Wikipedia

Tau Ceti

estrella

Tau Ceti (τ Cet / τ Ceti) ye una estrella na constelación Cetus similar al sol en masa y tipu espectral. A pocu menos de 12 años lluz de distancia del sistema solar, ye una estrella relativamente cercana. Ye un astru de baxu conteníu metálico, de lo que se deduz la so baxa probabilidá d'allugar planetes del tipu terrestre nel so sistema. Les observaciones astronómiques detectaron más de 10 vegaes la cantidá d'oxetos y polvu estelar arrodiando la estrella en rellación al sistema solar. La estrella aparenta ser estable, con pequeñes variaciones estelares.

Tau Ceti
Datos d'observación
(Dómina J2000)
Constelación Cetus
Ascensión reuta (α) 01h 44m 04.09s
Declinación (δ) -15° 56' 14.9"
Mag. aparente (V) 3,50
Color 0,72
Carauterístiques físiques
Clasificación estelar G8 V
Masa solar 0,81 (1,61x1030 kg) M☉
Diámetro 1,13x10⁶ km (0,816☉)
Magnitú absoluta 5,69
Temperatura superficial 5.380 K
Periodu de rotación 31 díes
Astrometría
Distancia 11,9 años lluz (3,65 pc)
Paralax 274.18 mas
Otres designaciones
52 Ceti, HD 10700, HR 509, BD-16°295, GCTP 365.00, GJ 71, LHS 146, LTT 935, LFT 159, SAO 147986, LPM 84, FK5 59, HIP 8102
[editar datos en Wikidata]

Nun s'afayaron entá acompañantes que dexen midir la velocidá astrométrica o radial: teniendo en cuenta les posibilidaes de definición astronómica, esto solo esclúi acompañantes subestelares como una nana marrón. Pola mor del discu d'escombros, cualesquier eventual planeta orbitando Tau Ceti enfrenta la probabilidá de munchos más choques que la Tierra, pero a pesar d'esti problema pa la habitabilidad planetaria, les carauterístiques de semeyanza col sol y estabilidá espertaron ampliu interés, calteniendo a la estrella na llista d'oxetivos del SETI.

Tau Ceti nun tien un nome tradicionalmente reconocíu como otres estrelles prominentes, anque pue vese a güeyu como una estrella de tercer magnitú. Vistu dende Tau Ceti el Sol sería una estrella de tercer magnitú na constelación de Boötes.

Movimientu

editar

El movimientu propiu d'una estrella ye la cantidá de movimientu al traviés del so esfera celeste, determinada al comparar la so posición relativa respectu en visu a fondu más alloñáu. Considerar a Tau Ceti una estrella d'altu movimientu propiu, yá que'l so cambéu añal de posición ye de dos segundos d'arcu. El movimientu de más d'un grau d'arcu rique dellos miles d'años. Una alta movilidá propia ye indicativa de la so proximidá al sol,[1] una y bones les estrelles vecines pueden travesar un arcu angular celeste más rápido que les alloñaes, y son bones candidates pa los estudios de paralax. Nel casu de Tau Ceti, la midida del paralax indica una distancia de 11,9 años lluz, lo que la convierte nuna de les estrelles más cercanes al sistema solar, y la más cercana dientro del tipu espectral «G» depués d'Alfa Centauri.[2]

La velocidá radial d'una estrella representa'l so movimientu al alloñar o averase al sol. A diferencia del movimientu propiu, la velocidá radial nun puede ser reparada direutamente, pero puede determinase per aciu midíes del espectro. Debíu al efeutu Doppler, les llinies d'absorción nel espectru de la estrella van variar en candia (llonxitúes d'onda más llargues) si l'astru alloñar del observador, o escontra l'azul (llargores más curtios) si avérase. Nel casu de Tau Ceti la velocidá radial ye aproximao −17 km/s, onde'l signu negativu indica que s'alloñar del sol.[3]

La distancia a Tau Ceti, xunto col so movimientu propiu y la so velocidá radial, dexa calcular el movimientu de la estrella al traviés del espaciu. La velocidá espacial relativa al sol ye d'aproximao 37 km/s, resultancia que puede utilizase pa calcular el patrón orbital de Tau Ceti al traviés de la Via Lláctea. La distancia al centru principal de la galaxa ye de 9,7 kiloparsecs (32.000 años lluz) y la so escentricidá orbital ye de 0,22.[4]

Propiedaes físiques

editar
 
El sol (esquierda) ye de mayor tamañu y daqué más caliente que Tau Ceti (derecha).

Créese que'l sistema de Tau Ceti tien un únicu componente estelar. Reparóse una acompañante tenue dende'l puntu de vista ópticu, que ta venceyada gravitacionalmente, pero allugada a más de 10 segundos d'arcu de la primaria.[5] Nun se deducieron perturbaciones astrométricas o de la velocidá radial, lo que suxer que la estrella nun pose una acompañante d'importancia nuna órbita cercana, tal como un «Xúpiter caliente».[6][7][8]

La mayor parte de la conocencia relativa a Tau Ceti llogróse per aciu midíes espectroscópicas, comparando l'espectru con modelos informáticos de la evolución estelar pa dexar envalorar la so edá, masa, radio y lluminosidá. De toes formes, per aciu l'usu d'un interferómetro astronómicu pueden llograse midíes del radiu estelar en forma direuta, yá que empleguen referencies que dexen midir ángulos enforma menores que los que dexa la definición d'un telescopiu convencional. Per esti mediu, el radiu de Tau Ceti calculóse en 81,6 ± 1,3% del radiu solar, lo que representa'l tamañu esperáu pa una estrella de masa daqué menor al sol.[9] Midíes de interferómetro anteriores, de menor precisión, supunxeren 77,3 ± 0,4% del radiu solar.[10]

Rotación

editar

El periodu de rotación de Tau Ceti midióse gracies a variaciones periódiques nes llinies H y K d'absorción del calciu ionizado. Tales llinies tán íntimamente acomuñaes a l'actividá magnética superficial.[11] polo que la midida de los periodos de variación considera'l tiempu riquíu polos sitios d'actividá magnética pa completar una vuelta completa sobre la estrella. Por esti métodu la rotación envaloróse en 34 dïas.[12] Debíu al efeuto Doppler, la velocidá de rotación afecta l'anchu de les llinies d'absorción del espectru, polo qu'analizando tales llinies ye posible envalorar la velocidá de rotación. Nel casu de Tau Ceti, la velocidá de rotación deducir de:

 .

onde veq ye la velocidá ecuatorial, y i ye l'ángulu d'enclín de la exa de rotación respeutu del planu del observador. Pa una estrella típica G8, la velocidá de rotación ye aproximao 2.5 km/s, polo que la relativamente baxa velocidá de rotación deducida pa Tau Ceti suxer que la tamos viendo nuna direición casi paralela a la so exa polar.[13][14]

Metalicidá

editar

La composición química d'una estrella aprove nicios importantes sobre la so historia evolutiva, incluyendo la so edá. El mediu interestelar de polvu y gas del que se xeneraron les estrelles ta compuestu principalmente d'hidróxenu y heliu, con traces d'elementos más pesaos. Como les estrelles vecines siguen la so evolución y muerren, semen el mediu interestelar con crecientes proporciones d'elementos pesaos. Arriendes d'ello, les estrelles más nueves van tender a tener mayor proporción d'elementos pesaos qu'aquelles más vieyes. Los astrónomos denominen a esta porción d'elementos pesaos «metalicidá».[15]

La metalicidá d'una estrella midir en términos de cantidá de fierro en rellación al hidróxenu. El llogaritmu de la bayura relativa de fierro comparar col sol, y nel casu de Tau Ceti, la metalicidá atmosférica ye aproximao:

 

esto ye un terciu de la solar. Midíes anteriores variaron dende -0.13 a -0.60.[16][17]

Esta baxa presencia de fierro indica que Tau Ceti ye cuandoquier, más vieya que'l sol: la so edá envalorada ye aproximao 1010 años, comparada con 4.5710 del sol. Diez mil millones d'años representen una porción substancial de la edá del universu visible, anque estimaciones computaes de la edá de la estrella varien ente 4,410 y 1210 años, según el modelu adoptáu.[9]

Lluminosidá y variabilidá

editar

La lluminosidá de Tau Ceti ye equivalente a namái'l 55% de la solar.[4] Un planeta terrestre debería orbitar la estrella a una distancia daqué menor a 0,7 unidaes astronómiques con cuenta de consiguir el nivel de llume solar de la tierra. Esto representa menos que la alloña permediu ente Venus y el nuesu sol.

La cromosfera de Tau Ceti —la porción de l'atmósfera estelar sobre la fotosfera emisora de lluz — amuesa polo xeneral nula o bien baxa actividá magnética, indicando que se trata d'una estrella estable.[18] Un estudiu de nueve años de la temperatura, granulometría y cromosfera nun refundió variaciones significatives: les emisiones del ion Calciu alredor de les bandes infrarroxes H y K amosaron un posible ciclu de 11 años, en forma bien similar al sol.[13] Suxirióse tamién que puede atopase nun periodu de baxa actividá análogu a un mínimu de Maunder.[19][20][21]

Los perfiles espectrales de Tau Ceti son desaxeradamente estrechos, indicando l'ausencia de turbulencias y la baxa velocidá de rotación.[22]

Discu d'escombros

editar

Nel añu 2004 un equipu d'astrónomos británicos lideraos por Jane Greaves afayó que Tau Ceti tien más de 10 vegaes la cantidá de material cometario y asteroides orbitando que'l nuesu sol, midiendo'l discu de polvu frío alredor de la estrella producíu pol choque ente estos pequeños cuerpos.[23] Esti afayu pon en dulda la posibilidá d'atopar vida nel sistema, considerando les consecuencies pa un planeta con una tasa d'impactos d'oxetos estelares diez veces mayor a la Tierra. Greaves remarcó n'ocasión del descubrimientu:

Ye probable que cualesquier eventual planeta esperimente un constante bombardéu d'asteroides del tipu que se cree terminó colos dinosaurios
Jane Greaves[24]

Con Tau Ceti demuéstrase que les estrelles de cierta edá non necesariamente pierden los sos grandes discos d'escombros, una angosta cinturón frecuente en práuticamente toles de tipu solar.[25] La cinturón de Tau Ceti tien una densidá de 1/20 del de la so moza vecina, Épsilon Eridani.[23] La relativa perda d'escombros alredor del sol puede constituyir un casu inusual: un equipu d'investigación suxirió que'l sol puede pasar cerca d'otra estrella de primeres de la so evolución, perdiendo la mayoría de les sos cometes y asteroides.[24] El descubrimientu d'estrelles con grandes discos d'escombros modificó'l conceutu de la formación de los planetes: estos discos, onde se xenera polvu estelar en forma continua por cuenta de los frecuentes choques paecen ser el principal formador de planetes.[25]

Los escombros van ser bien útiles si esploradores y colonos humanos de la Tierra quixeren construyir estaciones espaciales y hábitats artificiales n'órbita alredor de Tau Ceti.

Busca de planetes y vida

editar

El principal factor qu'impulsa la investigación sobre Tau Ceti son les sos carauterístiques de semeyanza col Sol y la so consecuente posibilidá d'esistencia de planetes y vida estraterrestre. Hall y Lockwood envaloren que los conceutos d'analoxía solar» y «ximielgos solares» aplíquense cada vegada con mayores restricciones.[26] Tau Ceti aseméyase enforma al sol en masa y estabilidá, pero difier na falta relativa de metales. Les semeyances inspiraron por décades distintes alusiones a la estrella na cultura popular, según na investigación científica.

Per otru llau, Tau Ceti foi oxetu de busca de planetes de baxa velocidá radial, anque ensin resultancies positives siquier nun principiu.[27] La precisión llograda na busca investigó velocidaes de 11 m/s y más, mientres un ralu de cinco años.[8] Les resultancies esclúin la presencia de Xúpiters calientes, y probablemente esclúin cualquier planeta con masa igual o mayor a Xúpiter o con periodos orbitales menores a 15 años.[28] Amás, una esploración d'estrelles cercanes completada en 1999 pola cámara d'ampliu espectru del Telescopiu espacial Hubble nun llogró afayar acompañantes pa Tau Ceti.[29]

Tales esploraciones escluyeron namái grandes nanes marrones y planetes xigantes ensin refugar cuerpos más pequeños, del tipu de la tierra n'órbita alredor de la estrella.[29] D'esistir "Jupiteres calientes" nuna órbita cercana, con toa probabilidá alteriaren la zona habitable del sistema estelar; poro, la so esclusión ye daqué positivu pa la posibilidá d'atopar planetes similares a la Tierra.[30][6] La busca global amosó una correllación positiva ente la presencia de planetes estrasolares y una estrella madre d'alta metalicidá, suxiriendo que les estrelles con baxa proporción de fierro como Tau Ceti tienen poca probabilidá d'allugar planetes.[31] La evidencia d'una angosta cinturón d'escombros amonta la posibilidá de qu'unu o más planetes predresos orbiten la estrella, anque tamién representa un escenariu de fuerte bombardéu d'oxetos estelares. Si atópense tales planetes, sía en subsecuentes busques o con telescopios de mayor definición, el siguiente desafíu va ser topar agua atmosférico y temperatures que faigan posible la vida. La vida primitiva puede revelase pola composición atmósferica, entá nos sos aspeutos inorgánicos, tal como la presencia d'oxígeno ye un indicador de vida na tierra.[32]

Esto paez camudar el día 19 d'avientu de 2012, cuando s'anunció la posible esistencia d'un sistema planetariu de cinco planetes orbitando esta estrella.[33] Les mases envaloraes pa ellos bazcuyen ente 2 y más de 6,5 vegaes la masa de la Tierra y el so periodu orbital va de los 14 díes a los 640 díes. Dos d'ellos (Tau Ceti y[34][35] y Tau Ceti f per un marxe pequeñu[36]) paecen topase dientro de la zona habitable de Tau Ceti al ser ésta más débil que'l Sol:

Nome !Masa
(MT) 		Semiexe mayor
(UA) 		Periodu orbital
(díes) 		Escentricidá
b 2,00 ± 0,79 0,105 ± 0,006 13,965 ± 0,02 0,16 ± 0,22
c 3,11 ± 1,40 0.195 ± 0,01 35,362 ± 0,1 0,03 ± 0,22
d 3,50 ± 1,59 0.374 ± 0,02 94,11 ± 0,7 0,08 ± 0,26
y 4,29 ± 2,00 0.552 ± 0,02 168,12 ± 2,0 0,05 ± 0,2
f 6,67 ± 3,50 1.35 ± 0,1 642 ± 30 0,03 ± 0,3

SETI y el HabCat

editar
 
Tau Ceti puede ser un oxetivu de busca pal Terrestrial Planet Finder.

El proyeutu d'esploración más optimista foi'l Proyeutu Ozma, dirixíu a la busca d'intelixencia estraterrestre, ( SETI ) per aciu l'exame d'estrelles escoyíes pa topar indicadores de señales artificiales de radiofrecuencia. El proyeutu foi empecipiáu pol astrónomu Frank Drake, quien escoyó a Tau Ceti y Épsilon Eridani como oxetivos iniciales. Dambes estrelles allugar nes cercaníes astronómiques del Sol y son físicamente similares. Nun s'atoparon señales artificiales, a pesar de les 200  hores d'observación realizaes.[37] Busques posteriores nel espectru de radiofrecuencia tamién refundiaron resultancies negatives.

L'ausencia de resultancies menguó l'interés na busca de señales de vida en Tau Ceti, pero nel añu 2002 los astrónomos Margaret Turnbull y Jill Tarter desenvolvieron el «Catálogu de sistemes habitables cercanos» («HabCat») sol auspicio del Proyeutu Phoenix, otra investigación SETI. La llista contién más de 17.000 sistemes teóricamente habitables, aproximao un 10% de los sistemes cercanos.[38] Al añu siguiente Turnbull refinó la llista destacando los 30 sistemes más prometedores ente los 5.000 investigaos dientro d'un radiu de 100 años lluz del sistema solar, incluyendo Tau Ceti, que van formar parte de la busca básica de radiofrecuencies col Allen Telescope Array.[39] Tamién escoyó a Tau Ceti dientro d'una llista básica de cinco estrelles facederos de ser investigaes per aciu el Terrestrial Planet Finder, sorrayando que «estos son llugares onde yo viviría si Dios punxera al nuesu planeta alredor d'otra estrella».[40]

Vecindá

editar

Tau Ceti ye una estrella del hemisferiu sur, na constelación Cetus (Ballena): asumiendo perfectes condiciones visuales ye visible sobre la llatitú 75°N. La constelación ye grande, y tópase xusto al sur del ecuador celeste. Otres estrelles visibles son la variable Mira y otres qu'a pesar d'atopase na mesma direición dende la tierra, nun tán físicamente cercanes unes d'otres: por casu la xigante naranxa Beta Ceti, la más brillosa de la constelación, ta aproximao a 100 años lluz del Sol, casi 10 vegaes más lloñe que Tau Ceti. La mayoría de les estrelles cercanes a Tau Ceti son débiles y nun pueden apreciase a güeyu, ente elles YZ Ceti y Luyten 726-8.

Na ficción

editar
  • Na novela "Los quitaos", de Ursula K. -y Guin, los planetes ximielgos Urras y Anarres orbiten a Tau Ceti.

Referencies

editar
  1. ↑ Reid, Neill (22 de febreru, 2002). «Meeting the neighbours: NStars and 2MASS». Space Telescope Science Institute. Consultáu'l 11 d'avientu de 2006.
  2. ↑ Henry, Todd J. (1 d'ochobre, 2006). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Consultáu'l 11 d'avientu de 2006.
  3. ↑ R.P. Butler, G.W. Marcy, Y. Williams, C. McCarthy, P. Dosanjh, S.S. Vogt (1996). «Attaining Doppler Precision of 3 M s-1». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 108:  páxs. 500. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996PASP..108..500B. Consultáu'l 11 d'avientu de 2006. 
  4. ↑ 4,0 4,1 G. F. Porto de Mello, Y. F. del Pelosu, L. Ghezzi (2006). «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun». Astrobiology 6 (2):  páxs. 308–331. http://www.liebertonline.com/doi/abs/10.1089/ast.2006.6.308. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  5. ↑ Pijpers, F. P.; Teixeira, T. C.; Garcia, P. J.; Cunha, M. S.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Christensen-Dalsgaard, J. (2003). «Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti». Astronomy & Astrophysics 401:  páxs. L15–L18. https://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2003/28/aafd171/aafd171.right.html. Consultáu'l 24-09-20074. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Campbell, Bruce; Walker, G. A. H. (August 1988). «A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars». Astrophysical Journal 331:  páxs. 902–921. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...331..902C. Consultáu'l 24 de setiembre de 2007. 
  7. ↑ «Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NON planet found». Estrasolar Planets Encyclopedia. Consultáu'l 28 de setiembre de 2007.
  8. ↑ 8,0 8,1 Endl, M.; Kurster M.; Els S. (2002). «The planet search program at the ESO Coud´y Echelle spectrometer». Astron. Astrophys. 362:  páxs. 585–594. doi:10.1051/0004-6361:20020937. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A%26A...392..671Y. 
  9. ↑ 9,0 9,1 Y. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella, A. Domicianu de Souza, V. Coudé du Foresto, D. Ségransan, P. Morel (2004). «VLTI near-DIR interferometric observations of Vega-Like Stars». Astronomy and Astrophysics 426:  páxs. 601–617. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..219Y.184D. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  10. ↑ Pijpers, F. P.; Teixeira, T. C.; Garcia, P. J.; Cunha, M. S.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Christensen-Dalsgaard, J. (2003). «Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti». Astronomy & Astrophysics 401:  páxs. L15–L18. https://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2003/28/aafd171/aafd171.right.html. Consultáu'l 24 de setiembre de 2007. 
  11. ↑ «H-K Project: Overview of Chromospheric Activity». Mount Wilson Observatory. Archiváu dende l'orixinal, el 2006-08-31. Consultáu'l 15 de xineru de 2006.
  12. ↑ S. Baliunas, D. Sokoloff, W. Soon (1996). «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?». Astrophysical Journal Letters 457:  páxs. L99. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...457L..99B. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  13. ↑ 13,0 13,1 D. F. Gray, S. L. Baliunas (1994). «The activity cycle of tau Ceti». Astrophysical Journal 427 (2):  páxs. 1042–1047. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...427.1042G. 
  14. ↑ Jeffrey C. Hall, G. W. Lockwood, Erika L. Gibb (1995). «Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples». Astrophysical Journal 442 (2):  páxs. 778–793. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...442..778H. 
  15. ↑ G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari (1999). «Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 296 (4):  páxs. 1045–1056. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astru.ph..7185C. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  16. ↑ G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois, F. Thevenin, Y. Friel, M. Mermilliod, S. Cantu (1991). «A catalogue of Fe/H determinations - 1991 edition». Astronomy and Astrophysics Supplement Series 95 (2):  páxs. 273–336. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&AS...95..273C. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  17. ↑ C. Flynn, O. Morell (1997). «Metallicities and kinematics of G and K dwarfs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (3):  páxs. 617–625. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996astru.ph..9017F. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  18. ↑ P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin, D. Sokoloff, W. Soon (1997). «Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations». The Astrophysical Journal 483 (1):  páxs. 426–434. http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/304206. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  19. ↑ Periodu históricu asociáu cola pequeña Edá de Xelu n'Europa, cuando la radiación solar foi notoriamente escasa na superficie solar.
  20. ↑ P. G. Judge, S. H. Saar (18 de xunetu, 1995). «The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective». High Altitude Observatory. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007.
  21. ↑ Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson, and Thomas R. Ayres (2004). «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)». The Astrophysical Journal 609 (1):  páxs. 392–406. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v609n1/59877/brief/59877.abstract.html. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  22. ↑ Smith, G.; Drake, J. J. (July 1987). «The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars». Astronomy and Astrophysics 181 (1):  páxs. 103–111. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A&A...181..103S. Consultáu'l 26 de setiembre de 2007. 
  23. ↑ 23,0 23,1 J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent (2004). «The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3):  páxs. L54–L58. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.351L..54G. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  24. ↑ 24,0 24,1 McKee, Maggie (7 de xunetu, 2004). «Life unlikely in asteroid-ridden star system». New Scientist. Archiváu dende l'orixinal, el 2007-12-24. Consultáu'l 25 de setiembre de 2007.
  25. ↑ 25,0 25,1 Greaves, Jane S. (January 2005). «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems». Science 307 (5706):  páxs. 68–71. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5706/68. Consultáu'l 27 de setiembre de 2007. 
  26. ↑ Hall, J. C.; Lockwood, G. W. (2004). «The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars». The Astrophysical Journal 614:  páxs. 942–946. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v614n2/18338/18338.html. Consultáu'l 18 de setiembre de 2007. 
  27. ↑ «Tables d'estrelles monitoreaes por espectrocopía ensin resultancies topaes». Estrasolar Planets Encyclopedia. Consultáu'l 28 de setiembre de 2007.
  28. ↑ Walker, Gordon A.H.; Walker Andrew H.; Irwin W.Alan; et al. (1995). «A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars». Icarus 116:  páxs. 359–375. doi:10.1006/icar.1995.1130. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...187.7008W. —Nótese qu'esti estudiu non exluye la posibilidá d'un gran planeta con masa mayor a la de Xúpiter, y un planu orbital próximu a la perpndicular del planu visual.
  29. ↑ 29,0 29,1 D. J. Schroeder, D. A. Golimowski, R. A. Brukardt, et al. (2000). «A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2». Astronomical Journal 119 (2):  páxs. 906–922. http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v119n2/990423/990423.html. Consultáu'l 14 d'agostu de 2007. 
  30. ↑ «Tau Ceti». Sol Company. Consultáu'l 25 de setiembre de 2007.
  31. ↑ G. Gonzalez (March 17–21, 1997). «The Stellar Metallicity - Planet Connection». ASP Conference Series. Consultáu'l 8 de payares de 2006.
  32. ↑ Woolf, Neville; Angel, J. Roger (September 1998). «Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 36:  páxs. 507–537. http://arjournals.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astru.36.1.507. Consultáu'l 21 de setiembre de 2007. 
  33. ↑ M. Tuomi; et al títulu=Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the � Ceti velocities. Astronomy & Astrophysics. http://star-www.herts.ac.uk/~hraj/tauceti/paper.pdf. 
  34. ↑ "Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star", BBC News, 19 d'avientu de 2012
  35. ↑ "Tau Ceti May Have a Habitable Planet", Astrobiology Magacín, 19 d'avientu de 2012
  36. ↑ «Archived copy». Archiváu dende l'orixinal, el 2021-03-08.
  37. ↑ Alexander, Amir. «The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History». The Planetary Society. Archiváu dende l'orixinal, el 29 d'agostu de 2007. Consultáu'l 8 de payares de 2006.
  38. ↑ Turnbull, Margaret C.; Tarter, Jill (March 2003). «Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems». Astrophysical Journal Supplement Series 145 (1):  páxs. 181–198. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJS..145..181T. Consultáu'l 21 de setiembre de 2007. 
  39. ↑ «Stars and Habitable Planets». Sol Company. Consultáu'l 21 de setiembre de 2007.
  40. ↑ «Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars». American Association for the Advancement of Science (18 de febreru, 2006). Archiváu dende l'orixinal, el 2011-07-22. Consultáu'l 21 de setiembre de 2007.

Enllaces esternos

editar

Coordenaes:   1h 44m 4.083s, -15° 56′ 14.928″

Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/w/index.php?title=Tau_Ceti&oldid=4273131»