostrar cap variació sistemàtica; les emissions de Ca II al voltant de les bandes infraroges H i K mostren un possible cicle d'onze anys, però és feblement relatiu al sol.[27] Alternativament, es va suggerir que l'estrella pot estar en un estat de baixa activitat anàleg a un mínim de Maunder—un període històric, associat amb la Petita Edat de Gel a Europa, quan les erupcions solars es van convertir en extremadament rars en la superfície del sol.[31][32] Els perfils de línia espectral de Tau Ceti són extremadament estrets, indicant una baixa turbulència i rotació observada.[33] L'amplitud de les oscil·lacions de l'estrella són la meitat del sol, i tenen una durada menor.[2]

Disc de pols[modifica | modifica el codi]

En el 2004, un equip d'astrònoms britànics dirigits per Jane Greaves van descobrir que Tau Ceti té més de deu vegades la quantitat de material cometari i asteroidal orbitant que la del sol. Això va ser determinat mesurant el disc de pols fred orbitant l'estrella produït per col·lisions entre petits cossos.[34] Aquest resultar posa un amortidor en la possibilitat de vida complexa en el sistema, ja que qualsevol planeta hauria patit de grans impactes astronòmics aproximadament deu vegades la freqüència que la Terra. Greaves va observar durant la seva investigació: "és el que [qualsevol planeta] pot experimentar del bombardejament constant d'asteroides del tipus que va acabar amb els dinosaures."[35] Aquests bombardejaments haurien inhibit el desenvolupament de la biodiversitat entre impactes.[36] Malgrat això, és possible que un gegant de gas de la mida de Júpiter pot desviar els cometes i asteroides.[34][Nota 8]

El disc de pols va ser descobert mesurant la quantitat de radiació emesa pel sistema en la part infraroja llunyana de l'espectre. El disc forma una característica simètrica que se centra en l'estrella, i el radi exterior té una mitjana de 55 UA. La falta de radiació infraroja de les parts més calentes del disc proper a Tau Ceti impliquen una retallada interior del radi de 10 UA. En comparació, el cinturó de Kuiper del sistema solar s'estén de les 30–50 UA. En ser mantingut per un llarg període de temps, aquest anell de pols ha de ser constantment afectat per col·lisions per cossos més grans.[34] La major part del disc apareix a estar orbitant Tau Ceti a una distància de 35–50 AU, així fora de la zona habitable. A aquesta distància, el cinturó de pols pot ser anàleg al cinturó de Kuiper que es troba fora de l'òrbita de Neptú en el sistema solar.[34]

Tau Ceti mostra que les estrelles necessiten no perdre grans discs en aquesta edat i que un cinturó prim no pot ser comú en les estrelles semblants al sol.[37] El cinturó de Tau Ceti és només 120a part tan dens com el cinturó del seu jove veí, Epsilon Eridani.[34] La falta relativa de pols al voltant del sol pot ser el cas inusual: un membre de l'equip d'investigació suggereix que el sol pot haver passat a prop d'una altra estrella a principis de la seva història i va perdre la majoria dels cometes i asteroides.[35] Les estrelles amb grans discs de pols han alterat astronòmicament el pensament sobre la formació de planetes; les estrelles de discos de pols, on el seu material és contínuament generat per col·lisions, semblen formar planetes fàcilment.[37]

Investigacions planetària i vida[modifica | modifica el codi]

El sol vist des de Tau Ceti.
Imatge realitzada amb el programa informàtic Celestia.

Els principals factors que condueixen a l'interès a investigar Tau Ceti són les seves característiques semblants al sol i les seves implicacions per a possibles planetes i vida. Hall i Lockwood van informar que "els termes 'estrella solar,' 'anàleg solar,' i 'bessona solar' [són] descripcions progressivament restrictives."[38] Tau Ceti cau en la segona categoria, donant la seva massa i variabilitat semblant, però la falta relativa de metalls.[Nota 9] Les semblances han inspirat les referències de la cultura popular durant dècades, com també l'examinació científica.

Tau Ceti va ser un objectiu de diverses recerques planetàries per velocitat radial. Fins al 1988, les observacions van descartar qualsevol variació periòdica atribuïbles a planetes massius al voltant de Tau Ceti en distància semblants a Júpiter.[39][40] Fins al desembre de 2012, es van realitzar mesuraments més precisos que mai per descartar aquests planetes.[40] La precisió de la velocitat va arribar als 11 m/s mesurats en un període de cinc anys.[41] Aquest resultat exclou la presència de Júpiters calents, i probablement exclou qualsevol planeta amb una massa mínima més gran o igual a la de Júpiter i en períodes orbitals inferiors a 15 anys.[42] A més, un sondeig d'estrelles properes completat en 1999 realitzat per la Wide Field and Planetary Camera del Telescopi Espacial Hubble, incloent-hi una recerca de febles companys de Tau Ceti; va resultar que no es van descobrir resultats fins als límits de la potència del telescopi.[43]

Aquestes recerques només van excloure els cossos de nanes marrones més grans i no es va impedir la troballa dels planetes gegants més petits, planetes semblants a la Terra en òrbita al voltant de l'estrella.[43] Si els "Júpiters calents" haguessin existit propers a l'òrbita, haurien interromput la zona habitable de l'estrella; la seva exclusió va ser considerat com un punt positiu per a la possibilitat de l'existència de planetes semblants a la Terra.[39][44] Les investigacions generals han demostrat una correlació positiva entre la presència de planetes extrasolars i una estrella associada relativament alta en metall, suggerint que les estrelles amb metal·licitat més baixa com la de Tau Ceti han reduït l'oportunitat de posseir planetes.[45] La composició atmosfèrica dels planetes de Tau Ceti pot revelar que la vida primitiva seria inorgànica, com l'oxigen a la Terra és indicatiu de vida.[46]

SETI i HabCat[modifica | modifica el codi]

Tau Ceti pot ser un objectiu de recerca per la Terrestrial Planet Finder

El projecte de recerca més optimístic fou el Projecte Ozma, que va ser destinat a la "recerca d'intel·ligència extraterrestre" (SETI) per l'examinació d'estrelles seleccionades per indicacions de senyals de ràdio artificials. Es va executar per l'astrònom Frank Drake, que va seleccionar Tau Ceti i Epsilon Eridani com a objectius inicials. Ambdós estan situats prop del sistema solar i són físicament semblants al sol. No es van trobar senyals artificials malgrat les 200 hroes d'observacions.[47] Les recerques subsegüents de ràdio d'aquest sistema solar també han donat un resultat negatiu.

Aquesta falta de resultats no han humitejat l'interès per observar el sistema de Tau Ceti per la recerca de biosignatures. En el 2002, els astrònoms Margaret Turnbull i Jill Tarter van desenvolupar el Catalog of Nearby Habitable Systems (HabCat) sota els auspicis del Projecte Phoenix, un altre esforç del SETI. La llista conté més de 17000 sistemes teòricament habitables, aproximadament el 10% de la mostra original.[48] El següent any, Turnbull va refinar la llista amb els 30 sistemes més prometedors de 5000 en cent anys llum del sol, incloent Tau Ceti; això forma part de les bases de recerca de ràdio amb l'Allen Telescope Array.[49] També es va seleccionar a Tau Ceti en una curta llista de les cinc estrelles més adequades per a les recerques (indefinidament postposades)[50] El sistema de telescopis Terrestrial Planet Finder, va comentar que "que aquests llocs serien bons per viure si Déu posés el nostre planeta al voltant d'una altra estrella."[51]

Vegeu també: Vida extraterrestre

Planetes[modifica | modifica el codi]

Òrbites dels planetes de Tau Ceti

El 19 de desembre de 2012, es van presentar proves que existeix un sistema de cinc planetes orbitant Tau Ceti.[52] La massa mínima dels planetes és estimada entre dos a sis vegades la de la Terra, amb períodes que van de 14 a 640 dies. Un d'ells, temptativament anomenat Tau Ceti e, apareix en òrbita a mig camí de Tau Ceti com la Terra ho fa des del sol. Amb la lluminositat de Tau Ceti del 52% del sol i una distància de l'estrella d'uns 0,552 UA, el planeta pot rebre 1,71 vegades més radiació estel·lar que la Terra, lleugerament menys que Venus amb 1,91 vegades la de la Terra. De totes maneres, algunes investigacions el situen en la zona habitable de l'estrella.[12][13] El Planetary Habitability Laboratory va calcular que Tau Ceti f, pot rebre el 28,5% de llum que la Terra, comparat amb Mart amb el 43%, indicant que està per poc també en zona habitable de l'estrella.[53]

Sistema Tau Ceti
Companya
(per ordre des de l'estrella)
Massa Semieix major
(UA)
Període orbital
(dies)
Excentricitat Inclinació Radi
b 2,00 ± 0,80 M 0,105 ± 0,006 13,965 ± 0,02 0,16 ± 0,22  ?  ?
c 3,1 ± 1,40 M 0,195 ± 0,01 35,362 ± 0,1 0,03 ± 0,28  ?  ?
d 3,60 ± 1,7 M 0,374 ± 0,02 94,11 ± 0,7 0,08 ± 0,26  ?  ?
e 4,30 ± 2,01 M 0,552 ± 0,03 168,12 ± 2,0 0,05 ± 0,22  ?  ?
f 6,67 ± 3,50 M 1,35 ± 0,09 642 ± 37 0,03 ± 0,26  ?  ?

Veïnatge[modifica | modifica el codi]

Tau Ceti és una estrella de l'hemisferi sud, en la constel·lació Cetus (Balena): assumint perfectes condicions visuals és visible sobre la latitud 75°N. La constel·lació és gran, i es troba just al sud de l'equador celeste. Altres estrelles visibles són la variable Mira i unes altres que malgrat trobar-se en la mateixa direcció des de la Terra, no estan físicament properes unes de les altres: per exemple la gegant taronja Beta Ceti, la més brillant de la constel·lació, està aproximadament a 100 anys llum del sol, gairebé 10 vegades més lluny que Tau Ceti. La majoria de les estrelles properes a Tau Ceti són febles i no poden apreciar-se a simple vista, entre elles YZ Ceti i Luyten 726-8.

En la ficció[modifica | modifica el codi]

Isaac Asimov, representat aquí en un tron, és un dels escriptors més importants de la ciència-ficció. També va citar en les seves obres el sistema τ Ceti.
Article principal: Tau Ceti en la ficció

Els sistemes planetaris d'estrelles fora del sol i el sistema solar són un element bàsic en gran part de la ciència-ficció. Tau Ceti és la segona estrella més propera al Sol (després d'Alfa del Centaure A) amb una classe espectral G, que permet popularment al sistema, l'origen dels relats de ciència-ficció. El sol, també de classe G, proporciona un model obvi per la possibilitat que l'estrella pot albergar mons capaços de sostenir la vida. Però Tau Ceti, amb un pes de ~0,78 \begin{smallmatrix}M_\odot\end{smallmatrix}, és pobre en metall[54] i així es pensa que és poc probable que contingui planetes rocosos; per altra banda, les observacions han detectat més de deu vegades la quantitat de pols al voltant de l'estrella del que hi ha al Sistema Solar,[55] una condició que tendeix a augmentar la probabilitat d'aquests cossos. Atès que la lluminositat de l'estrella és tot just el 55% que el sol, aquests planetes haurien de girar en el radi orbital de Venus per tal que coincideixi amb la insolació rebuda per la Terra.[56] A continuació es poden citar algunes obres de ciència-ficció que relaten sobre l'estrella o el seu sistema:

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Portal

Portal: Astronomia

Portal

Portal: Espai

Notes[modifica | modifica el codi]

  1. La 19a estrella de la constel·lació.
  2. Alfa del Centaure A és més a prop, però forma part d'un sistema triple.
  3. No es pot veure pèr sobre de latitud 75°N, ja que té una declinació 90° nord, 15°S. A la pràctica, els efectes atmosfèrics redueixen la visibilitat de l'objecte quan és proper a l'horitzó.
  4. Des de Tau Ceti el sol pot aparèixer diamètricament en el costat oposat del cel a les coordenades RA=13h 44m 04s, Dec=15° 56′ 14″, on es troba la propera Tau Boötis. La magnitud absoluta del sol és de 4,8, per tant, a una distància de 3,65 parsec, el sol pot tenir una magnitud aparent de:
    \begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3.64) - 1) = 2.6 \end{smallmatrix}.
  5. η Cet com a Aoul al Naamat o Prima Sthrutionum (el primer estruç), θ Cet com a Thanih al Naamat o Secunda Sthrutionum (el segon estruç), τ Cet com a Thalath al Naamat o Tertia Sthrutionum (el tercer estruç), i ζ Cet com a Rabah al Naamat o Quarta Sthrutionum (el quart estruç). υ Cet hauria de ser el Khamis al Naamat o Quinta Sthrutionum (el cinquè estruç) degudament, però Al Achsasi Al Mouakket va designar el títol de el cinquè estruç a γ Gam amb consideració incerta.
  6. El moviment propi net és donat per:
    \begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907.79\,\text{mas/y} \end{smallmatrix} on μα i μδ són els components del moviment propi en la R.A. i la Declinació, respectivament, i δ és la Declinació. Vegeu:
    Majewski, Steven R. «Stellar Motions» (en anglès). Universitat de Virgínia, 2006. [Consulta: 27-09-2007].
  7. Els components de velocitat espacial són: U = +18; V = +29, i W = +13. Aquests camps són una velocitat espacial neta de:
    \begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36,5\,\text{km/s.} \end{smallmatrix}
  8. No està clar com és que Júpiter actualment proveeix protecció al sistema solar interior. Vegeu, per exemple:
    «Jupiter: Friend Or Foe?» (en anglès). Science daily, 2007-08-25 [Consulta: 10 març 2009].
  9. L'estrella 18 Scorpii, sens dubte la clara bessona solar, presenta un exmple que contrasta amb Tau Ceti: la seva metal·licitat és d'acord amb el sol però la seva variabilitat és significantment més alta. Vegeu:
    Hall, J. C.; Lockwood, G. W.. «Evidence of a Pronounced Activity Cycle in the Solar Twin 18 Scorpii» (en anglès). The Astrophysical Journal, 545, 2, 2000, pàg. L43–L45. Bibcode: 2000ApJ...545L..43H. DOI: 10.1086/317331.

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 1,8 «LHS 146 – High proper-motion Star» (en anglès). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [Consulta: 14-01-2009].
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M. S.; Dall, T.; Frandsen, S.; Karoff, C.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Pijpers, F. P.. «Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 494, 1, gener 2009, pàg. 237–242. arXiv: 0811.3989. Bibcode: 2009A&A...494..237T. DOI: 10.1051/0004-6361:200810746.
  3. Pijpers, F. P.. «Selection criteria for targets of asteroseismic campaigns» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 400, 1, 2003, pàg. 241–248. arXiv: astro-ph/0303032. Bibcode: 2003A&A...400..241P. DOI: 10.1051/0004-6361:20021839.
  4. Santos, N. C.; Israelian, G.; García López, R. J.; Mayor, M.; Rebolo, R.; Randich, S.; Ecuvillon, A.; Domínguez Cerdeña, C.. «Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 427, 3, 2004, pàg. 1085–1096. arXiv: astro-ph/0408108. Bibcode: 2004astro.ph..8108S. DOI: 10.1051/0004-6361:20040509.
  5. 5,0 5,1 5,2 de Strobel, G. Cayrel; Hauck, B.; François, P.; Thevenin, F.; Friel, E.; Mermilliod, M.; Borde, S.. «A catalogue of Fe/H determinations – 1991 edition» (en anglès). Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 95, 2, 1991, pàg. 273–336. Bibcode: 1992A&AS...95..273C.
  6. 6,0 6,1 Flynn, C.; Morell, O.. «Metallicities and kinematics of G and K dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 286, 3, 1997, pàg. 617–625. arXiv: astro-ph/9609017. Bibcode: 1996astro.ph..9017F.
  7. 7,0 7,1 Baliunas, S.; Sokoloff, D.; Soon, W.. «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?» (en anglès). Astrophysical Journal Letters, 457, 2, 1996, pàg. L99. Bibcode: 1996ApJ...457L..99B. DOI: 10.1086/309891.
  8. 8,0 8,1 Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A.. «Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics» (en anglès). The Astrophysical Journal, 687, 2, novembre 2008, pàg. 1264–1293. arXiv: 0807.1686. Bibcode: 2008ApJ...687.1264M. DOI: 10.1086/591785.
  9. Malin, David. «Cetus» (en anglès). David Malin Images, 8 juny 2008. [Consulta: 24-06-2009].
  10. 10,0 10,1 Anonymous. «Cetus» (en anglès). Omnipelagos.com. [Consulta: 24-06-2009]. < الدرر المنثور al durr' al-manthūur The Scattered Pearls (of the Broken Necklace).
  11. «Definició de tau a la versió online del Oxford Dictionary» (en anglès). Oxford University Press. [Consulta: 3 maig 2014].
  12. 12,0 12,1 «Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star». BBC News, 19 desembre 2012.
  13. 13,0 13,1 «Tau Ceti May Have a Habitable Planet». Astrobiology Magazine, 19 desembre 2012.
  14. Rutkowski, Chris A. The Big Book of UFOs. Dundurn, 2010, p. 33. ISBN 1554887607. 
  15. Moore, Patrick; Rees, Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy. 2a ed. (en anglès). Cambridge University Press, 2011, p. 409. ISBN 0-521-89935-4 [Consulta: 28 abril 2011]. 
  16. Knobel, E. B.. «Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 55, Juny 1895, pàg. 429. Bibcode: 1895MNRAS..55..429K.
  17. Allen, R. H.. Star Names: Their Lore and Meaning. Reprint (en anglès). New York: Dover Publications Inc, 1963, p. 162. ISBN 0-486-21079-0 [Consulta: 12 desembre 2010]. 
  18. 陳久金. 中國星座神話 (en xinès). 台灣書房出版有限公司, 2005. ISBN 978-986-7332-25-7. 
  19. 陳輝樺 (Editor). «天文教育資訊網» (en xinès), 10 juliol 2006.
  20. Reid, Neill. «Meeting the neighbours: NStars and 2MASS» (en anglès). Space Telescope Science Institute, 23 febrer 2002. [Consulta: 11-12-2006].
  21. Henry, Todd J. «The One Hundred Nearest Star Systems» (en anglès). Research Consortium on Nearby Stars, 1 octubre 2006. [Consulta: 11-12-2006].
  22. Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Williams, E.; McCarthy, C.; Dosanjh, P.; Vogt, S. S.. «Attaining Doppler Precision of 3 M s-1» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108, 1996, pàg. 500. Bibcode: 1996PASP..108..500B. DOI: 10.1086/133755.
  23. 23,0 23,1 Porto de Mello, G. F.; del Peloso, E. F.; Ghezzi, L.. «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun» (en anglès). Astrobiology, 6, 2, 2006, pàg. 308–331. arXiv: astro-ph/0511180. Bibcode: 2006AsBio...6..308P. DOI: 10.1089/ast.2006.6.308. PMID: 16689649.
  24. Pijpers, F. P.. «Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 401, 1, 2003, pàg. L15–L18. Bibcode: 2003A&A...406L..15P. DOI: 10.1051/0004-6361:20030837 [Consulta: 24 setembre 2007].
  25. 25,0 25,1 Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; du Foresto, V. Coudé; Ségransan, D.; Morel, P.. «VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 426, 2, 2004, pàg. 601–617. Bibcode: 2004A&A...426..601D. DOI: 10.1051/0004-6361:20047189.
  26. «H-K Project: Overview of Chromospheric Activity» (en anglès). Mount Wilson Observatory. [Consulta: 2006-11-15].
  27. 27,0 27,1 Gray, D. F.; Baliunas, S. L.. «The activity cycle of tau Ceti» (en anglès). Astrophysical Journal, 427, 2, 1994, pàg. 1042–1047. Bibcode: 1994ApJ...427.1042G. DOI: 10.1086/174210.
  28. Hall, J. C.; Lockwood, G. W.; Gibb, E. L.. «Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples» (en anglès). Astrophysical Journal, 442, 2, 1995, pàg. 778–793. Bibcode: 1995ApJ...442..778H. DOI: 10.1086/175483.
  29. Carraro, G.; Ng, Y. K.; Portinari, L.. «Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 296, 4, 1999, pàg. 1045–1056. arXiv: astro-ph/9707185. Bibcode: 1997astro.ph..7185C. DOI: 10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x.
  30. Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W.. «Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations» (en anglès). The Astrophysical Journal, 483, 1, 1997, pàg. 426–434. Bibcode: 1997ApJ...483..426F. DOI: 10.1086/304206.
  31. Judge, P. G.; Saar, S. H.. «The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective» (en anglès). High Altitude Observatory, 18 juliol 1995. Bibcode: 2007ApJ...663..643J. DOI: 10.1086/513004.
  32. Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R.. «A Comparison of the Outer Atmosphere of the "Flat Activity" Star τ Ceti (G8 V) with the Sun (G2 V) and α Centauri A (G2 V)» (en anglès). The Astrophysical Journal, 609, 1, 2004, pàg. 392–406. Bibcode: 2004ApJ...609..392J. DOI: 10.1086/421044.
  33. Smith, G.; Drake, J. J.. «The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 181, 1, juliol 1987, pàg. 103–111. Bibcode: 1987A&A...181..103S.
  34. 34,0 34,1 34,2 34,3 34,4 J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent. «The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 351, 3, 2004, pàg. L54–L58. Bibcode: 2004MNRAS.351L..54G. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.
  35. 35,0 35,1 McKee, Maggie. «Life unlikely in asteroid-ridden star system» (en anglès). New Scientist, 7 juliol 2004. [Consulta: 25-09-2007].
  36. Schirber, Michael. «Cometary Life Limit» (en anglès). NASA Astrobiology, 12 març 2009. [Consulta: 2009-03-12].
  37. 37,0 37,1 Greaves, Jane S.. «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems» (en anglès). Science, 307, 5706, gener 2005, pàg. 68–71. Bibcode: 2005Sci...307...68G. DOI: 10.1126/science.1101979. PMID: 15637266.
  38. Hall, J. C.; Lockwood, G. W.. «The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars» (en anglès). The Astrophysical Journal, 614, 2, 2004, pàg. 942–946. Bibcode: 2004ApJ...614..942H. DOI: 10.1086/423926.
  39. 39,0 39,1 Campbell, Bruce. «A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 331, agost 1988, pàg. 902–921. Bibcode: 1988ApJ...331..902C. DOI: 10.1086/166608.
  40. 40,0 40,1 «Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopedia. [Consulta: 28-09-2007].
  41. Endl, M.. «The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 392, 2, 2002, pàg. 585–594. arXiv: astro-ph/0207512. Bibcode: 2002A&A...392..671E. DOI: 10.1051/0004-6361:20020937.
  42. Walker, Gordon A. H.. «A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars» (en anglès). Icarus, 116, 2, 1995, pàg. 359–375. Bibcode: 1995Icar..116..359W. DOI: 10.1006/icar.1995.1130. —Observeu que aquest estudi no exlou la possibilitat de planetes gran amb una massa més gran que Júpiter i un pla orbital que és proper a la perpendicular de la línia de visió.
  43. 43,0 43,1 Schroeder, D. J.; Golimowski, D. A.; Brukardt, R. A. et al.. «A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2» (en anglès). Astronomical Journal, 119, 2, 2000, pàg. 906–922. Bibcode: 2000AJ....119..906S. DOI: 10.1086/301227 [Consulta: 14 agost 2007].
  44. «Tau Ceti» (en anglès). Sol Company. [Consulta: 25-09-2007].
  45. Gonzalez, G.. «The Stellar Metallicity - Planet Connection» (en anglès). ASP Conference Series, 17–21 març 1997. Bibcode: 1998bdep.conf..431G.
  46. Woolf, Neville. «Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life» (en anglès). Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 1, setembre 1998, pàg. 507–537. Bibcode: 1998ARA&A..36..507W. DOI: 10.1146/annurev.astro.36.1.507.
  47. Alexander, Amir. «The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History» (en anglès). The Planetary Society, 2006. [Consulta: 08-11-2006].
  48. Turnbull, Margaret C.. «Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems» (en anglès). Astrophysical Journal Supplement Series, 145, 1, març 2003, pàg. 181–198. arXiv: astro-ph/0210675. Bibcode: 2003ApJS..145..181T. DOI: 10.1086/345779.
  49. «Stars and Habitable Planets» (en anglès). Sol Company. [Consulta: 21-09-2007].
  50. «NASA budget statement» (en anglès). Planetary Society, 06-02-2006. [Consulta: 17-07-2006].
  51. «Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars» (en anglès). American Association for the Advancement of Science, 18 febrer 2006. [Consulta: 21-09-2007].
  52. Tuomi, M.. «Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the Tau Ceti velocities» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, preprint. arXiv: 1212.4277. Bibcode: 2012yCat..35519079T. DOI: 10.1051/0004-6361/201220509.
  53. «Two Nearby Habitable Worlds?» (en anglès). Planetary Habitability Laboratory. Universitat de Puerto Rico, 28 desembre 2012. [Consulta: 22-03-2013].
  54. Flynn, C; Morell, O «Metallicities and kinematics of G and K dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 286, 3, 1997, pàg. 617–625. arXiv: astro-ph/9609017. Bibcode: 1996astro.ph..9017F [Consulta: 23 maig 2012].
  55. Greaves, J S; Wyatt, M C; Holland, W S; Dent, W R F «The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 351, 3, 2004, pàg. L54–L58. Bibcode: 2004MNRAS.351L..54G. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x [Consulta: 23 maig 2012].
  56. Porto de Mello, G F; del Peloso, E F; Ghezzi, L «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun» (en anglès). Astrobiology, 6, 2, 2006, pàg. 308–331. arXiv: astro-ph/0511180. Bibcode: 2006AsBio...6..308P. DOI: 10.1089/ast.2006.6.308. PMID: 16689649.

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

Constel·lació de la Balena, Johannes Hevelius 1690

Bibliografia bàsica[modifica | modifica el codi]

  • AA.VV. L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia (en italià). Novara: De Agostini, 2002. 
  • Gribbin, J. Enciclopedia di astronomia e cosmologia (en italià). Milà: Garzanti, 2008. ISBN 88-11-50517-8. 

Estrelles[modifica | modifica el codi]

  • The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them (en anglès). Dover: Courier Dover Publications, 1964, p. 147. ISBN 0-486-21099-5. 
  • The Stars: Their Structure and Evolution (en anglès). Cambridge University Press, 1994, p. 16. ISBN 0-521-45885-4. 
  • De Blasi, A. Le stelle: nascita, evoluzione e morte (en italià). Bolonya: CLUEB, 2002. ISBN 88-491-1832-5. 
  • Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle (en italià). Sandit, 2007. ISBN 88-89150-32-7. 
  • The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars (en anglès), 2008, p. 288. ISBN 978-0-471-70410-2. 

Carta celeste[modifica | modifica el codi]

  • «Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas» (en anglès), 2005. Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF
  • Tirion, Rappaport, Lovi. Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° (en anglès). Richmond, Virgínia, EUA: Willmann-Bell, inc., 1987. ISBN 0-943396-15-8. 
  • Tirion, Sinnott. Sky Atlas 2000.0 - Second Edition (en anglès). 
  • Tirion. The Cambridge Star Atlas 2000.0 (en anglès). Cambridge, EUA: Cambridge University Press, 1998. ISBN 0-933346-90-5. 
  • Tirion. The Cambridge Star Atlas 2000.0 (en anglès). Cambridge, EUA: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80084-6. 

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Tau Ceti Modifica l'enllaç a Wikidata

Coordenades: Sky map 01h 44m 04.0829s; −15° 56′ 14.928″