Tau Ceti
Estrella única de color amarillo en la constelación de Cetus

Tau Ceti
Ubicación de τ Ceti (en un círculo)
Datos de observación
Época J2000       Equinoccio J2000
ConstelaciónCetus
Pronunciación/ ˌ t aʊ ˈ s iː t aɪ /
Ascensión recta01h 44m 04.083s [ 1 ]​
Declinación−15° 56′ 14.93″ [1]
Magnitud aparente  (V)3,50 ± 0,01 [2]
Características
Etapa evolutivaSecuencia principal
Tipo espectralG8V [3]
Índice de color U−B+0,21 [4]
Índice de color B−V+0,72 [4]
Astrometria
Velocidad radial (R v )−16,68 ± 0,05 [5]  km/s
Movimiento propio (μ) RA:  −1721,728  mas / año [1]
Dic.:  +854,963  mas / año [1]
Paralaje (π)273,8097 ± 0,1701  mas [1]
Distancia11,912 ± 0,007  años luz
(3,652 ± 0,002  años luz )
Magnitud absoluta  (M V )5,69 ± 0,01 [2]

Magnitud bolométrica absoluta  (M bol )		5,52 ± 0,02 [2]
Detalles
Masa0,69 ± 0,09 [6]  M ☉
Radio0,793 ± 0,004 [6]  R ☉
Luminosidad0,488 ± 0,010 [2]  L ☉
Luminosidad (visual, L V )0,45 [nota 1]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4,48 ± 0,05 [6]  cgs
Temperatura5,320 ± 40 [6]  K
Metalicidad28 ± 3 % Sol
Metalicidad [Fe/H]−0,55 ± 0,05 [7]  dex
Rotación46 ± 4  días [6]
Velocidad de rotación ( v  sen  i )0,1 ± 0,1 [6]  km/s
Edad8–10 [8]  Gyr
Otras denominaciones
52 Cet , BD -16° 295 , FK5  59, GJ  71, HD  10700, HIP  8102, HR  509, SAO  147986, LFT  159, LHS  146, LTT  935 [4]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos
Archivo de exoplanetasdatos
ARICNOSdatos

Tau Ceti , latinizado de τ Ceti , es una estrella solitaria en la constelación de Cetus que es espectralmente similar al Sol , aunque tiene solo alrededor del 78% de la masa del Sol . A una distancia de poco menos de 12 años luz (3,7 parsecs ) del Sistema Solar , es una estrella relativamente cercana y la estrella solitaria de clase G más cercana . La estrella parece estable, con poca variación estelar , y es deficiente en metales (baja en elementos distintos del hidrógeno y el helio) en relación con el Sol.

Se puede ver a simple vista con una magnitud aparente de 3,5. [2] Visto desde Tau Ceti, el Sol estaría en la constelación de Boötes, en el hemisferio norte, con una magnitud aparente de aproximadamente 2,6. [nb 2] [9]

Las observaciones han detectado más de diez veces más polvo alrededor de Tau Ceti que el que hay en el Sistema Solar. Desde diciembre de 2012, ha habido evidencia de al menos cuatro planetas (todos probablemente súper-Tierras) orbitando Tau Ceti, y dos de ellos están potencialmente en la zona habitable . [10] [11] [12] Hay evidencia de hasta cuatro planetas adicionales no confirmados, uno de los cuales sería un planeta joviano entre 3 y 20 UA de la estrella. [13] Debido a su disco de escombros , cualquier planeta que orbite Tau Ceti enfrentaría muchos más eventos de impacto que la Tierra actual. Tenga en cuenta que esos candidatos planetarios han sido cuestionados recientemente [14] y los descubrimientos recientes sobre la inclinación estelar arrojan dudas sobre la naturaleza terrestre de estos mundos. [6] A pesar de este obstáculo a la habitabilidad , sus características análogas solares (similares al Sol) han llevado a un interés generalizado en la estrella. Dada su estabilidad, similitud y relativa proximidad al Sol, Tau Ceti figura constantemente como objetivo de la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI). [15]

Nombre

El nombre "Tau Ceti" es la designación de Bayer para esta estrella, establecida en 1603 como parte del catálogo de estrellas Uranometria del cartógrafo celeste alemán Johann Bayer : es el "número T" en la secuencia de la constelación Cetus de Bayer. En el catálogo de estrellas del Calendarium de Al Achsasi al Mouakket , escrito en El Cairo alrededor de 1650, esta estrella fue designada Thālith al Naʽāmāt (ثالث النعامات - thālith al-naʽāmāt ), que fue traducida al latín como Tertia Struthionum , es decir, la tercera de los avestruces . [16] Esta estrella, junto con η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos) y υ Cet , eran Al Naʽāmāt (النعامات), las gallinas avestruces. [17] [18]

En la astronomía china , el " Granero Celestial Cuadrado " ( chino :天倉; pinyin : Tiān Cāng ) se refiere a un asterismo formado por τ Ceti, ι Ceti , η Ceti , ζ Ceti , θ Ceti y 57 Ceti . [19] En consecuencia, el nombre chino de τ Ceti es "la Quinta Estrella del Granero Celestial Cuadrado" (chino:天倉五; pinyin: Tiān Cāng wǔ ). [20]

Movimiento

El movimiento propio de una estrella es su velocidad de movimiento a través de la esfera celeste , determinada comparando su posición relativa a objetos de fondo más distantes. Tau Ceti se considera una estrella de alto movimiento propio, aunque solo tiene un recorrido anual de poco menos de 2  segundos de arco . [nb 3] Por lo tanto, se necesitarán unos 2000 años antes de que la ubicación de esta estrella cambie más de un grado. Un alto movimiento propio es un indicador de proximidad al Sol. [21] Las estrellas cercanas pueden atravesar un ángulo de arco a través del cielo más rápidamente que las estrellas de fondo distantes y son buenas candidatas para estudios de paralaje . En el caso de Tau Ceti, las mediciones de paralaje indican una distancia de11,9  años luz . Esto lo convierte en uno de los sistemas estelares más cercanos al Sol y la siguiente estrella de clase espectral G más cercana después de Alpha Centauri A. [ 22]

La velocidad radial de una estrella es el componente de su movimiento que se acerca o se aleja del Sol. A diferencia del movimiento propio, la velocidad radial de una estrella no se puede observar directamente, pero se puede determinar midiendo su espectro . Debido al efecto Doppler , las líneas de absorción en el espectro de una estrella se desplazarán ligeramente hacia el rojo (o longitudes de onda más largas) si la estrella se aleja del observador, o hacia el azul (o longitudes de onda más cortas) cuando se acerca al observador. En el caso de Tau Ceti, la velocidad radial es de unos −17 km/s, y el valor negativo indica que se está moviendo hacia el Sol. [23] La estrella hará su aproximación más cercana al Sol en unos 43.000 años, cuando se encuentre a 10,6 años luz (3,25 pc). [24]

La distancia a Tau Ceti, junto con su movimiento propio y su velocidad radial, dan el movimiento de la estrella a través del espacio. La velocidad espacial relativa al Sol es37,2 km/s . [25] Este resultado puede utilizarse para calcular la trayectoria orbital de Tau Ceti a través de la Vía Láctea . Tiene una distancia galactocéntrica media de9,7 kiloparsecs (32 000 años  luz ) y una excentricidad orbital de 0,22. [26]

Propiedades físicas

El Sol (izquierda) es más grande y algo más caliente que el menos activo Tau Ceti (derecha).

Se cree que el sistema Tau Ceti tiene un solo componente estelar. Se ha observado un compañero óptico tenue con una magnitud de 13,1. En el año 2000, se lo considerabaA 137  segundos de arco de distancia del primario. Puede estar ligado gravitacionalmente, pero se considera más probable que se trate de una coincidencia en la línea de visión. [27] [28] [29]

La mayor parte de lo que se conoce sobre las propiedades físicas de Tau Ceti y su sistema se ha determinado mediante mediciones espectroscópicas . Al comparar el espectro con modelos computacionales de evolución estelar , se puede estimar la edad, masa, radio y luminosidad de Tau Ceti. Sin embargo, utilizando un interferómetro astronómico , se pueden realizar mediciones del radio de la estrella directamente con una precisión del 0,5%. [2] A través de tales medios, se ha medido el radio de Tau Ceti y se ha determinado que es79,3% ± 0,4% del radio solar . [2] Este es aproximadamente el tamaño que se espera para una estrella con una masa ligeramente menor que el Sol. [30]

Rotación

El período de rotación de Tau Ceti se midió mediante variaciones periódicas en las líneas clásicas de absorción H y K del calcio (Ca II) ionizado individualmente. Estas líneas están estrechamente asociadas con la actividad magnética de la superficie , [31] por lo que el período de variación mide el tiempo requerido para que los sitios de actividad completen una rotación completa alrededor de la estrella. Por este medio, se estima que el período de rotación de Tau Ceti es34 d . [32] Debido al efecto Doppler , la velocidad de rotación de una estrella afecta el ancho de las líneas de absorción en el espectro (la luz del lado de la estrella que se aleja del observador se desplazará hacia una longitud de onda más larga; la luz del lado que se acerca al observador se desplazará hacia una longitud de onda más corta). Al analizar el ancho de estas líneas, se puede estimar la velocidad de rotación de una estrella. La velocidad de rotación proyectada para Tau Ceti es

v eq · sen i ≈ 1 km/s,

donde v eq es la velocidad en el ecuador e i es el ángulo de inclinación del eje de rotación con respecto a la línea de visión . Para una estrella G8 típica, la velocidad de rotación es de aproximadamente2,5 km/s . Las mediciones de velocidad de rotación relativamente bajas pueden indicar que Tau Ceti está siendo vista desde casi la dirección de su polo. [33] [34]

Más recientemente, un estudio de 2023 ha estimado un período de rotación de46 ± 4 d y una v eq sen i de0,1 ± 0,1 km/s , correspondiente a una inclinación del polo de7° ± 7° . [6]

Metalicidad

La composición química de una estrella proporciona pistas importantes sobre su historia evolutiva, incluida la edad a la que se formó. El medio interestelar de polvo y gas a partir del cual se forman las estrellas está compuesto principalmente de hidrógeno y helio con cantidades traza de elementos más pesados. A medida que las estrellas cercanas evolucionan y mueren continuamente, siembran el medio interestelar con una porción cada vez mayor de elementos más pesados. Por lo tanto, las estrellas más jóvenes tienden a tener una mayor proporción de elementos pesados ​​en sus atmósferas que las estrellas más viejas. Los astrónomos denominan "metales" a estos elementos pesados, y la proporción de elementos pesados ​​es la metalicidad . [35] La cantidad de metalicidad en una estrella se da en términos de la relación entre el hierro (Fe), un elemento pesado fácilmente observable, y el hidrógeno. Se compara un logaritmo de la abundancia relativa de hierro con el Sol. En el caso de Tau Ceti, la metalicidad atmosférica es

[ Fé yo ] ≈ − 0,50 {\displaystyle \left[{\frac {\text{Fe}}{\text{H}}}\right]\aprox -0,50}  Dex ,

equivalente a aproximadamente un tercio de la abundancia solar. Las mediciones anteriores han variado de -0,13 a -0,60. [36] [37]

Esta menor abundancia de hierro indica que Tau Ceti es casi con certeza más antiguo que el Sol. Su edad se había estimado anteriormente en5,8 mil  millones de años , pero ahora se cree que está alrededor9 Gyr . [8] Esto se compara con4,57 mil millones de años para el Sol. Sin embargo, las estimaciones de edad para Tau Ceti pueden variar de 4,4 a12 mil millones de dólares , según el modelo adoptado. [30]

Además de la rotación, otro factor que puede ampliar las características de absorción en el espectro de una estrella es el ensanchamiento por presión . La presencia de partículas cercanas afecta la radiación emitida por una partícula individual. Por lo tanto, el ancho de la línea depende de la presión superficial de la estrella, que a su vez está determinada por la temperatura y la gravedad superficial. Esta técnica se utilizó para determinar la gravedad superficial de Tau Ceti. El log g , o logaritmo de la gravedad superficial de la estrella, es de aproximadamente 4,4, muy cercano al log g = 4,44 para el Sol. [36]

Luminosidad y variabilidad

La luminosidad de Tau Ceti es igual a sólo el 55% de la luminosidad del Sol . [26] Un planeta terrestre necesitaría orbitar esta estrella a una distancia de aproximadamente0,7  UA para igualar el nivel de insolación solar de la Tierra. Esto es aproximadamente lo mismo que la distancia media entre Venus y el Sol.

La cromosfera de Tau Ceti (la porción de la atmósfera de una estrella justo por encima de la fotosfera emisora ​​de luz ) actualmente muestra poca o ninguna actividad magnética, lo que indica una estrella estable. [38] Un estudio de 9 años de temperatura, granulación y la cromosfera no mostró variaciones sistemáticas; las emisiones de Ca II alrededor de las bandas infrarrojas H y K muestran un posible ciclo de 11 años, pero esto es débil en relación con el Sol. [33] Alternativamente, se ha sugerido que la estrella podría estar en un estado de baja actividad análogo a un Mínimo de Maunder , un período histórico, asociado con la Pequeña Edad de Hielo en Europa, cuando las manchas solares se volvieron extremadamente raras en la superficie del Sol. [39] [40] Los perfiles de línea espectral de Tau Ceti son extremadamente estrechos, lo que indica baja turbulencia y rotación observada. [41] Las oscilaciones asterosismológicas de la estrella tienen una amplitud de aproximadamente la mitad de la del Sol y un modo de vida menor. [2]

Sistema planetario

El sistema planetario Tau Ceti [7] [13] [42] [43] [44]
Compañero
(en orden desde la estrella)		MasaSemieje mayor
( UA )		Periodo orbital
( días )		ExcentricidadInclinaciónRadio
b (sin confirmar)≥2,0 ± 0,8 M 🜨0,105+0,005
−0,006		13.965+0,017
−0,024		0,16 ± 0,22——
g (sin confirmar)≥1,75+0,25
-0,40 Yo 🜨		0,133+0,001
−0,002		20.00+0,02
−0,01		0,06 ± 0,13——
c (sin confirmar)≥3.1+1,4
-1,1 Yo 🜨		0,195+0,009
−0,011		35.362+0,088
−0,106		0,03 ± 0,28——
h (sin confirmar)≥1.83+0,68
-0,26 Yo 🜨		0,243 ± 0,00349,41+0,08
−0,10		0,23+0,16
-0,15		——
d (sin confirmar)≥3,6 ± 1,7 millones 🜨0,374+0,017
−0,020		94.11+0,70
-0,63		0,08 ± 0,26——
e (sin confirmar)≥3.93+0,83
-0,64 Yo 🜨		0,538 ± 0,006162,87+1,08
-0,46		0,18+0,18
-0,14		——
f (sin confirmar)≥3.93+1,05
-1,37 Yo 🜨		1.334+0,017
−0,044		636.13+11,70
−47,69		0,16+0,07
−0,16		——
yo (sin confirmar)≤5 MJ​3–20————
Disco de escombros6.2+9,8
−4,6–52+3
−8 Australia		35 ± 10 °—

Los principales factores que impulsan el interés de la investigación en Tau Ceti son su proximidad, sus características similares al Sol y las implicaciones para la posible vida en sus planetas. Para fines de categorización, Hall y Lockwood informan que "los términos 'estrella similar al Sol', ' análogo solar ' y 'gemelo solar' [son] descripciones progresivamente restrictivas". [45] Tau Ceti encaja en la segunda categoría, dada su masa similar y baja variabilidad, pero relativa falta de metales. Las similitudes han inspirado referencias de la cultura popular durante décadas, así como el examen científico. En 1988, las observaciones de velocidad radial descartaron cualquier variación periódica atribuible a planetas masivos alrededor de Tau Ceti dentro de distancias similares a Júpiter. [46] [47] Mediciones cada vez más precisas continúan descartando tales planetas, al menos hasta diciembre de 2012. [47] La ​​precisión de velocidad alcanzada es de aproximadamente 11 m/s medidos durante un período de tiempo de 5 años. [48] ​​Este resultado excluye a los Júpiter calientes y probablemente excluye a cualquier planeta con una masa mínima mayor o igual a la masa de Júpiter y con períodos orbitales menores a 15 años. [49] Además, en 1999 se completó un estudio de estrellas cercanas con la Cámara Planetaria y de Campo Amplio del Telescopio Espacial Hubble , incluida una búsqueda de compañeros débiles de Tau Ceti; no se descubrió ninguno hasta los límites del poder de resolución del telescopio. [50]

Sin embargo, estas búsquedas sólo excluyeron cuerpos enanos marrones más grandes y planetas gigantes en órbita más cercana, por lo que no se descartaron planetas más pequeños similares a la Tierra en órbita alrededor de la estrella, como los descubiertos en 2012. [50] Si existieran Júpiter calientes en órbita cercana, probablemente perturbarían la zona habitable de la estrella ; por lo tanto, su exclusión se consideró positiva para la posibilidad de planetas similares a la Tierra. [46] [51] La investigación general ha demostrado una correlación positiva entre la presencia de planetas y una estrella madre de metalicidad relativamente alta, lo que sugiere que las estrellas con menor metalicidad como Tau Ceti tienen menos posibilidades de tener planetas. [52]

Descubrimiento

El 19 de diciembre de 2012 se presentaron evidencias que sugerían un sistema de cinco planetas orbitando Tau Ceti. [7] Las masas mínimas estimadas de los planetas estaban entre 2 y 6  masas terrestres , con períodos orbitales que iban de 14 a 640 días. Uno de ellos, Tau Ceti e, parece orbitar a aproximadamente la mitad de distancia de Tau Ceti que la Tierra del Sol. Con una luminosidad de Tau Ceti del 52% de la del Sol y una distancia de la estrella de 0,552 UA, el planeta recibiría 1,71 veces más radiación estelar que la Tierra, ligeramente menos que Venus con 1,91 veces la de la Tierra. Sin embargo, algunas investigaciones lo sitúan dentro de la zona habitable de la estrella. [10] [11] El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria ha estimado que Tau Ceti f, que recibe un 28,5% de la luz estelar que la Tierra, estaría dentro de la zona habitable de la estrella, aunque de forma estrecha. [12]

En agosto de 2017 se publicaron nuevos resultados. [43] Confirmaron a Tau Ceti e y f como candidatos, pero no lograron detectar de manera consistente los planetas b (que puede ser un falso negativo ), c (cuya señal aparente débilmente definida se correlacionó con la rotación estelar) y d (que no apareció en todos los conjuntos de datos). En cambio, encontraron dos nuevos candidatos planetarios, g y h, con órbitas de 20 y 49 días. Las señales detectadas de los planetas candidatos tienen velocidades radiales tan bajas como 30 cm/s, y el método experimental utilizado en su detección, tal como se aplicó a HARPS, en teoría podría haber detectado hasta alrededor de 20 cm/s. [43] El modelo actualizado de 4 planetas está empaquetado dinámicamente y es potencialmente estable durante miles de millones de años.

Sin embargo, con más refinamientos, se han detectado aún más planetas candidatos. En 2019, un artículo publicado en Astronomy & Astrophysics sugirió que Tau Ceti podría tener un Júpiter o un super-Júpiter basándose en una velocidad astrométrica tangencial de alrededor de 11,3 m/s. El tamaño exacto y la posición de este objeto conjeturado no se han determinado, aunque tiene como máximo 5 masas de Júpiter si orbita entre 3 y 20 UA. [13] [nb 4] Un estudio de 2020 de la revista Astronomical Journal realizado por los astrónomos Jamie Dietrich y Daniel Apai analizó la estabilidad orbital de los planetas conocidos y, considerando los patrones estadísticos identificados en cientos de otros sistemas planetarios, exploró las órbitas en las que es más probable la presencia de planetas adicionales, aún no detectados. Este análisis predijo tres candidatos a planetas en órbitas que coincidían con los candidatos a planetas b, c y d. [54] La estrecha coincidencia entre los períodos planetarios predichos independientemente y los períodos de los tres candidatos a planetas identificados previamente en los datos de velocidad radial respalda la naturaleza planetaria genuina de los candidatos b, c y d. Además, el estudio también predice al menos un planeta aún no detectado entre los planetas e y f, es decir, dentro de la zona habitable. [54] Este exoplaneta predicho se identifica como PxP-4. [nb 5]

Dado que Tau Ceti probablemente está alineada de tal manera que está casi en el polo de la Tierra (como lo indica su rotación), [6] si sus planetas comparten esta alineación y tienen órbitas casi frontales, serían menos similares a la masa de la Tierra y más a Neptuno , Saturno o Júpiter . Por ejemplo, si la órbita de Tau Ceti f estuviera inclinada 70 grados con respecto a la Tierra, su masa sería4.18+1,12
-1,46Masas terrestres, lo que la convierte en una supertierra de gama media a baja. Sin embargo, estos escenarios no son necesariamente ciertos; ya que el disco de escombros de Tau Ceti tiene una inclinación de35 ± 10 , las órbitas de los planetas podrían tener una inclinación similar. Si se supusiera que las órbitas del disco de escombros y de f fueran iguales, f estaría entre5.56+1,48
-1,94y9.30+2,48
-3,24La masa de la Tierra es ligeramente mayor, por lo que es ligeramente más probable que sea un mini-Neptuno . Además, cuanto menor sea la inclinación de las órbitas planetarias, menos estables tienden a ser durante un período de tiempo determinado, ya que los planetas tendrían mayores masas y, por lo tanto, más atracción gravitatoria, lo que a su vez perturbaría la estabilidad orbital de los planetas vecinos. Entonces, por ejemplo, si, como se estima en el estudio de Korolik et al. de 2023, Tau Ceti tiene una inclinación de polo de alrededor de 7 grados, y los planetas postulados también, entonces las órbitas de esos planetas estarían al borde de la inestabilidad en un período de tiempo de solo 10 millones de años y, por lo tanto, es extremadamente improbable que hubieran sobrevivido durante los miles de millones de años que componen la vida del sistema estelar. [6]

Tau Ceti-e

Tau Ceti e es un candidato [43] a planeta que orbita Tau Ceti que fue propuesto por primera vez en 2012 mediante análisis estadísticos de los datos de las variaciones de la velocidad radial de la estrella que se obtuvieron utilizando HIRES , AAPS y HARPS . [7] [55] Sus posibles propiedades se refinaron en 2017: [43] si se confirma, orbitaría a una distancia de 0,552 UA (entre las órbitas de Venus y Mercurio en el Sistema Solar ) con un período orbital de 168 días y tiene una masa mínima de 3,93 masas terrestres. Si Tau Ceti e poseyera una atmósfera similar a la de la Tierra, la temperatura de la superficie sería de alrededor de 68 °C (154 °F). [56] Basándose en el flujo incidente sobre el planeta, un estudio de Güdel et al. (2014) especuló que el planeta puede estar fuera de la zona habitable y más cerca de un mundo similar a Venus. [57]

Tau Ceti f

Tau Ceti f es un candidato [43] a planeta que orbita Tau Ceti que fue propuesto en 2012 mediante análisis estadísticos de las variaciones de la velocidad radial de la estrella, y también recuperado mediante análisis adicionales en 2017. [7] Es de interés porque su órbita lo coloca en la zona habitable extendida de Tau Ceti. [58] Sin embargo, un estudio de 2015 implica que habría estado en la zona templada durante menos de mil millones de años, por lo que puede que no haya una biofirma detectable . [59]

Se conocen pocas propiedades del planeta, aparte de su órbita y masa. Orbita Tau Ceti a una distancia de 1,35 UA (cerca de la órbita de Marte en el Sistema Solar) con un período orbital de 642 días y tiene una masa mínima de 3,93 masas terrestres. [43]

Sin embargo, un nuevo análisis de los datos en 2021 proporcionó un estudio en profundidad de la sistemática del espectrógrafo HARPS, mostrando que la señal de 600 días probablemente era una combinación espuria de sistemática instrumental con una señal potencial de 1000 días aún desconocida. [14]

Disco de escombros

En 2004, un equipo de astrónomos del Reino Unido dirigido por Jane Greaves descubrió que Tau Ceti tiene más de diez veces la cantidad de material cometario y asteroidal orbitando alrededor de ella que el Sol. Esto se determinó midiendo el disco de polvo frío que orbita la estrella producido por las colisiones entre cuerpos tan pequeños. [60] Este resultado pone un freno a la posibilidad de vida compleja en el sistema, porque cualquier planeta sufriría grandes eventos de impacto aproximadamente diez veces más frecuentemente que la Tierra actual. Greaves señaló en el momento de su investigación que "es probable que [cualquier planeta] experimente bombardeos constantes de asteroides del tipo que se cree que exterminó a los dinosaurios ". [61] Tales bombardeos inhibirían el desarrollo de la biodiversidad entre impactos. [62] Sin embargo, es posible que un gran gigante gaseoso del tamaño de Júpiter (como el propuesto planeta "i") pueda desviar cometas y asteroides. [60]

El disco de escombros se descubrió midiendo la cantidad de radiación emitida por el sistema en la porción infrarroja lejana del espectro . El disco forma una característica simétrica que está centrada en la estrella y su radio exterior promedia55 UA . La falta de radiación infrarroja de las partes más cálidas del disco cerca de Tau Ceti implica un corte interno en un radio de10 UA . En comparación, el cinturón de Kuiper del Sistema Solar se extiende de 30 a50 UA . Para mantenerse durante un largo período de tiempo, este anillo de polvo debe ser renovado constantemente a través de colisiones con cuerpos más grandes. [60] La mayor parte del disco parece estar orbitando Tau Ceti a una distancia de 35–50 UA , muy fuera de la órbita de la zona habitable. A esta distancia, el cinturón de polvo puede ser análogo al cinturón de Kuiper que se encuentra fuera de la órbita de Neptuno en el Sistema Solar. [60]

Tau Ceti demuestra que las estrellas no necesitan perder grandes discos a medida que envejecen, y un cinturón tan grueso puede no ser poco común entre las estrellas similares al Sol. [63] El cinturón de Tau Ceti es sólo 1/20 tan denso como el cinturón alrededor de su joven vecina, Epsilon Eridani. [60] La relativa falta de escombros alrededor del Sol puede ser el caso inusual: un miembro del equipo de investigación sugiere que el Sol puede haber pasado cerca de otra estrella al principio de su historia y haber perdido la mayoría de sus cometas y asteroides. [61] Las estrellas con grandes discos de escombros han cambiado la forma en que los astrónomos piensan sobre la formación de planetas porque las estrellas con discos de escombros, donde el polvo se genera continuamente por colisiones, parecen formar planetas fácilmente. [63]

Habitabilidad

La zona habitable de Tau Ceti (los lugares donde podría haber agua líquida en un planeta del tamaño de la Tierra) abarca un radio de 0,55 a 1,16  UA , donde 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol. [64] La vida primitiva en los planetas de Tau Ceti puede revelarse a través de un análisis de la composición atmosférica mediante espectroscopia, si es poco probable que la composición sea abiótica, así como el oxígeno en la Tierra es indicativo de vida. [65]

Tau Ceti podría haber sido un objetivo de búsqueda para el cancelado Terrestrial Planet Finder

El proyecto de búsqueda más optimista hasta la fecha fue el Proyecto Ozma , que pretendía "buscar inteligencia extraterrestre " ( SETI ) examinando estrellas seleccionadas en busca de indicios de señales de radio artificiales. Fue dirigido por el astrónomo Frank Drake , quien seleccionó Tau Ceti y Epsilon Eridani como objetivos iniciales. Ambos están ubicados cerca del Sistema Solar y son físicamente similares al Sol. No se encontraron señales artificiales a pesar de 200 horas de observaciones. [66] Las búsquedas de radio posteriores de este sistema estelar resultaron negativas.

Esta falta de resultados no ha disminuido el interés en la observación del sistema Tau Ceti en busca de biofirmas. En 2002, las astrónomas Margaret Turnbull y Jill Tarter desarrollaron el Catálogo de sistemas habitables cercanos (HabCat) bajo los auspicios del Proyecto Phoenix , otro proyecto SETI. La lista contenía más de17 000 sistemas teóricamente habitables, aproximadamente el 10% de la muestra original. [67] El año siguiente, Turnbull refinaría aún más la lista a los 30 sistemas más prometedores .5000 a 100 años luz del Sol, incluyendo Tau Ceti; esto formará parte de la base de las búsquedas de radio con el Allen Telescope Array . [68] Ella eligió Tau Ceti para una lista final de solo cinco estrellas adecuadas para búsquedas por el sistema de telescopio Terrestrial Planet Finder (ahora cancelado) [69] , comentando que "estos son lugares en los que me gustaría vivir si Dios pusiera nuestro planeta alrededor de otra estrella". [70]

Véase también

Notas

  1. ^ Conociendo la magnitud visual absoluta de Tau Ceti, , y la magnitud visual absoluta del Sol, , se puede calcular la luminosidad visual de Tau Ceti: . METRO V ∗ = 5.69 {\displaystyle M_{V_{\ast}}=5,69} METRO V ⊙ = 4.83 {\displaystyle M_{V_{\odot }}=4,83} yo V ∗ / yo V ⊙ = 10 0,4 ( METRO V ⊙ − METRO V ∗ ) {\displaystyle L_{V_{\ast }}/L_{V_{\odot }}=10^{0.4(M_{V_{\odot }}-M_{V_{\ast }})}}
  2. ^ Desde Tau Ceti el Sol aparecería en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas RA =  13 h 44 m 04 s , Dec = 15° 56′ 14″, que se encuentra cerca de Tau Boötis . La magnitud absoluta del Sol es 4,8, por lo que, a una distancia de3,65  pc , el Sol tendría una magnitud aparente . metro = METRO en + 5 ⋅ ( registro 10 ⁡ 3.64 − 1 ) = 2.6 {\displaystyle m=M_{v}+5\cdot (\log _{10}3.64-1)=2.6}
  3. ^ El movimiento propio neto viene dado por , donde μ α y μ δ son los componentes del movimiento propio en la AR y la declinación respectivamente, y δ es la declinación. Véase: Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". Universidad de Virginia. Archivado desde el original el 25 de enero de 2012. Consultado el 27 de septiembre de 2007 . micras = micras del 2 + micras alfa 2 ⋅ porque 2 ⁡ del = 1907,79   mas/a {\displaystyle \mu ={\sqrt {\mu _{\delta }^{2}+\mu _{\alpha }^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}=1907.79~{\ texto{mas/año}}}
  4. ^ Si se confirma que un planeta es la causa de esta señal, a partir de agosto de 2020 se lo designará como Tau Ceti i de acuerdo con las políticas de denominación de exoplanetas de la UAI. [53]
  5. ^ Si se confirma un planeta correspondiente a este candidato previsto, a partir de agosto de 2020 se designaría como Tau Ceti i de acuerdo con las políticas de denominación de exoplanetas de la IAU, [53] o Tau Ceti j si el candidato a planeta joviano se confirmara primero.

Referencias

  1. ^ abcd Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abcdefgh Teixeira, TC; Kjeldsen, H.; Ropa de cama, TR ; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J .; Cunha, MS; Dall, T.; et al. (Enero de 2009). "Oscilaciones de tipo solar en la estrella G8 V τ Ceti". Astronomía y Astrofísica . 494 (1): 237–242. arXiv : 0811.3989 . Código Bib : 2009A&A...494..237T. doi :10.1051/0004-6361:200810746. S2CID  59353134.
  3. ^ Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). "El catálogo Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 71 : 245. Código Bibliográfico :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373.
  4. ^ abc "Tau Cet". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 5 de febrero de 2018 .
  5. ^ Nidever, David L.; et al. (2002). "Velocidades radiales para 889 estrellas de tipo tardío". The Astrophysical Journal Supplement Series . 141 (2): 503–522. arXiv : astro-ph/0112477 . Código Bibliográfico :2002ApJS..141..503N. doi :10.1086/340570. S2CID  51814894.
  6. ^ abcdefghij Korolik, María; Roettenbacher, Rachael M.; Fischer, Debra A.; et al. (1 de septiembre de 2023). "Refinando los parámetros estelares de τ Ceti: un análogo solar de polo". La Revista Astronómica . 166 (3): 123. arXiv : 2307.10394 . Código Bib : 2023AJ....166..123K. doi : 10.3847/1538-3881/ace906 . ISSN  0004-6256.
  7. ^ abcde Tuomi, M; Jones, HRA; Jenkins, JS; Tinney, CG; Butler, RP; Vogt, SS; Barnes, JR; Wittenmyer, RA; o'Toole, S; Horner, J; Bailey, J; Carter, BD; Wright, DJ; Salter, GS; Pinfield, D (2013). "Señales incrustadas en el ruido de velocidad radial". Astronomía y Astrofísica . 551 : A79. arXiv : 1212.4277 . Código Bibliográfico :2012yCat..35510079T. doi :10.1051/0004-6361/201220509. S2CID  2390534.
  8. ^ ab Tang, YK; Gai, N. (febrero de 2011). "Modelado asterosísmico de la estrella pobre en metales τ Ceti". Astronomía y Astrofísica . 526 : A35. arXiv : 1010.3154 . Bibcode :2011A&A...526A..35T. doi :10.1051/0004-6361/201014886. S2CID  119099287.
  9. ^ Cox, Arthur N., ed. (20 de abril de 2001), Allen's Astrophysical Quantities (Cuarta edición), Springer, pág. 382, ​​ISBN 0-387-95189-X.
  10. ^ ab "Los planetas de Tau Ceti más cercanos a una estrella similar al Sol". BBC News . 19 de diciembre de 2012.
  11. ^ ab "Tau Ceti podría tener un planeta habitable". Revista Astrobiology . 19 de diciembre de 2012. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2020.{{cite news}}: CS1 maint: URL no apta ( enlace )
  12. ^ ab Torres, Abel Mendez (28 de diciembre de 2012). "¿Dos mundos habitables cercanos?". Laboratorio de Habitabilidad Planetaria . Universidad de Puerto Rico. Archivado desde el original el 8 de marzo de 2021. Consultado el 22 de marzo de 2013 .
  13. ^ abc Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; et al. (2019). "Compañeros estelares y subestelares de estrellas cercanas de Gaia DR2". Astronomía y Astrofísica . 623 : A72. arXiv : 1811.08902 . Bibcode :2019A&A...623A..72K. doi :10.1051/0004-6361/201834371. ISSN  0004-6361. S2CID  119491061. También detectamos la firma de un posible planeta de unas pocas masas jovianas orbitando τ Ceti… La señal observada podría explicarse, por ejemplo, por un análogo de Júpiter orbitando a 5 ua.
  14. ^ ab Cretignier, Michael; Dumusque, Xavier.; et al. (septiembre de 2021). "YARARA: Mejora significativa en la precisión de RV mediante el posprocesamiento de series temporales espectrales". Astronomía y astrofísica . 653 : A43. arXiv : 2106.07301 . Código Bibliográfico :2021A&A...653A..43C. doi :10.1051/0004-6361/202140986.
  15. ^ Rutkowski, Chris A. (2010), El gran libro de los ovnis, Dundurn, pág. 33, ISBN 978-1554887606
  16. ^ Knobel, EB (junio de 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, sobre un catálogo de estrellas en el Calendarium de Mohammad Al Achsasi Al Mouakket". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 55 (8): 429. Código bibliográfico : 1895MNRAS..55..429K. doi : 10.1093/mnras/55.8.429 .
  17. ^ Allen, RH (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado (edición reimpresa). Nueva York: Dover Publications Inc. p. 162. ISBN 0-486-21079-0. Recuperado el 12 de diciembre de 2010 .
  18. ^ η Cet como Aoul al Naamat o Prima Sthrutionum (el primero de los avestruces), θ Cet como Thanih al Naamat o Secunda Sthrutionum (el segundo de los avestruces), τ Cet como Thalath al Naamat o Tertia Sthrutionum (el tercero de los avestruces ), y ζ Cet como Rabah al Naamat o Quarta Sthrutionum (el cuarto de los avestruces). υ Cet debería ser Khamis al Naamat o Quinta Sthrutionum (el quinto de los avestruces) consistentemente, pero Al Achsasi Al Mouakket designó el título del quinto de los avestruces a γ Gam sin consideración clara.
  19. ^ Retrato de una joven (2005). El arte de la pintura china(en chino). 台灣書房出版有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  20. ^ 陳輝樺, ed. (10 de julio de 2006). 天文教育資訊網 [Actividades de exhibición y educación en astronomía (AEEA)] (en chino). Archivado desde el original el 16 de julio de 2011 . Consultado el 13 de diciembre de 2010 .
  21. ^ Reid, Neill (23 de febrero de 2002). "Conociendo a los vecinos: NStars y 2MASS". Instituto Científico del Telescopio Espacial . Consultado el 11 de diciembre de 2006 .
  22. ^ Henry, Todd J. (1 de octubre de 2006). «Los cien sistemas estelares más cercanos». Consorcio de investigación sobre estrellas cercanas. Archivado desde el original el 28 de noviembre de 2006. Consultado el 11 de diciembre de 2006 .
  23. ^ Butler, RP; Marcy, GW; Williams, E.; McCarthy, C.; Dosanjh, P.; Vogt, SS (1996). "Alcanzar una precisión Doppler de 3 M s-1". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 108 : 500. Bibcode :1996PASP..108..500B. doi : 10.1086/133755 .
  24. ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015), "Encuentros cercanos de tipo estelar", Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode :2015A&A...575A..35B, doi :10.1051/0004-6361/201425221, S2CID  59039482, A35.
  25. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos", Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode :2012AstL...38..331A, doi :10.1134/S1063773712050015, S2CID  119257644.
  26. ^ ab Porto de Mello, GF; del Peloso, EF; Ghezzi, L. (2006). "Estrellas astrobiológicamente interesantes a 10 parsecs del Sol". Astrobiología . 6 (2): 308–331. arXiv : astro-ph/0511180 . Código Bibliográfico :2006AsBio...6..308P. doi :10.1089/ast.2006.6.308. PMID  16689649. S2CID  119459291.
  27. ^ Kaler, James. "Tau Ceti". Estrellas . Universidad de Illinois . Consultado el 27 de julio de 2015 .
  28. ^ "Sección horaria 00-06". Catálogo Washington Double Star . Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado el 27 de julio de 2015 .
  29. ^ Pijpers, FP; Teixeira, TC; Garcia, PJ; Cunha, MS; Monteiro, MJPFG; Christensen-Dalsgaard, J. (2003). "Interferometría y asterosismología: el radio de τ Ceti". Astronomía y Astrofísica . 401 (1): L15–L18. Bibcode :2003A&A...406L..15P. doi : 10.1051/0004-6361:20030837 .
  30. ^ ab Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; del Bosque; V. Coudé; Ségransan, D.; et al. (2004). "Observaciones interferométricas del infrarrojo cercano del VLTI de estrellas tipo Vega". Astronomía y Astrofísica . 426 (2): 601–617. Código Bib : 2004A y A...426..601D. doi : 10.1051/0004-6361:20047189 .
  31. ^ "Proyecto HK: Panorama de la actividad cromosférica". Observatorio del Monte Wilson. Archivado desde el original el 2006-08-31 . Consultado el 2006-11-15 .
  32. ^ Baliunas, S.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1996). "Campo magnético y rotación en estrellas de la secuencia principal inferior: ¿una relación de Bode magnética dependiente del tiempo empírica?". Astrophysical Journal Letters . 457 (2): L99. Bibcode :1996ApJ...457L..99B. doi : 10.1086/309891 .
  33. ^ ab Gray, DF; Baliunas, SL (1994). "El ciclo de actividad de tau Ceti". Astrophysical Journal . 427 (2): 1042–1047. Bibcode :1994ApJ...427.1042G. doi : 10.1086/174210 .
  34. ^ Hall, JC; Lockwood, GW; Gibb, EL (1995). "Ciclos de actividad en estrellas frías. 1: Métodos de observación y análisis y estudios de casos de cuatro ejemplos bien observados". Astrophysical Journal . 442 (2): 778–793. Bibcode :1995ApJ...442..778H. doi :10.1086/175483.
  35. ^ Carraro, G.; Ng, YK; Portinari, L. (1999). "Relación de edad-metalicidad e historia de la formación estelar del disco galáctico". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 296 (4): 1045–1056. arXiv : astro-ph/9707185 . Bibcode :1998MNRAS.296.1045C. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x . S2CID  14071760.
  36. ^ ab de Strobel; G. Cayrel; Hauck, B.; François, P.; Thevenin, F.; Friel, E.; Mermilliod, M.; et al. (1991). "Un catálogo de determinaciones de Fe/H". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 95 (2) (edición de 1991): 273–336. Código Bibliográfico :1992A&AS...95..273C.
  37. ^ Flynn, C.; Morell, O. (1997). "Metalicidad y cinemática de enanas G y K". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 286 (3): 617–625. arXiv : astro-ph/9609017 . Código Bibliográfico :1997MNRAS.286..617F. doi : 10.1093/mnras/286.3.617 . S2CID  15818154.
  38. ^ Frick, P.; Baliunas, SL; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1997). "Análisis wavelet de las variaciones de la actividad cromosférica estelar". The Astrophysical Journal . 483 (1): 426–434. Bibcode :1997ApJ...483..426F. doi : 10.1086/304206 .
  39. ^ Judge, PG; Saar, SH (18 de julio de 1995). "La atmósfera solar exterior durante el Mínimo de Maunder: una perspectiva estelar". The Astrophysical Journal . 663 (1). High Altitude Observatory: 643–656. Bibcode :2007ApJ...663..643J. doi : 10.1086/513004 .
  40. ^ Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R. (2004). "Una comparación de la atmósfera exterior de la estrella de "actividad plana" τ Ceti (G8 V) con el Sol (G2 V) y α Centauri A (G2 V)". The Astrophysical Journal . 609 (1): 392–406. Bibcode :2004ApJ...609..392J. doi : 10.1086/421044 .
  41. ^ Smith, G.; Drake, JJ (julio de 1987). "Las alas de las líneas triplete infrarrojas de calcio en estrellas de tipo solar". Astronomía y Astrofísica . 181 (1): 103–111. Bibcode :1987A&A...181..103S.
  42. ^ Lawler, SM; et al. (2014). "El disco de escombros del análogo solar τ Ceti: observaciones de Herschel y simulaciones dinámicas del sistema multiplanetario propuesto" (PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 444 (3): 2665. arXiv : 1408.2791 . Bibcode :2014MNRAS.444.2665L. doi : 10.1093/mnras/stu1641 . S2CID  5102812 . Consultado el 4 de noviembre de 2018 .
  43. ^ abcdefg Feng, Fabo; et al. (2017). "La diferencia de color marca la diferencia: cuatro candidatos a planetas alrededor de Tau Ceti". The Astronomical Journal . 154 (4): 135. arXiv : 1708.02051 . Bibcode :2017AJ....154..135F. doi : 10.3847/1538-3881/aa83b4 . S2CID  53500995.
  44. ^ MacGregor, Meredith A; et al. (2016). "Observaciones de ALMA del disco de escombros del análogo solar Tau Ceti". The Astrophysical Journal . 828 (2): 113. arXiv : 1607.02513 . Bibcode :2016ApJ...828..113M. doi : 10.3847/0004-637X/828/2/113 . S2CID  55806829.
  45. ^ Hall, JC; Lockwood, GW (2004). "La actividad cromosférica y la variabilidad de las estrellas análogas al Sol con actividad cíclica y plana". The Astrophysical Journal . 614 (2): 942–946. Bibcode :2004ApJ...614..942H. doi : 10.1086/423926 .
  46. ^ ab Campbell, Bruce; Walker, GAH (agosto de 1988). "Una búsqueda de compañeros subestelares para estrellas de tipo solar". Astrophysical Journal . 331 : 902–921. Bibcode :1988ApJ...331..902C. doi : 10.1086/166608 .
  47. ^ ab "Tablas de estrellas monitoreadas por espectroscopia, sin planetas encontrados". Enciclopedia de planetas extrasolares . Archivado desde el original el 12 de octubre de 2007. Consultado el 28 de septiembre de 2007 .
  48. ^ Endl, M.; Kurster M.; Els S. (2002). "El programa de búsqueda de planetas en el espectrómetro Coud´e Echelle de ESO". Astronomía y Astrofísica . 392 (2): 585–594. arXiv : astro-ph/0207512 . Código Bibliográfico :2002A&A...392..671E. doi :10.1051/0004-6361:20020937. S2CID  17393347.
  49. ^ Walker, Gordon AH; Walker Andrew H.; Irwin W. Alan; et al. (1995). "Una búsqueda de estrellas cercanas con masas similares a las de Júpiter". Icarus . 116 (2): 359–375. Bibcode :1995Icar..116..359W. doi :10.1006/icar.1995.1130.Sin embargo, esto no excluye la posibilidad de un planeta grande con una masa mayor que la de Júpiter y un plano orbital casi perpendicular a la línea de visión.
  50. ^ ab Schroeder, DJ; Golimowski, DA; Brukardt, RA; et al. (2000). "Una búsqueda de compañeros débiles de estrellas cercanas utilizando la cámara planetaria de campo amplio 2". Revista astronómica . 119 (2): 906–922. Código Bibliográfico :2000AJ....119..906S. doi : 10.1086/301227 .
  51. ^ "Tau Ceti". Compañía Sol . Consultado el 25 de septiembre de 2007 .
  52. ^ Gonzalez, G. (17–21 de marzo de 1997). "La conexión entre la metalicidad estelar y los planetas". Enanas marrones y planetas extrasolares . 134 . Serie de conferencias de la ASP: 431. Código Bibliográfico :1998ASPC..134..431G.
  53. ^ ab "Nombramiento de exoplanetas". UAI . Consultado el 12 de agosto de 2020 .
  54. ^ ab Dietrich, Jamie; Apai, Dániel (27 de octubre de 2020). "Un análisis integrado con predicciones sobre la arquitectura del sistema planetario tau Ceti, incluido un planeta de la zona habitable". The Astronomical Journal . 161 (1): 17. arXiv : 2010.14675 . Bibcode :2021AJ....161...17D. doi : 10.3847/1538-3881/abc560 . S2CID  225094415.
  55. ^ "Cuatro exoplanetas detectados alrededor de la estrella cercana Tau Ceti | Astronomía". Últimas noticias científicas | Sci-News.com . Consultado el 7 de octubre de 2020 .
  56. ^ Giovanni F. Bignami (2015). El misterio de las siete esferas: cómo el Homo sapiens conquistará el espacio . Springer. ISBN 9783319170046., Página 110.
  57. ^ Güdel, M.; et al. (2014). "Condiciones astrofísicas para la habitabilidad planetaria". En Beuther, Henrik; Klessen, Ralf S.; Dullemond, Cornelis P.; Henning, Thomas (eds.). Protoestrellas y planetas VI . Tucson: University of Arizona Press. págs. 883–906. arXiv : 1407.8174 . Código Bibliográfico :2014prpl.conf..883G. doi :10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch038. ISBN : 9780816531240-ch038. 978-0-8165-3124-0.
  58. ^ "¿Dos mundos habitables cercanos?". Laboratorio de Habitabilidad Planetaria @ UPR Arecibo. Archivado desde el original el 8 de marzo de 2021. Consultado el 8 de enero de 2014 .
  59. ^ Wall, Mike (24 de abril de 2015). "Planetas alienígenas cercanos no tan aptos para la vida después de todo". Space.com . Consultado el 5 de febrero de 2018 .
  60. ^ abcde JS Greaves; MC Wyatt; WS Holland; WRF Dent (2004). "El disco de escombros alrededor de Tau Ceti: un análogo masivo del Cinturón de Kuiper". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 351 (3): L54–L58. Bibcode :2004MNRAS.351L..54G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x .
  61. ^ ab McKee, Maggie (7 de julio de 2004). «Es improbable que haya vida en un sistema estelar plagado de asteroides». New Scientist . Archivado desde el original el 24 de diciembre de 2007.
  62. ^ Schirber, Michael (12 de marzo de 2009). "Cometary Life Limit". NASA Astrobiology. Archivado desde el original el 27 de mayo de 2011. Consultado el 12 de marzo de 2009 .{{cite web}}: CS1 maint: URL no apta ( enlace )
  63. ^ ab Greaves, Jane S. (enero de 2005). "Discos alrededor de estrellas y el crecimiento de sistemas planetarios". Science . 307 (5706): 68–71. Bibcode :2005Sci...307...68G. doi :10.1126/science.1101979. PMID  15637266. S2CID  27720602.
  64. ^ Cantrell, Justin R; et al. (octubre de 2013). "El vecindario solar XXIX: el espacio habitable de nuestros vecinos estelares más cercanos". The Astronomical Journal . 146 (4): 99. arXiv : 1307.7038 . Bibcode :2013AJ....146...99C. doi :10.1088/0004-6256/146/4/99. S2CID  44208180.
  65. ^ Woolf, Neville; Angel, J. Roger (septiembre de 1998). "Búsquedas astronómicas de planetas similares a la Tierra y signos de vida". Revista anual de astronomía y astrofísica . 36 (1): 507–537. Bibcode :1998ARA&A..36..507W. doi :10.1146/annurev.astro.36.1.507. S2CID  45235649.
  66. ^ Alexander, Amir (2006). "La búsqueda de inteligencia extraterrestre: una breve historia". The Planetary Society. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2007. Consultado el 8 de noviembre de 2006 .
  67. ^ Turnbull, Margaret C. ; Tarter, Jill (marzo de 2003). "Selección de objetivos para SETI. I. Un catálogo de sistemas estelares habitables cercanos". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 145 (1): 181–198. arXiv : astro-ph/0210675 . Código Bibliográfico :2003ApJS..145..181T. doi :10.1086/345779. S2CID  14734094.
  68. ^ "Estrellas y planetas habitables". Compañía Sol. Archivado desde el original el 28 de junio de 2011. Consultado el 21 de septiembre de 2007 .
  69. ^ "Declaración presupuestaria de la NASA". Planetary Society . 2006-02-06. Archivado desde el original el 2006-06-16 . Consultado el 2006-07-17 .
  70. ^ "La astrónoma Margaret Turnbull: una breve lista de posibles estrellas que sustenten la vida". Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia . 18 de febrero de 2006. Archivado desde el original el 22 de julio de 2011. Consultado el 21 de septiembre de 2007 .

Lectura adicional

  • Pagano, Michael; et al. (abril de 2015), "La composición química de τ Ceti y posibles efectos en los planetas terrestres", The Astrophysical Journal , 803 (2): 90, arXiv : 1503.04189 , Bibcode :2015ApJ...803...90P, doi :10.1088/0004-637X/803/2/90, S2CID  119103881, 90.
  • Teixeira, TC; et al. (Enero de 2009), "Oscilaciones de tipo solar en la estrella G8 V τ Ceti", Astronomía y astrofísica , 494 (1): 237–242, arXiv : 0811.3989 , Bibcode :2009A&A...494..237T, doi :10.1051 /0004-6361:200810746, S2CID  59353134.
  • di Folco, E.; et al. (noviembre de 2007), "Un estudio interferométrico en el infrarrojo cercano de estrellas de discos de escombros. I. Sondeo del contenido de polvo caliente alrededor de ɛ Eridani y τ Ceti con CHARA/FLUOR", Astronomy and Astrophysics , 475 (1): 243–250, arXiv : 0710.1731 , Bibcode :2007A&A...475..243D, doi :10.1051/0004-6361:20077625, S2CID  9594917.
  • Rammacher, W.; Cuntz, M. (septiembre de 2003), "Modelos de calentamiento acústico para la estrella de flujo basal τ Ceti, incluyendo ionización dependiente del tiempo: resultados para emisión de Ca II y Mg II", The Astrophysical Journal , 594 (1): L51–L54, Bibcode :2003ApJ...594L..51R, doi : 10.1086/378312 , S2CID  120328068.
  • Gray, David F.; Baliunas, Sallie L. (junio de 1994), "El ciclo de actividad de tau Ceti", Astrophysical Journal , 427 : 1042, Bibcode :1994ApJ...427.1042G, doi : 10.1086/174210 .
  • Arribas, S.; Martinez-Roger, C. (1988), Cayrel de Strobel, G.; Spite, Monique (eds.), "Líneas de hierro y determinación de la gravedad superficial para τ Ceti", El impacto de la espectroscopia de muy alta relación señal/ruido en la física estelar: Actas del 132.º Simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en París, Francia, del 29 de junio al 3 de julio de 1987. Unión Astronómica Internacional. Simposio n.º 132 , vol. 132, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, p. 445, Bibcode :1988IAUS..132..445A.
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Tau Ceti .
  • Tau Ceti en el sitio STARS de Jim Kaler
  • Tau Ceti: ¿La vida en medio de la catástrofe? en Centauri Dreams
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Tau_Ceti&oldid=1246256738"