Wikipedia

Tau Ceti

bintang yang terletak di rasi bintang Cetus

Koordinat: Peta langit 01h 44m 04.0829s, −15° 56′ 14.928″

Tau Ceti, dari τ Ceti, adalah bintang tunggal di konstelasi Cetus yang secara spektral mirip dengan Matahari, meskipun hanya memiliki sekitar 78% dari massa Matahari . Pada jarak kurang dari 12 tahun cahaya (3,7 parsec) dari Tata Surya, bintang ini relatif dekat dan bintang kelas G terdekat yang soliter. Bintang itu tampak stabil, dengan sedikit variasi bintang, dan kekurangan logam.

Tau Ceti
Location of Tau Ceti
Location of Tau Ceti

Tau Ceti (circled) in the south of the constellation Cetus.
Data pengamatan
Epos J2000      Ekuinoks J2000
Rasi bintang Cetus
Pengucapan /ˌtaʊ ˈsiːtaɪ/
Asensio rekta  01j 44m 04.08338d[1]
Deklinasi  −15° 56′ 14.9262″[1]
Magnitudo tampak (V) 3.50 ± 0.01[2]
Ciri-ciri
Kelas spektrum G8 V[3]
Indeks warna U−B +0.21
Indeks warna B−V +0.72
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)−16,68±0,05[4] km/s
Gerak diri (μ) RA: −1721.05[1] mdb/thn
Dek.: +854.16[1] mdb/thn
Paralaks (π)273,96±0,17[2] mdb
Jarak11,905 ± 0,007 tc
(3,650 ± 0,002 pc)
Magnitudo mutlak (MV)5,69±0,01[2]
Detail
Massa0,783±0,012[2] M☉
Radius0,793±0,004[2] R☉
Luminositas0,52±0,03[5] L☉
Luminositas (visual, LV)0.45[nb 1] L☉
Gravitasi permukaan (log g)4.4[6]
Suhu5,344±50[7] K
Metalisitas28±3% Sun
Metalisitas [Fe/H]−0,55±0,05[8]
Rotasi34 days[9]
Usia5.8[10] gigatahun
Penamaan lain
52 Cet, BD−16° 295, FK5 59, GJ 71, HD 10700, HIP 8102, HR 509, SAO 147986, LFT 159, LHS 146, LTT 935[4]
Referensi basis data
SIMBADdata
Exoplanet Archivedata
ARICNSdata

Pengamatan telah mendeteksi lebih dari sepuluh kali lebih banyak debu di sekitar Tau Ceti seperti yang ada di Tata Surya. Sejak Desember 2012, ada bukti kemungkinan lima planet yang mengorbit Tau Ceti, dengan dua di antaranya berpotensi berada di zona laik huni .[11][12][13] Karena cakram puingnya, planet mana pun yang mengorbit Tau Ceti akan menghadapi peristiwa yang jauh lebih berdampak daripada Bumi. Terlepas dari hambatan terhadap kelaikhunian ini, karakteristik analog matahari (mirip Matahari) telah menyebabkan minat luas pada bintang. Mengingat kestabilan, kesamaan dan kedekatannya dengan Matahari, Tau Ceti secara konsisten terdaftar sebagai target untuk Pencarian Kecerdasan Ekstra-Terestrial (SETI) dan muncul dalam beberapa literatur fiksi ilmiah.  

Itu bisa dilihat dengan mata tanpa bantuan sebagai bintang dengan magnitudo ketiga.[2] Seperti yang terlihat dari Tau Ceti, Matahari akan menjadi bintang dengan magnitudo ketiga di konstelasi belahan bumi utara Boötes .[nb 2][14]

Nama

sunting

Nama "Tau Ceti" adalah sebutan Bayer untuk bintang ini, yang didirikan pada 1603 sebagai bagian dari kartografer langit Jerman, Johann Bayer, katalog bintang Uranometria : itu adalah "nomor T" dalam urutan konstelasi Bayer, Cetus. Dalam katalog bintang-bintang dalam Calendarium Al Achsasi al Mouakket, yang ditulis di Kairo sekitar tahun 1650, bintang ini dinamai Thālith al Naʽāmāt (ثالث النعامات - thālith al-naʽāmmt ), yang diterjemahkan ke dalam bahasa Latin sebagai Tertia Struthionum, yang berarti sepertiga dari burung unta .[15] Bintang ini, bersama dengan η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos), dan C Cet, adalah Al Naʽāmāt (النعامات), Burung Unta Hen.[16][17]

Dalam astronomi Tiongkok, " Lumbung Langit Persegi " ( Hanzi: 天倉; Pinyin: Tiān Cāng) mengacu pada asterisme yang terdiri dari τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti dan 57 Ceti .[18] Akibatnya, nama Cina untuk τ Ceti itu sendiri adalah "Bintang Kelima Lumbung Langit Persegi" ( Hanzi: 天倉五; Pinyin: Tiān Cāng wǔ).[19]

Pergerakan

sunting

Gerakan yang tepat dari sebuah bintang adalah laju gerakannya melintasi bidang langit, ditentukan dengan membandingkan posisinya relatif terhadap objek latar belakang yang lebih jauh. Tau Ceti dianggap sebagai bintang gerak yang tepat tinggi, meskipun hanya memiliki lintasan tahunan di bawah 2   detik busur .[nb 3] Maka itu akan membutuhkan sekitar 2000 tahun sebelum lokasi bintang ini bergeser lebih dari satu derajat. Gerakan tinggi yang tepat adalah indikator kedekatan dengan Matahari.[20] Bintang-bintang terdekat dapat melintasi sudut busur melintasi langit lebih cepat daripada bintang latar belakang yang jauh dan merupakan kandidat yang baik untuk studi paralaks . Dalam kasus Tau Ceti, pengukuran paralaks menunjukkan jarak 11,9. Hal ini menjadikannya salah satu sistem bintang terdekat dengan Matahari dan bintang spektral-G terdekat berikutnya setelah Alpha Centauri A. [21]

Kecepatan radial sebuah bintang adalah komponen gerakannya yang menuju atau menjauh dari Matahari. Tidak seperti gerakan yang tepat, kecepatan radial bintang tidak dapat diamati secara langsung, tetapi dapat ditentukan dengan mengukur spektrumnya . Karena pergeseran Doppler, garis serapan dalam spektrum bintang akan sedikit bergeser ke arah merah (atau panjang gelombang lebih panjang) jika bintang bergerak menjauh dari pengamat, atau ke arah biru (atau panjang gelombang lebih pendek) ketika bergerak menuju pengamat. Dalam kasus Tau Ceti, kecepatan radial adalah sekitar −17 km / s, dengan nilai negatif yang menunjukkan bahwa ia bergerak ke arah Matahari.[22] Bintang itu akan melakukan pendekatan terdekatnya dengan Matahari pada sekitar 43.000 tahun, dalam 1.060 ly (325 pc).[23]

Jarak ke Tau Ceti, bersama dengan gerak dan kecepatan radialnya yang tepat, bersama-sama memberikan gerak bintang melalui ruang. Kecepatan ruang relatif terhadap Matahari adalah 37,2.[24] Hasil ini kemudian dapat digunakan untuk menghitung jalur orbit Tau Ceti melalui Bima Sakti . Ini memiliki jarak rata-rata galacto-centric 9,7 ( 32.000 ) dan eksentrisitas orbit 0,22.[25]

Properti Fisik

sunting
 
Matahari (kiri) dan Tau Ceti (kanan)

Sistem Tau Ceti diyakini hanya memiliki satu komponen bintang. Pendamping optik redup juga telah diamati dengan magnitudo 13.1. Pada 2000, jumlahnya 137 arcsecond jauh dari primer. Ini mungkin terikat secara gravitasi, tetapi dianggap lebih mungkin sebagai kebetulan garis pandang.[26][27][28]

Sebagian besar yang diketahui tentang sifat fisik Tau Ceti dan sistemnya telah ditentukan melalui pengukuran spektroskopi . Dengan membandingkan spektrum dengan model evolusi bintang yang dihitung, usia, massa, jari-jari, dan luminositas Tau Ceti dapat diperkirakan. Namun, menggunakan interferometer astronomi, pengukuran jari-jari bintang dapat dilakukan secara langsung dengan akurasi 0,5%.[2] Melalui cara seperti itu, jari-jari Tau Ceti telah diukur menjadi 79,3±0,4 dari jari-jari matahari .[2] Ini tentang ukuran yang diharapkan untuk sebuah bintang dengan massa agak lebih rendah dari Matahari.[29]

Rotasi

sunting

Periode rotasi untuk Tau Ceti diukur dengan variasi berkala dalam garis serapan H dan K klasik kalsium terionisasi tunggal (Ca II). Garis-garis ini terkait erat dengan aktivitas magnetik permukaan,[30] sehingga periode variasi mengukur waktu yang diperlukan untuk lokasi aktivitas untuk menyelesaikan rotasi penuh tentang bintang. Dengan ini berarti periode rotasi untuk Tau Ceti diperkirakan 34 .[9] Karena efek Doppler, laju rotasi bintang mempengaruhi lebar garis serapan dalam spektrum (cahaya dari sisi bintang yang menjauh dari pengamat akan digeser ke panjang gelombang yang lebih panjang; cahaya dari sisi bergerak ke arah pengamat akan digeser ke arah gelombang yang lebih pendek). Dengan menganalisis lebar garis-garis ini, kecepatan rotasi bintang dapat diperkirakan. Kecepatan rotasi yang diproyeksikan untuk Tau Ceti adalah veq · sin i ≈ 1 km/s,

di mana v eq adalah kecepatan di ekuator, dan i adalah sudut kemiringan sumbu rotasi ke garis pandang . Untuk bintang G8 yang khas, kecepatan putarannya sekitar 2,5. Pengukuran kecepatan rotasi yang relatif rendah dapat menunjukkan bahwa Tau Ceti sedang dilihat dari hampir arah kutubnya.[31][32]

Metalisitas

sunting

Komposisi kimiawi bintang memberikan petunjuk penting bagi sejarah evolusinya, termasuk usia pembentukannya. Media debu dan gas antarbintang yang membentuk bintang-bintang utamanya terdiri dari hidrogen dan helium dengan sejumlah kecil unsur yang lebih berat. Ketika bintang-bintang di dekatnya terus berevolusi dan mati, mereka menabur medium antarbintang dengan semakin banyak unsur yang lebih berat. Jadi, bintang yang lebih muda cenderung memiliki porsi unsur-unsur berat yang lebih tinggi di atmosfernya daripada bintang-bintang yang lebih tua. Unsur-unsur berat ini disebut "logam" oleh para astronom, dan bagian dari unsur-unsur berat adalah logam .[33] Jumlah logam dalam bintang diberikan dalam hal rasio besi (Fe), unsur berat yang mudah diamati, terhadap hidrogen. Logaritma dari kelimpahan besi relatif dibandingkan dengan Matahari. Dalam kasus Tau Ceti, keasaman atmosfernya adalah

 

setara dengan sekitar sepertiga kelimpahan matahari. Pengukuran sebelumnya bervariasi dari -0.13 hingga −0.60.[6][34]

Kelimpahan besi yang lebih rendah ini menunjukkan bahwa Tau Ceti hampir pasti lebih tua dari Matahari. Umurnya sebelumnya diperkirakan sekitar 10, tapi sekarang dianggap sekitar setengahnya, di 5,8 .[10] Ini dibandingkan dengan 4,57 for the Sun. Namun, perkiraan usia yang dihitung untuk Tau Ceti dapat berkisar dari 4,4 hingga 12, tergantung pada model yang diadopsi.[29]

Selain rotasi, faktor lain yang dapat memperluas fitur penyerapan dalam spektrum bintang adalah pelebaran tekanan . Kehadiran partikel di dekatnya mempengaruhi radiasi yang dipancarkan oleh partikel individu. Jadi lebar garis tergantung pada tekanan permukaan bintang, yang pada gilirannya ditentukan oleh suhu dan gravitasi permukaan. Teknik ini digunakan untuk menentukan gravitasi permukaan Tau Ceti. log g, atau logaritma gravitasi permukaan bintang, adalah sekitar 4,4, sangat dekat dengan log g = 4.44 untuk Matahari.[6]

Luminositas dan Variabilitas

sunting

Luminositas Tau Ceti sama dengan hanya 55% dari luminositas Matahari.[25] Planet terestrial perlu mengorbit bintang ini pada jarak sekitar 0,7 untuk mencocokkan tingkat insolasi matahari Bumi. Ini kira-kira sama dengan jarak rata-rata antara Venus dan Matahari.

Kromosfer dari Tau Ceti-bagian atmosfer sebuah bintang tepat di atas pemancar cahaya fotosfer -currently menampilkan sedikit atau tidak ada aktivitas magnetik, yang menunjukkan sebuah bintang yang stabil.[35] Satu studi 9 tahun tentang suhu, granulasi, dan kromosfer tidak menunjukkan variasi sistematis; Emisi Ca II di sekitar pita inframerah H dan K menunjukkan kemungkinan siklus 11 tahun, tetapi ini relatif lemah terhadap Matahari.[31] Sebagai alternatif telah dikemukakan bahwa bintang itu bisa berada dalam kondisi aktivitas rendah analog dengan minimum Maunder — periode sejarah, yang dikaitkan dengan Zaman Es Kecil di Eropa, ketika bintik matahari menjadi sangat langka di permukaan Matahari.[36][37] Profil garis spektral Tau Ceti sangat sempit, menunjukkan turbulensi rendah dan rotasi yang diamati.[38] Osilasi bintang memiliki amplitudo sekitar setengah dari Matahari dan mode hidup yang lebih rendah.[2]

Pencarian Planet dan Kehidupan

sunting

Faktor-faktor utama yang mendorong minat penelitian pada Tau Ceti adalah kedekatannya, karakteristik seperti Matahari dan implikasinya bagi kemungkinan planet dan kehidupan. Untuk tujuan kategorisasi, Hall dan Lockwood melaporkan bahwa "istilah 'bintang mirip matahari ', ' analog surya ', dan 'kembaran matahari' [adalah] deskripsi yang semakin membatasi".[39] Tau Ceti cocok untuk kategori kedua, mengingat massa yang sama dan variabilitas yang rendah, tetapi relatif kurang logam. Kesamaan tersebut telah mengilhami referensi budaya populer selama beberapa dekade, serta pemeriksaan ilmiah.

Tau Ceti telah menjadi target pencarian planet kecepatan radial. Pada tahun 1988, pengamatan mengesampingkan variasi berkala yang disebabkan oleh planet-planet besar di sekitar Tau Ceti dalam jarak seperti Jupiter.[40][41] Pengukuran yang lebih tepat terus mengesampingkan planet seperti itu, setidaknya sampai Desember 2012.[41] Presisi kecepatan yang dicapai adalah sekitar 11   m / s diukur selama rentang waktu 5 tahun.[42] Hasil ini tidak termasuk keberadaan Jupiter yang panas dan mungkin tidak termasuk planet dengan massa minimal lebih dari atau sama dengan massa Jupiter dan dengan periode orbit kurang dari 15 tahun.[43] Selain itu, survei terhadap bintang-bintang terdekat oleh Wide Field dan Planetary Camera milik Hubble Space Telescope diselesaikan pada tahun 1999, termasuk pencarian teman-teman samar ke Tau Ceti; tidak ada yang ditemukan hingga batas kekuatan penyelesaian teleskop.[44]

Pencarian ini hanya mengecualikan benda kerdil coklat yang lebih besar dan planet raksasa, sehingga lebih kecil, planet seperti Bumi di orbit di sekitar bintang tidak terhalang.[44] Jika "Jupiters panas" memang ada di orbit dekat, mereka kemungkinan akan mengganggu zona laik huni bintang ; dengan demikian pengecualian mereka dianggap positif untuk kemungkinan planet seperti Bumi.[40][45] Penelitian umum telah menunjukkan korelasi positif antara keberadaan planet-planet dan bintang induk dengan keasaman tinggi yang relatif tinggi, menunjukkan bahwa bintang-bintang dengan keasaman rendah seperti Tau Ceti memiliki peluang lebih rendah untuk memiliki planet.[46] Kehidupan primitif di planet Tau Ceti mungkin mengungkapkan dirinya melalui komposisi atmosfer yang tidak mungkin abiotik, seperti halnya oksigen di Bumi adalah indikasi kehidupan.[47]

SETI dan HabCat

sunting

Proyek pencarian yang paling optimis sampai saat ini adalah Proyek Ozma, yang dimaksudkan untuk "mencari kecerdasan luar angkasa " ( SETI ) dengan memeriksa bintang-bintang yang dipilih untuk indikasi sinyal radio buatan. Dijalankan oleh astronom Frank Drake, yang memilih Tau Ceti dan Epsilon Eridani sebagai target awal. Keduanya terletak di dekat Tata Surya dan secara fisik mirip dengan Matahari. Tidak ada sinyal buatan yang ditemukan meskipun pengamatan selama 200 jam.[48] Pencarian radio berikutnya dari sistem bintang ini juga muncul negatif.

Kurangnya hasil ini tidak mengurangi minat dalam mengamati sistem Tau Ceti untuk biosignatures. Pada tahun 2002, astronom Margaret Turnbull dan Jill Tarter mengembangkan HabCat di bawah naungan Project Phoenix, upaya SETI lainnya. Daftar ini berisi lebih dari 17.000 sistem yang dapat dihuni secara teoritis, sekitar 10% dari sampel asli.[49] Tahun berikutnya, Turnbull selanjutnya akan memperbaiki daftar ke 30 sistem paling menjanjikan dari 5000 dalam 100 tahun cahaya dari Matahari, termasuk Tau Ceti; ini akan menjadi bagian dari dasar pencarian radio dengan Array Teleskop Allen .[50] Dia juga memilih Tau Ceti untuk daftar pendek terakhir hanya lima bintang yang cocok untuk pencarian oleh sistem teleskop Terrestrial Planet Finder,[51] berkomentar bahwa "ini adalah tempat yang ingin saya tinggali jika Tuhan meletakkan planet kita di sekitar bintang lain." [52]

Sistem Planetarium

sunting

Pada 19 Desember 2012, bukti disajikan yang menyarankan sistem lima planet yang mengorbit Tau Ceti.[8] Perkiraan massa minimum planet adalah antara 2 dan 6   Massa bumi, dan periode orbitnya berkisar 14 hingga 640 hari. Salah satunya, secara sementara dinamai Tau Ceti e, tampak mengorbit sekitar setengah dari Tau Ceti seperti halnya Bumi dari Matahari. Dengan luminositas Tau Ceti sebesar 52% dari Matahari dan jarak dari bintang 0,552 AU, planet ini akan menerima 1,71 kali lebih banyak radiasi bintang daripada Bumi, sedikit kurang dari Venus dengan 1,91 kali Bumi. Namun demikian, beberapa penelitian menempatkannya di zona laik huni bintang.[11][12] Laboratorium Habitabilitas Planet memperkirakan bahwa Tau Ceti f, yang akan menerima 28,5% cahaya bintang sebanyak Bumi, akan berada dalam zona laik huni bintang itu juga.[13]

Sistem keplanetan Tau Ceti[8][53]
Anggota
(diurut dari bintang) 		Massa Sumbu semimayor
(AU) 		Periode orbit
(hari) 		Eksentrisitas Inklinasi Jari-jari
b ≥2.00 ± 0.80 M⊕ 0.105 ± 0.006 13.965 ± 0.024 0.16 ± 0.22 — —
c ≥3.1 ± 1.40 M⊕ 0.195 ± 0.011 35.362 ± 0.106 0.03 ± 0.28 — —
d ≥3.60 ± 1.7 M⊕ 0.374 ± 0.02 94.11 ± 0.7 0.08 ± 0.26 — —
e ≥4.30 ± 2.1 M⊕ 0.552 ± 0.03 168.12 ± 2.32 0.05 ± 0.22 — —
f ≥6.6 ± 3.5 M⊕ 1.35 ± 0.09 AU 642 ± 37 0.03 ± 0.26 — —
Debris disk 35–50 (or 2+8
−1–55+5
−5) AU 		35±10° —

Tim yang membuat penemuan pada 2013 melanjutkan untuk memperbaiki dan meningkatkan metodologi mereka, dan dengan pengukuran kecepatan radial yang diperbarui, menerbitkan hasil baru pada Agustus 2017. Mereka mengkonfirmasi Tau Ceti e dan f sebagai kandidat, tetapi gagal mendeteksi Tau Ceti b dan c (yang tampaknya mengorbit bintang pada 0,4 dan 1 kali periode rotasi bintang yang mencurigakan, yang akan menyarankan bahwa sinyal nyata mereka terkait dengan rotasi bintang daripada planet yang mengorbit, meskipun ini bisa jadi negatif palsu ). Sebagai gantinya mereka menemukan dua kandidat planet baru, Tau Ceti g dan h, dengan orbit 20 dan 49 hari. Mereka memang menemukan beberapa bukti untuk keberadaan Tau Ceti d, tetapi, karena tidak muncul di semua set data, mereka tidak dapat mengkonfirmasi itu sebagai kandidat planet.

Sistem keplanetan Tau Ceti (2017)[54][55]
Anggota
(diurut dari bintang) 		Massa Sumbu semimayor
(AU) 		Periode orbit
(hari) 		Eksentrisitas Inklinasi Jari-jari
g ≥1,75+0,25
−0,40 M⊕ 		0,133+0,001
−0,002 		20,00+0,02
−0,01 		0,06+0,13
−0,06 		— —
h ≥1,83+0,68
−0,26 M⊕ 		0.243 ± 0.003 49,41+0,08
−0,10 		0,23+0,16
−0,15 		— —
e ≥3,93+0,83
−0,64 M⊕ 		0.538 ± 0.006 162,87+1,08
−0,46 		0,18+0,18
−0,14 		— —
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 		— —
Debris disk 6,2+9,8
−4,6 – 52+3
−8 AU 		35±10° —

Model 4-planet yang diperbarui secara dinamis dikemas dan berpotensi stabil selama miliaran tahun, tetapi dengan penyempurnaan lebih lanjut, lebih banyak kandidat planet yang masih dapat dideteksi (termasuk b dan c). Sinyal yang terdeteksi dari planet kandidat memiliki kecepatan radial serendah 30 cm/detik, dan metode eksperimental yang digunakan dalam pendeteksiannya, seperti yang diterapkan pada HARPS, secara teori dapat dideteksi hingga sekitar 20 cm/detik Untuk mendeteksi kandidat planet seukuran Bumi antara Tau Ceti e dan f, di zona laik huni sistem, presisi kecepatan radial sekitar 10 cm/detik perlu dicapai.

[56]

Zona laik huni untuk bintang ini, didefinisikan sebagai lokasi di mana air cair dapat hadir di planet seukuran Bumi, berada pada radius 0,55-1,16 AU, di mana 1 AU adalah jarak rata-rata dari Bumi ke Matahari.  

Jika Tau Ceti disejajarkan sedemikian rupa sehingga hampir kutub ke Bumi (seperti yang bisa ditunjukkan oleh rotasi), itu berarti bahwa planet-planet itu akan, bukannya sedikit lebih besar beberapa kali massa Bumi, mereka akan berada di liga puluhan massa Bumi hingga ratusan. Misalnya, jika orbit Tau Ceti f condong 70 derajat dari tatap muka ke Bumi, massanya akan menjadi 4,18+1,12
−1,46 Massa bumi, menjadikannya Bumi super di ujung menengah ke bawah. Namun, skenario ini belum tentu benar; karena cakram puing Tau Ceti memiliki kemiringan 35±10, dan ini bisa berarti bahwa orbit planet-planet tersebut juga cenderung serupa. Ini akan menempatkan f antara 5,56+1,48
−1,94 dan 9,30+2,48
−3,24 Massa bumi, yang artinya lebih kecil kemungkinannya adalah mini-Neptunus, jika diasumsikan bahwa disk puing dan orbit f adalah sama.

Tau Ceti e

sunting

Tau Ceti e adalah kandidat planet yang mengorbit Tau Ceti yang dideteksi oleh analisis statistik dari data variasi bintang dalam kecepatan radial yang diperoleh dengan menggunakan HIRES, AAPS, dan HARPS.[8] Kemungkinan sifat-sifatnya disempurnakan pada tahun 2017:[57] mengorbit pada jarak 0,552 AU (antara orbit Venus dan Merkurius di Tata Surya ) dengan periode orbit 168 hari dan memiliki massa minimum 3,93 massa Bumi . Jika Tau Ceti e memiliki atmosfer seperti Bumi, suhu permukaan akan menjadi sekitar 68 °C (154 °F) .[58] Berdasarkan fluks kejadian di planet ini, sebuah studi oleh Güdel et al. (2014) berspekulasi bahwa planet ini mungkin terletak di luar zona laik huni dan lebih dekat ke dunia seperti Venus.[59]

Tau Ceti f

sunting

Tau Ceti f adalah kandidat super-Bumi yang mengorbit Tau Ceti yang ditemukan pada 2012 oleh analisis statistik variasi bintang dalam kecepatan radial, berdasarkan data yang diperoleh dengan menggunakan HIRES, AAPS, dan HARPS.[8] Ini menarik karena orbitnya menempatkannya di zona laik huni Tau Ceti yang luas.[60] Namun, sebuah studi tahun 2015 menyiratkan bahwa ia telah berada di zona beriklim kurang dari satu miliar tahun, sehingga mungkin tidak ada biosignature yang terdeteksi.[61]

Beberapa sifat planet ini diketahui selain orbit dan massanya. Itu mengorbit Tau Ceti pada jarak 1,35 AU (dekat orbit Mars di Tata Surya ) dengan periode orbit 642 hari dan memiliki massa minimum 2,66 massa Bumi, yang berarti dapat berupa super-Bumi atau Planet terestrial .[57]

Puing Disk

sunting

Pada tahun 2004, tim astronom Inggris yang dipimpin oleh Jane Greaves menemukan bahwa Tau Ceti memiliki lebih dari sepuluh kali jumlah materi komet dan asteroid yang mengorbitnya daripada Matahari. Ini ditentukan dengan mengukur piringan debu dingin yang mengorbit bintang yang dihasilkan oleh tabrakan antara benda-benda kecil tersebut.[62] Hasil ini meredam kemungkinan kehidupan yang kompleks dalam sistem, karena setiap planet akan menderita dampak besar sekitar sepuluh kali lebih sering daripada Bumi. Greaves mencatat pada saat penelitiannya bahwa "kemungkinan bahwa [planet manapun] akan mengalami pemboman terus-menerus dari asteroid sejenis yang diyakini telah memusnahkan dinosaurus ".[63] Pengeboman seperti itu akan menghambat pengembangan keanekaragaman hayati di antara dampak.[64] Namun, mungkin saja raksasa gas berukuran Jupiter bisa membelokkan komet dan asteroid.[62]

Disk puing ditemukan dengan mengukur jumlah radiasi yang dipancarkan oleh sistem di bagian spektrum inframerah jauh . Disk membentuk fitur simetris yang berpusat pada bintang, dan rata-rata radius luarnya 55 AU. Kurangnya radiasi infra merah dari bagian disk yang lebih hangat di dekat Tau Ceti menyiratkan cut-off dalam pada radius 10 AU. Sebagai perbandingan, sabuk Kuiper Tata Surya memanjang dari 30 AU hingga 50 AU . Untuk dipertahankan dalam jangka waktu yang lama, cincin debu ini harus secara konstan diisi ulang melalui tabrakan oleh badan yang lebih besar.[62] Sebagian besar disk tampaknya mengorbit Tau Ceti pada jarak 35 AU - 50 AU, jauh di luar orbit zona laik huni . Pada jarak ini, sabuk debu dapat dianalogikan dengan sabuk Kuiper yang terletak di luar orbit Neptunus di Tata Surya.

Tau Ceti menunjukkan bahwa bintang-bintang tidak perlu kehilangan disk besar seiring bertambahnya usia, dan sabuk setebal itu mungkin tidak biasa di antara bintang-bintang seperti Matahari.[65] Sabuk Tau Ceti hanya seberat 1/20 dibandingkan sabuk di sekitar tetangganya yang muda, Epsilon Eridani .[62] Kurangnya puing-puing di sekitar Matahari mungkin merupakan kasus yang tidak biasa: salah satu anggota tim peneliti menyarankan Matahari mungkin telah melewati dekat dengan bintang lain di awal sejarahnya dan sebagian besar komet dan asteroidnya dilucuti.[63] Bintang-bintang dengan cakram puing besar telah mengubah cara para astronom berpikir tentang pembentukan planet karena bintang-bintang puing-puing cakram, di mana debu terus-menerus dihasilkan oleh tabrakan, tampak membentuk planet dengan mudah.[65]

Catatan

sunting
  1. ^ From knowing the absolute visual magnitude of Tau Ceti,  , and the absolute visual magnitude of the Sun,  , the visual luminosity of Tau Ceti can therefore be calculated:  .
  2. ^ From Tau Ceti the Sun would appear on the diametrically opposite side of the sky at the coordinates RA =  13j 44m 04d, Dec =  15° 56′ 14″, which is located near Tau Boötis. The absolute magnitude of the Sun is 4.8, so, at a distance of 3,65, the Sun would have an apparent magnitude  .
  3. ^ The net proper motion is given by  , where μα and μδ are the components of proper motion in the RA and declination respectively, and δ is the seclination. See: Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". University of Virginia. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2012-01-25. Diakses tanggal 2007-09-27. 

Referensi

sunting
  1. ^ a b c d van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752  . Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ^ a b c d e f g h i Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M. S.; Dall, T.; et al. (January 2009). "Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti". Astronomy and Astrophysics. 494 (1): 237–242. arXiv:0811.3989  . Bibcode:2009A&A...494..237T. doi:10.1051/0004-6361:200810746. 
  3. ^ Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. 
  4. ^ Nidever, David L.; et al. (2002). "Radial Velocities for 889 Late-Type Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 141 (2): 503. arXiv:astro-ph/0112477  . Bibcode:2002ApJS..141..503N. doi:10.1086/340570. 
  5. ^ Pijpers, F. P. (2003). "Selection criteria for targets of asteroseismic campaigns". Astronomy and Astrophysics. 400 (1): 241–248. arXiv:astro-ph/0303032  . Bibcode:2003A&A...400..241P. doi:10.1051/0004-6361:20021839. 
  6. ^ a b c de Strobel; G. Cayrel; Hauck, B.; François, P.; Thevenin, F.; Friel, E.; Mermilliod, M.; et al. (1991). "A catalogue of Fe/H determinations". Astronomy and Astrophysics Supplement Series (edisi ke-1991). 95 (2): 273–336. Bibcode:1992A&AS...95..273C. 
  7. ^ Santos, N. C.; Israelian, G.; García López, R. J.; Mayor, M.; Rebolo, R.; Randich, S.; Ecuvillon, A.; et al. (2004). "Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?". Astronomy and Astrophysics. 427 (3): 1085–1096. arXiv:astro-ph/0408108  . Bibcode:2004A&A...427.1085S. doi:10.1051/0004-6361:20040509. 
  8. ^ a b c d e Tuomi, M; Jones, H. R. A; Jenkins, J. S; Tinney, C. G; Butler, R. P; Vogt, S. S; Barnes, J. R; Wittenmyer, R. A; o'Toole, S; Horner, J; Bailey, J; Carter, B. D; Wright, D. J; Salter, G. S; Pinfield, D (2013). "Signals embedded in the radial velocity noise". Astronomy & Astrophysics. 551: A79. arXiv:1212.4277  . Bibcode:2012yCat..35510079T. doi:10.1051/0004-6361/201220509. 
  9. ^ a b Baliunas, S.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1996). "Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?". Astrophysical Journal Letters. 457 (2): L99. Bibcode:1996ApJ...457L..99B. doi:10.1086/309891. 
  10. ^ a b Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (November 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics". The Astrophysical Journal. 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686  . Bibcode:2008ApJ...687.1264M. doi:10.1086/591785.  Kesalahan pengutipan: Tanda <ref> tidak sah; nama "MH08" didefinisikan berulang dengan isi berbeda
  11. ^ a b "Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star". BBC News. December 19, 2012. 
  12. ^ a b "Tau Ceti May Have a Habitable Planet". Astrobiology Magazine. December 19, 2012. 
  13. ^ a b Torres, Abel Mendez (December 28, 2012). "Two Nearby Habitable Worlds?". Planetary Habitability Laboratory. University of Puerto Rico. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2021-03-08. Diakses tanggal 2013-03-22.  Kesalahan pengutipan: Tanda <ref> tidak sah; nama "Two Nearby Habitable Worlds2" didefinisikan berulang dengan isi berbeda
  14. ^ Cox, Arthur N. (ed.), Allen's Astrophysical Quantities (edisi ke-Fourth), Springer, hlm. 382, ISBN 0-387-95189-X. 
  15. ^ Knobel, E. B. (June 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 55 (8): 429. Bibcode:1895MNRAS..55..429K. doi:10.1093/mnras/55.8.429. 
  16. ^ Allen, R. H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (edisi ke-Reprint). New York: Dover Publications Inc. hlm. 162. ISBN 0-486-21079-0. Diakses tanggal 2010-12-12. 
  17. ^ η Cet as Aoul al Naamat or Prima Sthrutionum (the first of the ostriches), θ Cet as Thanih al Naamat or Secunda Sthrutionum (the second of the ostriches), τ Cet as Thalath al Naamat or Tertia Sthrutionum (the third of the ostriches), and ζ Cet as Rabah al Naamat or Quarta Sthrutionum (the fourth of the ostriches). υ Cet should be Khamis al Naamat or Quinta Sthrutionum (the fifth of the ostriches) consistently, but Al Achsasi Al Mouakket designated the title the fifth of the ostriches to γ Gam with uncleared consideration.
  18. ^ 陳久金 (2005). 中國星座神話 (dalam bahasa Chinese). 台灣書房出版有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7. 
  19. ^ 陳輝樺, ed. (July 10, 2006). 天文教育資訊網 [Activities of Exhibition and Education in Astronomy (AEEA)] (dalam bahasa Chinese). 
  20. ^ Reid, Neill (February 23, 2002). "Meeting the neighbours: NStars and 2MASS". Space Telescope Science Institute. Diakses tanggal 2006-12-11. 
  21. ^ Henry, Todd J. (October 1, 2006). "The One Hundred Nearest Star Systems". Research Consortium on Nearby Stars. Diarsipkan dari versi asli tanggal November 28, 2006. Diakses tanggal 2006-12-11. 
  22. ^ Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Williams, E.; McCarthy, C.; Dosanjh, P.; Vogt, S. S. (1996). "Attaining Doppler Precision of 3 M s-1". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108: 500. Bibcode:1996PASP..108..500B. doi:10.1086/133755. 
  23. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), "Close encounters of the stellar kind", Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648  , Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35. 
  24. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971  , Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. 
  25. ^ a b Porto de Mello, G. F.; del Peloso, E. F.; Ghezzi, L. (2006). "Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun". Astrobiology. 6 (2): 308–331. arXiv:astro-ph/0511180  . Bibcode:2006AsBio...6..308P. doi:10.1089/ast.2006.6.308. PMID 16689649. 
  26. ^ Kaler, James. "Tau Ceti". Stars. University of Illinois. Diakses tanggal 27 July 2015. 
  27. ^ "00-06 hour section". Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-08-16. Diakses tanggal 27 July 2015. 
  28. ^ 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 τ Ceti". Astronomy & Astrophysics. 401 (1): L15–L18. Bibcode:2003A&A...406L..15P. doi:10.1051/0004-6361:20030837. 
  29. ^ a b Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; du Foresto; V. Coudé; Ségransan, D.; et al. (2004). "VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars". Astronomy and Astrophysics. 426 (2): 601–617. Bibcode:2004A&A...426..601D. doi:10.1051/0004-6361:20047189. 
  30. ^ "H-K Project: Overview of Chromospheric Activity". Mount Wilson Observatory. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-08-31. Diakses tanggal 2006-11-15. 
  31. ^ a b Gray, D. F.; Baliunas, S. L. (1994). "The activity cycle of tau Ceti". Astrophysical Journal. 427 (2): 1042–1047. Bibcode:1994ApJ...427.1042G. doi:10.1086/174210. 
  32. ^ Hall, J. C.; Lockwood, G. W.; Gibb, E. L. (1995). "Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples". Astrophysical Journal. 442 (2): 778–793. Bibcode:1995ApJ...442..778H. doi:10.1086/175483. 
  33. ^ Carraro, G.; Ng, Y. K.; Portinari, L. (1999). "Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk". 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. 
  34. ^ Flynn, C.; Morell, O. (1997). "Metallicities and kinematics of G and K dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (3): 617–625. arXiv:astro-ph/9609017  . Bibcode:1997MNRAS.286..617F. doi:10.1093/mnras/286.3.617. 
  35. ^ Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1997). "Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations". The Astrophysical Journal. 483 (1): 426–434. Bibcode:1997ApJ...483..426F. doi:10.1086/304206. 
  36. ^ Judge, P. G.; Saar, S. H. (July 18, 1995). "The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective". The Astrophysical Journal. High Altitude Observatory. 663: 643. Bibcode:2007ApJ...663..643J. doi:10.1086/513004. 
  37. ^ Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R. (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): 392–406. Bibcode:2004ApJ...609..392J. doi:10.1086/421044. 
  38. ^ Smith, G.; Drake, J. J. (July 1987). "The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars". Astronomy and Astrophysics. 181 (1): 103–111. Bibcode:1987A&A...181..103S. 
  39. ^ Hall, J. C.; Lockwood, G. W. (2004). "The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars". The Astrophysical Journal. 614 (2): 942–946. Bibcode:2004ApJ...614..942H. doi:10.1086/423926. 
  40. ^ a b Campbell, Bruce; Walker, G. A. H. (August 1988). "A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars". Astrophysical Journal. 331: 902–921. Bibcode:1988ApJ...331..902C. doi:10.1086/166608. 
  41. ^ a b "Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found". Extrasolar Planets Encyclopedia. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2007-10-12. Diakses tanggal 2007-09-28. 
  42. ^ Endl, M.; Kurster M.; Els S. (2002). "The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer". Astronomy & Astrophysics. 392 (2): 585–594. arXiv:astro-ph/0207512  . Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. 
  43. ^ Walker, Gordon A. H.; Walker Andrew H.; Irwin W. Alan; et al. (1995). "A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars". Icarus. 116 (2): 359–375. Bibcode:1995Icar..116..359W. doi:10.1006/icar.1995.1130.  Note that this study does not exclude the possibility of a large planet with a mass greater than Jupiter's and an orbital plane that is nearly perpendicular to the line of sight.
  44. ^ a b Schroeder, D. J.; Golimowski, D. A.; Brukardt, R. A.; et al. (2000). "A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2". Astronomical Journal. 119 (2): 906–922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227. Diakses tanggal 2007-08-14. 
  45. ^ "Tau Ceti". Sol Company. Diakses tanggal 2007-09-25. 
  46. ^ Gonzalez, G. (March 17–21, 1997). "The Stellar Metallicity – Planet Connection". Brown dwarfs and extrasolar planets. ASP Conference Series. 134: 431. Bibcode:1998ASPC..134..431G. 
  47. ^ Woolf, Neville; Angel, J. Roger (September 1998). "Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 507–537. Bibcode:1998ARA&A..36..507W. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.507. 
  48. ^ Alexander, Amir (2006). "The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History". The Planetary Society. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2007-09-29. Diakses tanggal 2006-11-08. 
  49. ^ 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): 181–198. arXiv:astro-ph/0210675  . Bibcode:2003ApJS..145..181T. doi:10.1086/345779. 
  50. ^ "Stars and Habitable Planets". Sol Company. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2011-06-28. Diakses tanggal 2007-09-21. 
  51. ^ "NASA budget statement". Planetary Society. 2006-02-06. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-06-16. Diakses tanggal 2006-07-17. 
  52. ^ "Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars". American Association for the Advancement of Science. February 18, 2006. Diarsipkan dari versi asli tanggal July 22, 2011. Diakses tanggal 2007-09-21. 
  53. ^ Lawler, S. M.; et al. (2014). "The debris disc of solar analogue τ Ceti: Herschel observations and dynamical simulations of the proposed multiplanet system" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 444 (3): 2665. arXiv:1408.2791  . Bibcode:2014MNRAS.444.2665L. doi:10.1093/mnras/stu1641. Diakses tanggal 2018-11-04. 
  54. ^ Feng, Fabo; et al. (2017). "Color Difference Makes a Difference: Four Planet Candidates around Tau Ceti". The Astronomical Journal. 154 (4): 135. arXiv:1708.02051  . Bibcode:2017AJ....154..135F. doi:10.3847/1538-3881/aa83b4. 
  55. ^ MacGregor, Meredith A; et al. (2016). "ALMA Observations of the Debris Disk of Solar Analogue Tau Ceti". The Astrophysical Journal. 828 (2): 113. arXiv:1607.02513  . Bibcode:2016ApJ...828..113M. doi:10.3847/0004-637X/828/2/113. 
  56. ^ Cantrell, Justin R.; et al. (October 2013), "The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors", The Astronomical Journal, 146 (4): 99, arXiv:1307.7038  , Bibcode:2013AJ....146...99C, doi:10.1088/0004-6256/146/4/99. 
  57. ^ a b Feng, Fabo; et al. (2017). "Color Difference Makes a Difference: Four Planet Candidates around Tau Ceti". The Astronomical Journal. 154 (4): 135. arXiv:1708.02051. Bibcode:2017AJ....154..135F. doi:10.3847/1538-3881/aa83b4.
  58. ^ Giovanni F. Bignami (2015). The Mystery of the Seven Spheres: How Homo sapiens will Conquer Space. Springer. ISBN 9783319170046. , Page 110.
  59. ^ Rujukan kosong (bantuan) 
  60. ^ "Two Nearby Habitable Worlds? - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo". Phl.upr.edu. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2021-03-08. Diakses tanggal 2014-01-08. 
  61. ^ Wall, Mike (April 24, 2015). "Nearby Alien Planets Not So Life-Friendly After All". Diakses tanggal 2018-02-05. 
  62. ^ a b c d 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): L54–L58. Bibcode:2004MNRAS.351L..54G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. 
  63. ^ a b Rujukan kosong (bantuan) 
  64. ^ Schirber, Michael (March 12, 2009). "Cometary Life Limit". NASA Astrobiology. Diakses tanggal 2009-03-12. 
  65. ^ a b Greaves, Jane S. (January 2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. 307 (5706): 68–71. Bibcode:2005Sci...307...68G. doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266. 
 
Wikimedia Commons memiliki media mengenai Tau Ceti.

Pranala luar

sunting
Diperoleh dari "https://wiki-indonesia.club/w/index.php?title=Tau_Ceti&oldid=21720889"