Tau Ceti - Tau Ceti

Nesmí být zaměňována s T Ceti . Pro videohry viz Tau Ceti (videohra) .

Tau Ceti
Umístění Tau Ceti
Umístění Tau Ceti

Tau Ceti (kroužil) na jihu souhvězdí Cetus.
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí Cetus
Výslovnost / ˌ t aʊ s já t aɪ /
Pravý vzestup 01 h 44 m 04,08338 s
Deklinace −15 ° 56 ′ 14,9262 ″
Zdánlivá velikost  (V) 3,50 ± 0,01
Charakteristika
Evoluční fáze Hlavní sekvence
Spektrální typ G8V
Barevný index U -B +0,21
Index barev B - V +0,72
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) −16,68 ± 0,05  km/s
Správný pohyb (μ) RA:  −1721,05  mas / rok
Prosinec:  +854,16  mas / rok
Paralaxa (π) 273,96 ± 0,17  mas
Vzdálenost 11,905 ± 0,007  ly
(3,650 ± 0,002  ks )
Absolutní velikost  (M V ) 5,69 ± 0,01
Absolutní bolometrická
velikost  (M bol )		 5,52 ± 0,02
Podrobnosti
Hmotnost 0,783 ± 0,012  M ☉
Poloměr 0,793 ± 0,004  R ☉
Zářivost 0,52 ± 0,03  L ☉
Svítivost (vizuální, L V ) 0,45  l ☉
Povrchová gravitace (log  g ) 4,4  kg
Teplota 5 344 ± 50  K.
Metallicita 28 ± 3 % Slunce
Metallicity [Fe/H] −0,55 ± 0,05  dex
Otáčení 34 dní
Stáří 5,8  Gyr
Další označení
52 Cet , BD −16 ° 295 , FK5  59, GJ  71, HD  10700, HIP  8102, HR  509, SAO  147986, LFT  159, LHS  146, LTT  935
Odkazy na databázi
SIMBAD data
Archiv Exoplanety data
ARICNS data

Tau Ceti , latinizace z τ Ceti , je jediná hvězda v souhvězdí Cetus, která je spektrálně podobná Slunci , přestože má jen asi 78% hmotnosti Slunce . Ve vzdálenosti necelých 12 světelných let (3,7 parsek ) od Sluneční soustavy jde o relativně blízkou hvězdu a nejbližší osamělou hvězdu třídy G. Hvězda vypadá stabilně, s malými hvězdnými odchylkami a má nedostatek kovu .

Pozorování odhalila více než desetkrát více prachu obklopujícího Tau Ceti, než je přítomno ve sluneční soustavě. Od prosince 2012 existují důkazy o tom, že nejméně čtyři planety-všechny potvrzené jako super-Země- obíhají kolem Tau Ceti, přičemž dvě z nich jsou potenciálně v obyvatelné zóně . Existují další čtyři nepotvrzené planety, z nichž jedna je planeta Jovian mezi 3 a 20 AU od hvězdy. Kvůli disku s troskami by každá planeta obíhající kolem Tau Ceti čelila mnohem více nárazovým událostem než Země. Navzdory této překážce obyvatelnosti vedly její vlastnosti slunečních analogů (podobné Slunci) k širokému zájmu o hvězdu. Vzhledem ke své stabilitě, podobnosti a relativní blízkosti ke Slunci je Tau Ceti trvale uveden jako cíl pro hledání mimozemské inteligence (SETI) a objevuje se v některé sci-fi literatuře.

Je to vidět pouhým okem se zdánlivou velikostí 3,5. Jak je vidět z Tau Ceti, Slunce by bylo v souhvězdí severní polokoule Boötes se zjevnou velikostí asi 2,6.

název

Jméno „Tau Ceti“ je Bayer označení pro tuto hvězdu, se sídlem v roce 1603 jako součást německý kartograf nebeské Johann Bayer je Uranometria katalogu hvězda: to je ‚Číslo T‘ v pořadí Bayer ze souhvězdí Cetus. V katalogu hvězd ve Kalendárium z Al Achsasi al Mouakket , napsaný v Káhiře kolem roku 1650, tato hvězda byla označena Thālith al Na'amat (ثالث النعامات - thālith al-Na'amat ), která byla přeložena do latiny jako Tertia Struthionum , což znamená, třetina pštrosi . Tato hvězda, spolu s η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos) a υ Cet , byli Al Naʽāmāt (النعامات), slepičí pštrosi.

V čínské astronomii „ čtvercová nebeská sýpka “ ( Číňan :天 倉; pinyin : Tian Cang ) označuje asterismus skládající se z τ Ceti, ι Ceti , η Ceti , ζ Ceti , θ Ceti a 57 Ceti . V důsledku toho je čínské jméno pro τ Ceti samotné „Pátá hvězda čtvercové nebeské sýpky“ (Číňan:天 倉 五; pinyin: Tiān Cāng wǔ ).

Pohyb

Pořádný pohyb hvězdy je jeho rychlost pohybu po nebeské sféře , stanovena porovnáním jeho pozici vzhledem k více vzdálených objektů na pozadí. Tau Ceti je považována za hvězdu s vysokým pohybem, i když má roční posuv jen necelé 2  obloukové sekundy . Bude tedy trvat asi 2000 let, než se poloha této hvězdy posune o více než jeden stupeň. Vysoký správný pohyb je indikátorem blízkosti Slunce. Hvězdy v okolí mohou procházet úhlem oblouku po obloze rychleji než vzdálené hvězdy na pozadí a jsou dobrými kandidáty na paralaxní studie. V případě Tau Ceti ukazuje měření paralaxy vzdálenost11,9  ly . To dělá jeden z nejbližších hvězdných soustav ke Slunci a příští-nejbližší spektrální třídy G hvězda po Alpha Centauri .

Radiální rychlost hvězdy je součást jeho pohybu, který je směrem k nebo pryč od slunce Na rozdíl od správného pohybu nelze hvězdnou radiální rychlost přímo pozorovat, ale lze ji určit měřením jejího spektra . V důsledku Dopplerova posunu se absorpční čáry ve spektru hvězdy mírně posunou směrem k červené (nebo delším vlnovým délkám), pokud se hvězda vzdaluje od pozorovatele, nebo směrem k modré (nebo kratším vlnovým délkám), když se pohybuje směrem k pozorovatel. V případě Tau Ceti je radiální rychlost asi −17 km/s, přičemž záporná hodnota naznačuje, že se pohybuje směrem ke Slunci. Hvězda se přiblíží ke Slunci přibližně za 43 000 let, pokud jde o vzdálenost 10,6 ly (3,25 ks).

Vzdálenost k Tau Ceti spolu s jejím správným pohybem a radiální rychlostí dohromady dávají pohyb hvězdy prostorem. Prostorová rychlost vzhledem ke Slunci je37,2 km/s . Tento výsledek pak může být použit k výpočtu oběžné dráhy Tau Ceti přes Mléčnou dráhu . Má průměrnou galaktocentrickou vzdálenost9,7 kiloparsek (32 000  ly ) a orbitální excentricita 0,22.

Fyzikální vlastnosti

Slunce (vlevo) je větší a poněkud teplejší než méně aktivní Tau Ceti (vpravo).

Věří se, že systém Tau Ceti má pouze jednu hvězdnou složku. Slabý optický společník byl pozorován s magnitudou 13,1. V roce 2000 to bylo137  obloukových sekund vzdálených od primárního. Může být gravitačně svázán, ale je považován za pravděpodobnější jako náhodná náhoda.

Většina toho, co je známo o fyzikálních vlastnostech Tau Ceti a jeho systému, byla stanovena pomocí spektroskopických měření. Porovnáním spektra s vypočítanými modely hvězdné evoluce lze odhadnout věk, hmotnost, poloměr a svítivost Tau Ceti. Pomocí astronomického interferometru však lze měřit poloměr hvězdy přímo s přesností 0,5%. Takovými prostředky byl změřen poloměr Tau Ceti79,3% ± 0,4% z solárního okruhu . To je velikost, která se očekává u hvězdy s poněkud nižší hmotností než Slunce.

Otáčení

Doba rotace pro Tau Ceti byla měřena pomocí periodických výchylek v klasických hak absorpčních čar jednotlivě ionizovaného vápníku (Ca II). Tyto čáry jsou úzce spojeny s povrchovou magnetickou aktivitou, takže variační období měří čas potřebný k tomu, aby místa aktivity dokončila úplnou rotaci kolem hvězdy. To znamená, že doba rotace pro Tau Ceti se odhaduje na34 d . Vzhledem k Dopplerova efektu se rychlost otáčení hvězdy ovlivňuje šířku absorpčních čar ve spektru (světlo z boku hvězdy pohybující se od pozorovatele se posune k delší vlnové délce světla ze strany pohybující se směrem k pozorovatel bude posunut směrem ke kratší vlnové délce). Analýzou šířky těchto čar lze odhadnout rychlost otáčení hvězdy. Předpokládaná rychlost rotace pro Tau Ceti je

v eq · sin i ≈ 1 km/s,

kde v eq je rychlost na rovníku a i je úhel sklonu osy otáčení k přímce pohledu . U typické hvězdy G8 je rychlost rotace asi2,5 km/s . Relativně nízká měření rychlosti otáčení mohou naznačovat, že na Tau Ceti je pohlíženo téměř ze směru jejího pólu.

Metallicita

Chemické složení hvězdy poskytuje důležité vodítka k její evoluční historii, včetně věku, ve kterém vznikla. Mezihvězdný prachu a plynu, ze kterých vznikají hvězdy je primárně skládá z vodíku a helia se stopovým množstvím těžších prvků. Jak se blízké hvězdy neustále vyvíjejí a umírají, zasévají mezihvězdné médium se zvyšující se částí těžších prvků. Proto mají mladší hvězdy ve své atmosféře vyšší podíl těžkých prvků než starší hvězdy. Tyto těžké prvky astronomové nazývají "kovy" a část těžkých prvků je kovovost . Množství metallicity ve hvězdě je dáno poměrem železa (Fe), snadno pozorovatelného těžkého prvku, k vodíku. Logaritmus relativní hojnosti železa se v porovnání ke Slunci V případě Tau Ceti je atmosférická metalíza

 dex ,

odpovídá asi třetině sluneční hojnosti. Předchozí měření se pohybovala od -0,13 do -0,60.

Toto nižší množství železa naznačuje, že Tau Ceti je téměř jistě starší než Slunce. Jeho věk byl dříve odhadován na přibližně10  Gyr , ale nyní se předpokládá, že bude kolem poloviny5,8 Gyr . To se srovnává s4,57 Gyr pro Slunce. Vypočítané odhady věku pro Tau Ceti se však mohou pohybovat od 4,4 do12 Gyr , v závislosti na přijatém modelu.

Kromě rotace je dalším faktorem, který může rozšířit absorpční vlastnosti ve spektru hvězdy, rozšíření tlaku . Přítomnost blízkých částic ovlivňuje záření vyzařované jednotlivými částicemi. Šířka čáry je tedy závislá na povrchovém tlaku hvězdy, který je zase určen teplotou a gravitací povrchu. Tato technika byla použita ke stanovení povrchové gravitace Tau Ceti. Protokolu g , nebo logaritmus hvězdy gravitací, je asi 4,4, velmi blízko k log g = 4,44 na Slunce

Svítivost a variabilita

Svítivost Tau Ceti se rovná pouze 55% sluneční světelnosti . Terestrická planeta bude muset obíhat tuto hvězdu ve vzdálenosti asi0,7  AU, aby odpovídala úrovni slunečního záření Země. To je přibližně stejné jako průměrná vzdálenost mezi Venuší a Sluncem.

Chromosféra Tau Ceti-části atmosféry hvězdu těsně nad emitující světlo photosphere -currently zobrazuje malý nebo žádný magnetické aktivity, což ukazuje, stabilní hvězdu. Jedna 9letá studie teploty, granulace a chromosféry neprokázala žádné systematické odchylky; Emise Ca II kolem infračervených pásem H a K ukazují možný 11letý cyklus, ale ten je ve srovnání se Sluncem slabý. Alternativně bylo navrženo, že by hvězda mohla být ve stavu nízké aktivity analogickém s Maunderovým minimem -historickým obdobím spojeným s malou dobou ledovou v Evropě, kdy se sluneční skvrny na povrchu Slunce staly mimořádně vzácnými. Spektrální profily Tau Ceti jsou extrémně úzké, což naznačuje nízkou turbulenci a pozorovanou rotaci. Asteroseismologické oscilace hvězdy mají amplitudu přibližně poloviční než Slunce a životnost nižšího režimu.

Planetární systém

Planetární systém Tau Ceti
Společník
(v pořadí od hvězdy) 		Hmotnost Osa semimajoru
( AU ) 		Oběžná doba
( dny ) 		Excentricita Sklon Poloměr
b (nepotvrzeno) ≥ 2,00 ± 0,80 M ⊕ 0,105 ± 0,006 13,965 ± 0,024 0,16 ± 0,22 - -
G ≥1,75+0,25
−0,40 M ⊕ 		0,133+0,001 -
0,002 		20.00+0,02
−0,01 		0,060,13
-0,06 		- -
c (nepotvrzeno) ≥3,1 ± 1,40 M ⊕ 0,195 ± 0,011 35,362 ± 0,106 0,03 ± 0,28 - -
h ≥1,830,68
-0,26 M ⊕ 		0,243 ± 0,003 49,41+0,08
−0,10 		0,23+0,16
−0,15 		- -
d (nepotvrzeno) ≥ 3,60 ± 1,7 M ⊕ 0,374 ± 0,02 94,11 ± 0,7 0,08 ± 0,26 - -
E ≥3,930,83
-0,64 M ⊕ 		0,538 ± 0,006 162,87+1,08 -
0,46 		0,18+0,18
−0,14 		- -
PxP-5 - ~ 0,754 ~ 270 - - -
PxP-4 1,91 , 3,6  M ⊕ 0,848, 1,09 322, 468 - - -
F ≥3,93+1,05
-1,37 M ⊕ 		1,334+0,017
--0,044 		636,13+11,70 -
47,69 		0,16+0,07
−0,16 		- -
já (nepotvrzeno) 1–2 M J 3–20 - - - -
Disk na nečistoty 6.2+9,8 -
4,6-52+3
−8 AU 		35 ± 10 ° -

Hlavními faktory, které vedou k zájmu výzkumu v Tau Ceti, jsou jeho blízkost, vlastnosti podobné Slunci a důsledky pro možný život na jeho planetách. Pro účely kategorizace Hall a Lockwood uvádějí, že „termíny„ hvězda podobná sluneční energii “,„ solární analog “a„ solární dvojče “[jsou] postupně omezujícími popisy“. Tau Ceti zapadá do druhé kategorie, vzhledem k podobné hmotnosti a nízké variabilitě, ale relativnímu nedostatku kovů. Podobnosti inspirovaly odkazy na populární kulturu po celá desetiletí a také vědecké zkoumání.

Umělecký dojem z Tau Ceti se šesti kamennými planetami na oběžné dráze kolem ní.

V roce 1988 pozorování radiální rychlosti vyloučilo jakékoli periodické odchylky způsobené masivními planetami kolem Tau Ceti uvnitř vzdáleností podobných Jupiteru. Stále přesnější měření nadále vylučuje takové planety, přinejmenším do prosince 2012. Dosažená přesnost rychlosti je asi 11 m/s měřeno v časovém rozpětí 5 let. Tento výsledek vylučuje horké Jupitery a pravděpodobně vylučuje jakékoli planety s minimální hmotností větší nebo rovnou hmotnosti Jupitera a s oběžnými periodami kratšími než 15 let. Kromě toho průzkum okolních hvězdami od Hubble Space Telescope s Wide Field and Planetary Camera byla dokončena v roce 1999, včetně hledání slabých společníky na Tau Ceti; nikdo nebyl objeven na hranici rozlišovací schopnosti dalekohledu.

Tato vyhledávání však vyloučila pouze větší těla hnědých trpaslíků a obří planety obíhající blíže, takže menší planety podobné Zemi na oběžné dráze kolem hvězdy, jako ty objevené v roce 2012, nebyly vyloučeny. Pokud by horké Jupitery existovaly na blízké oběžné dráze, pravděpodobně by narušily obyvatelnou zónu hvězdy ; jejich vyloučení bylo tedy považováno za pozitivní pro možnost planet podobných Zemi. Obecný výzkum ukázal pozitivní korelaci mezi přítomností planet a relativně vysokou kovovou mateřskou hvězdou, což naznačuje, že hvězdy s nižší kovovostí, jako je Tau Ceti, mají menší šanci mít planety.

19. prosince 2012 byly předloženy důkazy, které naznačovaly systém pěti planet obíhajících kolem Tau Ceti. Odhadované minimální hmotnosti planet byly mezi 2 a 6  hmotnostmi Země , přičemž oběžná doba se pohybovala od 14 do 640 dnů. Jeden z nich, Tau Ceti e, se zdá, že obíhá asi v polovině vzdálenosti od Tau Ceti než Země od Slunce. Při svítivosti Tau Ceti 52% svítivosti Slunce a vzdálenosti od hvězdy 0,552 AU by planeta obdržela 1,71krát více hvězdného záření než Země, což je o něco méně než Venuše s 1,91krát vyšší než Země. Některé výzkumy ji však zařazují do obyvatelné zóny hvězdy. Planetární laboratoř pro odhad obyvatelstva odhaduje, že Tau Ceti f, na které dopadá 28,5% světla hvězd jako Země, by se nacházelo v obyvatelné zóně hvězdy, i když těsně.

Objevovací tým upřesnil jejich metodologii, zlepšil jejich měření radiální rychlosti a zveřejnil své nové výsledky v srpnu 2017. Potvrdili Tau Ceti e a f jako kandidáty, ale nedokázali důsledně detekovat planety b (což může být falešně negativní ), c ( jehož slabě definovaný zdánlivý signál koreloval s hvězdnou rotací), a d (který se nezobrazil ve všech sadách dat). Místo toho našli dva nové planetární kandidáty g a h s oběžnými dráhami 20 a 49 dní. Aktualizovaný model 4 planet je dynamicky zabalený a potenciálně stabilní po miliardy let.

S dalším zdokonalením však bylo detekováno ještě více kandidátských planet. V roce 2019 článek publikovaný v Astronomy & Astrophysics navrhl, že Tau Ceti by mohl mít Jupiter nebo super-Jupiter založený na tangenciální astrometrické rychlosti kolem 11,3 m/s. Přesná velikost a poloha tohoto domnělého objektu nebyla stanovena, ačkoli je to nejvýše 5 hmotností Jupitera, pokud obíhá mezi 3 a 20 AU. Studie astronomů z roku 2020 od astronomů Jeremyho Dietricha a Daniela Apai analyzovala orbitální stabilitu známých planet a vzhledem ke statistickým vzorcům identifikovaným ze stovek dalších planetárních systémů prozkoumala dráhy, na nichž je přítomnost dalších, dosud nezjištěných planet nejpravděpodobnější . Tato analýza předpovídala tři kandidáty planety na oběžných drahách shodné s kandidáty planet b, c a d. Těsná shoda mezi nezávisle predikovanými periodami planet a obdobími tří kandidátů planety dříve identifikovaných v datech radiální rychlosti silně podporuje skutečnou planetární povahu kandidátů b, c a c. Studie dále předpovídá alespoň jednu dosud nezjištěnou planetu mezi planetami e a f, tj. V obyvatelné zóně. Tato předpovězená exoplaneta je identifikována jako PxP-4. Signály detekované z kandidátských planet mají radiální rychlosti až 30 cm/s a experimentální metoda použitá při jejich detekci, jak byla aplikována na HARPS, mohla teoreticky detekovat až kolem 20 cm/s.

Pokud je Tau Ceti zarovnáno takovým způsobem, že je téměř na pólu k Zemi (jak by mohla naznačovat jeho rotace), byly by jeho planety méně podobné hmotnosti Země a více Neptunu , Saturnu nebo Jupiteru . Například, byly obíhají Tau Ceti F je nakloněná 70 stupňů od bytí zepředu na Zemi, jeho hmotnost by4.18+1,12
-1,46Hmoty Země, což z ní dělá super-Zemi středního až nižšího konce. Tyto scénáře však nemusí být nutně pravdivé; protože disk sutin Tau Ceti má sklon35 ± 10 , dráhy planet by mohly být podobně nakloněné. Pokud by se předpokládalo, že disk trosek a oběžné dráhy f jsou stejné, f by bylo mezi5,56+1,48
-1,94 a 9.30+2,48
−3,24Hmoty Země, takže je o něco větší pravděpodobnost, že to bude mini-Neptun .

Tau Ceti e

Hlavní článek: Tau Ceti e

Tau Ceti e je potvrzená planeta obíhající kolem Tau Ceti, která byla detekována statistickými analýzami údajů o variacích hvězdy v radiální rychlosti, které byly získány pomocí HIRES , AAPS a HARPS . Jeho možné vlastnosti byly upřesněny v roce 2017: obíhá ve vzdálenosti 0,552 AU (mezi oběžnými drahami Venuše a Merkuru ve sluneční soustavě ) s oběžnou dobou 168 dní a má minimální hmotnost 3,93 hmotnosti Země. Pokud by Tau Ceti e mělo atmosféru podobnou Zemi, povrchová teplota by se pohybovala kolem 68 ° C (154 ° F). Na základě dopadajícího toku na planetu, studie Güdel et al. (2014) spekulovali, že planeta může ležet mimo obyvatelnou zónu a blíže světu podobnému Venuši.

Tau Ceti f

Hlavní článek: Tau Ceti f

Tau Ceti f je potvrzená planeta Tau Ceti obíhající super Zemi, která byla objevena v roce 2012 statistickými analýzami variací hvězdy v radiální rychlosti na základě údajů získaných pomocí HIRES, AAPS a HARPS. Je to zajímavé, protože jeho oběžná dráha jej umisťuje do rozšířené obyvatelné zóny Tau Ceti. Studie z roku 2015 však naznačuje, že se nachází v mírném pásmu méně než jednu miliardu let, takže nemusí existovat zjistitelný biosignature .

Je známo jen málo vlastností planety kromě její oběžné dráhy a hmotnosti. Obíhá kolem Tau Ceti ve vzdálenosti 1,35 AU (poblíž oběžné dráhy Marsu ve sluneční soustavě) s oběžnou dobou 642 dní a má minimální hmotnost 3,93 hmotnosti Země.

Disk na nečistoty

V roce 2004 tým britských astronomů vedený Jane Greavesovou zjistil, že Tau Ceti má více než desetinásobek množství kometárního a asteroidálního materiálu, který jej obíhá, než Slunce. To bylo určeno měřením disku studeného prachu obíhajícího kolem hvězdy vzniklého srážkami mezi tak malými tělesy. Tento výsledek tlumí možnost složitého života v systému, protože jakékoli planety by trpěly velkými nárazovými událostmi zhruba desetkrát častěji než Země. Greaves v době svého výzkumu poznamenal, že „je pravděpodobné, že [jakékoli planety] budou zažívat neustálé bombardování asteroidy druhu, o kterém se věří, že zničilo dinosaury “. Taková bombardování by bránila rozvoji biologické rozmanitosti mezi dopady. Nicméně, je možné, že velká Jupiter -sized plynového obra (jako je navrhovaný planetě „i“) by mohly odklonit komety a asteroidy.

Disk s troskami byl objeven měřením množství záření vyzařovaného systémem v daleko infračervené části spektra . Disk tvoří symetrický prvek, který je vycentrován na hvězdu a jeho vnější poloměr je průměrný55 AU . Nedostatek infračerveného záření z teplejších částí disku poblíž Tau Ceti znamená vnitřní omezení v poloměru10 AU . Pro srovnání, Kuiperův pás sluneční soustavy sahá od 30 do50 AU . Aby byl tento prstenec prachu udržován po dlouhou dobu, musí být neustále doplňován kolizemi větších těles. Převážná část disku obíhá kolem Tau Ceti ve vzdálenosti 35–50 AU , dobře mimo oběžnou dráhu obytné zóny. V této vzdálenosti může být prachový pás analogický s Kuiperovým pásem, který leží mimo oběžnou dráhu Neptunu ve sluneční soustavě.

Tau Ceti ukazuje, že hvězdy nemusí stárnout o velké disky, a tak silný pás nemusí být u hvězd podobných Slunci neobvyklý. Pás Tau Ceti je jen 1/20 tak hustý jako pás kolem jeho mladé sousedky Epsilon Eridani. Relativní nedostatek úlomků kolem Slunce může být neobvyklým případem: jeden člen výzkumného týmu naznačuje, že Slunce mohlo na začátku své historie projít blízko jiné hvězdy a že byla odstraněna většina jeho komet a asteroidů. Hvězdy s velkými diskovými úlomky změnily způsob, jakým astronomové přemýšlejí o vzniku planet, protože diskové hvězdy trosek, kde je prach neustále vytvářen kolizemi, se zdají být schopny snadno vytvářet planety.

Obyvatelnost

Obyvatelná zóna Tau Ceti- místa, kde by na planetě velikosti Země mohla být přítomna kapalná voda-zabírá poloměr 0,55–1,16  AU , kde 1 AU je průměrná vzdálenost Země od Slunce. Primitivní život na planetách Tau Ceti se může odhalit analýzou složení atmosféry pomocí spektroskopie, pokud je nepravděpodobné, že by složení bylo abiotické, stejně jako kyslík na Zemi svědčí o životě.

Tau Ceti mohl být cílem hledání zrušeného Terrestrial Planet Finder

Doposud nejoptimističtějším vyhledávacím projektem byl Projekt Ozma , který měl za úkol „hledat mimozemskou inteligenci “ ( SETI ) zkoumáním vybraných hvězd na indikaci umělých rádiových signálů. Provozoval jej astronom Frank Drake , který vybral Tau Ceti a Epsilon Eridani jako počáteční cíle. Oba se nacházejí poblíž sluneční soustavy a jsou fyzicky podobné Slunci. Navzdory 200 hodinám pozorování nebyly nalezeny žádné umělé signály. Následné rádiové průzkumy tohoto hvězdného systému byly negativní.

Tento nedostatek výsledků nesnížil zájem o pozorování systému Tau Ceti pro biologické podpisy. V roce 2002 astronomové Margaret Turnbull a Jill Tarter vyvinuli Katalog blízkých obyvatelných systémů (HabCat) pod záštitou projektu Phoenix , dalšího úsilí SETI. Seznam obsahoval více než17 000 teoreticky obyvatelných systémů, přibližně 10% původního vzorku. Příští rok by Turnbull dále upřesnil seznam 30 nejslibnějších systémů5 000 do 100 světelných let od Slunce, včetně Tau Ceti; to bude součástí základu rádiových vyhledávání pomocí Allenova teleskopického pole . Tau Ceti si vybrala jako konečný užší seznam pouhých pěti hvězd vhodných pro vyhledávání (nyní zrušeného) teleskopického systému Terrestrial Planet Finder s komentářem, že „toto jsou místa, kde bych chtěla žít, kdyby Bůh dal naši planetu kolem jiné hvězdy“ .

Viz také

Poznámky

Reference

externí odkazy

Souřadnice : Mapa oblohy 01 h 44 m 04,0829 s , −15 ° 56 ′ 14,928 ″