# Tau de la Balena

Tau de la Balena (τ Ceti) és un estel de la constel·lació de la Balena que és espectralment semblant al Sol, tot i que només té el 78% de la massa del Sol. A una distància de poc menys de 12 anys llum del sistema solar, és una estrella relativament propera, i és l'estrella solitària més propera de tipus G. L'estrella apareix estable, amb una lleugera variació estel·lar.
Tau de la Balena és deficient en metall, que es relaciona normalment quan no hi ha planetes gegants i pocs planetes rocosos. Les observacions han detectat que hi ha deu vegades més la pols present en el sistema solar.
Des del desembre de 2012, hi ha proves de cinc planetes al voltant de Tau de la Balena, i un d'ells pot estar potencialment en la zona habitable. A causa del disc residual, qualsevol planeta que giri al voltant de Tau de la Balena pot patir més impactes astronòmics que la Terra. Malgrat aquest obstacle de l'habitabilitat, les seves característiques com a anàleg solar (semblant al Sol) han marcat l'interès estès per l'estrella. D'acord amb la seva estabilitat, semblança i relativa proximitat al Sol, Tau de la Balena està sempre en la llista d'objectius pel projecte de la Search for Extra-Terrestrial Intelligence (SETI), i apareix en la literatura de ciència-ficció.
L'astre es pot veure a ull nu, ja que és una estrella de tercera magnitud. Des de Tau de la Balena, el Sol pot ser una estrella de tercera magnitud en la constel·lació del Bover.

## Nom

Tau de la Balena no té un nom tradicional reconegut àmpliament. El nom «Tau Ceti» és la nomenclatura de Bayer d'aquesta estrella, establerta en el 1603 com a part del catàleg estel·lar Uranometria del cartògraf celestial alemany Johann Bayer: és el «nombre T» en la seqüència de Bayer de la constel·lació Cetus. Té el nom propi de Durre Menthor, que ve de l'aràb Al Durr' Al-Manthūur (الدرر المنثور), que significar Les Perles Disperses (del Collaret Trencat). En el catàleg d'estrella Calendarium d'Al Achsasi al Mouakket, escrit al Caire al voltant del 1650, aquesta estrella va ser designada com a Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt), que va ser traduït al llatí com a Tertia Struthionum, que significa el tercer dels estruços. Aquesta estrella, juntament amb η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos), i υ Cet, foren els Al Naʽāmāt (ألنعامة), les Estruces de Gallina.
En xinès, el «Graner Quadrat Celestial» (天倉) es refereix a un asterisme que consisteix en τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti i 57 Ceti. De manera conseqüent, τ Ceti és coneguda com a «Cinquena Estrella del Graner Quadrat Celestial» (天倉五).

## Moviment

El moviment propi d'una estrella és la seva quantitat de moviment a través de l'esfera celeste, determinada per la comparació de la seva posició relativa a objectes més distants en el fons. Tau de la Balena és considerat a ser una estrella d'alt moviment propi, ja que té un travessar anual de només dos segons d'arc. Calen uns dos mil anys abans que aquesta estrella giri més d'un grau. Un alt moviment propi és un indicador de la proximitat al sol. Les estrelles properes poden travessar un angle d'arc a través del cel més ràpidament que les estrelles distants en el fons i són bones candidates per a estudis de paral·laxi. En el cas de Tau Ceti, les mesures de paral·laxi indiquen una distància d'11,9 anys llum. Això el converteix en un dels sistemes estel·lars més propers al sol, i el més proper de tipus G en l'espectre després d'Alfa del Centaure A.
La velocitat radial d'una estrella és el moviment cap o més enllà del Sol. A diferència del moviment propi, la velocitat radial d'una estrella no pot ser directament observada, però es pot determinat a través del mesurament de l'espectre. A causa de l'efecte Doppler, les línies d'absorció en l'espectre d'una estrella es desplacen lleugerament cap al vermell (o en ones de longitud d'ona més llargues) si l'estrella s'està allunyant de l'observador, o cap al blau (o en ones més curtes) quan es mou cap a l'observador. En el cas de Tau Ceti, la velocitat radial és de −17 km/s, amb el valor negatiu indicant que s'està movent cap al sol.
La distància a Tau de la Balena, amb el seu moviment propi i velocitat radial, permet que es pugui calcular el moviment de l'estrella a través de l'espai. La velocitat espacial relativa al Sol és de 37 km/s. Aquest resultat pot ser utilitzar per calcular el camí orbital de Tau Ceti a través de la galàxia de la Via Làctia. Té una distància al centre galàctic de 9,7 quiloparsecs (32.000 anys llum) i una excentricitat orbital de 0,22.

## Propietats físiques

Es creu que el sistema de Tau de la Balena té un únic component estel·lar. Es va observar un fosc company òptic, que és possiblement relacionat gravitacionalment, però està a 10 segons d'arc de la primària.
La majoria del que se sap sobre les propietats físiques de Tau de la Balena i el seu sistema vé determinat a través de mesuraments espectroscòpics. Comparant l'espectre es pot estimar els models informàtics de l'evolució estel·lar, l'edat, massa, radi i lluminositat de Tau de la Balena. Malgrat això, utilitzant un interferòmetre astronòmic, es poden realitzar directament mesuraments del radi de l'estrella amb una presició del 0,5%. Es desplega una línia de referència per mesurar angles molt més petits del que es poden resoldre utilitzant un telescopi convencional. Això va resultar, que el radi de Tau de la Balena va ser mesurat com el 79.3 ± 0.4% del radi solar. Aquest valor és de la mida estimada per a una estrella amb poc menys de la massa del Sol.

### Rotació

El període de rotació de Tau de la Balena va ser mesurat en les variacions periòdiques en les línies d'absorció clàssiques H i K del calci lleugerament ionitzat, o Ca II. Aquestes línies són associades amb l'activitat magnètica de la superfície, per tant la variació del període mesura el temps requerit per les zones d'activitat per completar una rotació completa d'una estrella. Això significa que el període de rotació de Tau de la Balena és estimat en 34 dies. A causa de l'efecte Doppler, l'índex de rotació d'una estrella afecta el gruix de les línies d'absorció en l'espectre. (la llum del costat de l'estrella allunyant-se de l'observador serà canviada a una longitud d'ona més llarga; la llum del costat movent-se cap a l'observador serà canviat a una longitud d'ona més curta.) Per tant, analitzant el gruix d'aquestes línies, es pot determinar la velocitat rotacional d'una estrella. La velocitat de rotació projectada de Tau de la Balena és:
    $v_{\mathrm {eq} }\cdot \sin i\approx 1\ {\text{km}}/{\text{s}}.$
on v$_{eq}$ és la velocitat a l'equador i i és l'angle d'inclinació de l'eix de rotació a la línia en observació. Per a una estrella G8 comuna, la velocitat de rotació és d'uns 2,5 km/s Els mesuraments de la relativa baixa velocitat rotacional indiquen que Tau de la Balena és observada des d'aproximadament la direcció del seu pol.

### Metal·licitat

La composició química d'una estrella proveeix pistes importants de la seva història evolutiva, incloent-hi l'època quan es va formar. El medi interestel·lar de pols i gas on les estrelles es formen està compost bàsicament d'hidrogen i heli amb certes quantitats d'elements pesants. Com que les estrelles properes evolucionen contínuament i moren, van plantar en el medi interestel·lar un augment en la porció d'elements més pesants. Així que les estrelles més joves tendiran a tenir una porció d'elements més pesants més elevada en les seves atmosferes que les estrelles més antigues. Aquests elements pesants són anomenats metalls pels astrònoms i la porció d'elements pesants és la metal·licitat. La quantitat de metal·licitat en una estrella és donada en termes de la ràtio de ferro (Fe), i un element lleuger de fàcil observació com l'hidrogen. Un logaritme de la relativa abundància de ferro és la comparació amb el sol. En el cas de Tau de la Balena, la metal·licitat atmosfèrica és d'aproximadament:
    $\left[{\frac {\mathrm {Fe} }{\mathrm {H} }}\right]=-0.50$
o una tercera part l'abundància del Sol. Els anteriors mesuraments han variat entre −0,13 a −0,60.
Aquesta menor abundància de ferro indica que Tau de la Balena és gairebé sens dubte més antic que el sol. S'havia estimat anteriorment que l'edat aproximada és de 10 Ga però ara es creu que és al voltant de la meitat en 5,8 Ga. Això es compara els 4,57 Ga del Sol. No obstant, l'edat calculada per ordinadors estimen que Tau de la Balena és de 4,4–12 Ga, depenent del model adoptat.
A més de la rotació, un altre factor que poden ampliar les característiques d'absorció en l'espectre d'una estrella és l'ampliació de pressió. (Vegeu línia espectral.) La presència de les partícules properes afecten la radiació emesa per una partícula individual. Per tant, el gruix de la línia és dependent de la pressió en la superfície de l'estrella, que al mateix torn és determinada per la temperatura i la gravetat de la superfície. Aquesta tècnica va ser utilitzada per determinar la gravetat de la superfície de Tau de la Balena. El log g, o logaritme de la gravetat superficial de l'estrella, és d'uns 4,4 —molt proper als log g = 4,44 del Sol.

### Lluminositat i variabilitat

La lluminositat de Tau de la Balena és igual a només el 55% de la lluminositat del sol. Un planeta terrestre pot necessitar orbitar aquesta estrella a una distància d'uns 0,7 ua perquè coincideixi amb el nivell d'insolació solar de la Terra. Això és aproximadament el mateix que la distància mitjana entre Venus i el sol.
La cromosfera de Tau de la Balena —la part de l'atmosfera d'una estrella just per sobre de la fotosfera emissora de llum— actualment mostra una petita o nul·la activitat magnètica, indicant una estrella estable. Un estudi de nou anys sobre la temperatura, la granulació, i la cromosfera van mostrar cap variació sistemàtica; les emissions de Ca II al voltant de les bandes infraroges H i K mostren un possible cicle d'onze anys, però és feblement relatiu al sol. Alternativament, es va suggerir que l'estrella pot estar en un estat de baixa activitat anàleg a un mínim de Maunder—un període històric, associat amb la Petita Edat de Gel a Europa, quan les erupcions solars es van convertir en extremadament rars en la superfície del Sol. Els perfils de línia espectral de Tau de la Balena són extremadament estrets, indicant una baixa turbulència i rotació observada. L'amplitud de les oscil·lacions de l'estrella són la meitat del sol, i tenen una durada menor.

### Disc de pols

El 2004, un equip d'astrònoms britànics dirigits per Jane Greaves van descobrir que Tau de la Balena té més de deu vegades la quantitat de material cometari i asteroidal orbitant que la del Sol. Això va ser determinat mesurant el disc de pols fred orbitant l'estrella produït per col·lisions entre petits cossos. Aquest resultar posa un amortidor en la possibilitat de vida complexa en el sistema, ja que qualsevol planeta hauria patit de grans impactes astronòmics aproximadament deu vegades la freqüència que la Terra. Greaves va observar durant la seva investigació: «és el que [qualsevol planeta] pot experimentar del bombardejament constant d'asteroides del tipus que va provocar l'extinció dels dinosaures». Aquests bombardejaments haurien inhibit el desenvolupament de la biodiversitat entre impactes. Malgrat això, és possible que un gegant de gas de la mida de Júpiter pot desviar els cometes i asteroides.
El disc de pols va ser descobert mesurant la quantitat de radiació emesa pel sistema en la part infraroja llunyana de l'espectre. El disc forma una característica simètrica que se centra en l'estrella, i el radi exterior té una mitjana de 55 ua. La falta de radiació infraroja de les parts més calentes del disc proper a Tau de la Balena impliquen una retallada interior del radi de 10 ua. En comparació, el cinturó de Kuiper del sistema solar s'estén de les 30–50 ua. En ser mantingut per un llarg període, aquest anell de pols ha de ser constantment afectat per col·lisions per cossos més grans. La major part del disc apareix a estar orbitant Tau de la Balena a una distància de 35–50 AU, així fora de la zona habitable. A aquesta distància, el cinturó de pols pot ser anàleg al cinturó de Kuiper que es troba fora de l'òrbita de Neptú en el sistema solar.
Tau de la Balena mostra que les estrelles necessiten no perdre grans discs en aquesta edat i que un cinturó prim no pot ser comú en les estrelles semblants al sol. El cinturó de Tau de la Balena és només $^1$⁄$_{20}$$^a$ part tan dens com el cinturó del seu jove veí, Epsilon Eridani. La falta relativa de pols al voltant del sol pot ser el cas inusual: un membre de l'equip d'investigació suggereix que el sol pot haver passat a prop d'una altra estrella a principis de la seva història i va perdre la majoria dels cometes i asteroides. Les estrelles amb grans discs de pols han alterat astronòmicament el pensament sobre la formació de planetes; les estrelles de discos de pols, on el seu material és contínuament generat per col·lisions, semblen formar planetes fàcilment.

## Investigacions planetàries i vida

Els principals factors que condueixen a l'interès a investigar Tau de la Balena són les seves característiques semblants al sol i les seves implicacions per a possibles planetes i vida. Hall i Lockwood van informar que «els termes «estrella solar», «anàleg solar» i «bessona solar» [són] descripcions progressivament restrictives». Tau de la Balena cau en la segona categoria, donant la seva massa i variabilitat semblant, però la falta relativa de metalls. Les semblances han inspirat les referències de la cultura popular durant dècades, com també l'examinació científica.
Tau de la Balena va ser un objectiu de diverses recerques planetàries per velocitat radial. Fins al 1988, les observacions van descartar qualsevol variació periòdica atribuïbles a planetes massius al voltant de Tau de la Balena en distància semblants a Júpiter. Fins al desembre de 2012, es van realitzar mesuraments més precisos que mai per descartar aquests planetes. La precisió de la velocitat va arribar als 11 m/s mesurats en un període de cinc anys. Aquest resultat exclou la presència de Júpiters calents, i probablement exclou qualsevol planeta amb una massa mínima més gran o igual a la de Júpiter i en períodes orbitals inferiors a 15 anys. A més, un sondeig d'estrelles properes completat en 1999 realitzat per la Wide Field and Planetary Camera del Telescopi Espacial Hubble, incloent-hi una recerca de febles companys de Tau de la Balena; va resultar que no es van descobrir resultats fins als límits de la potència del telescopi.
Aquestes recerques només van excloure els cossos de nanes marrones més grans i no es va impedir la troballa dels planetes gegants més petits, planetes semblants a la Terra en òrbita al voltant de l'estrella. Si els Júpiters calents haguessin existit propers a l'òrbita, haurien interromput la zona habitable de l'estrella; la seva exclusió va ser considerat com un punt positiu per a la possibilitat de l'existència de planetes semblants a la Terra. Les investigacions generals han demostrat una correlació positiva entre la presència de planetes extrasolars i una estrella associada relativament alta en metall, suggerint que les estrelles amb metal·licitat més baixa com la de Tau de la Balena han reduït l'oportunitat de posseir planetes. La composició atmosfèrica dels planetes de Tau de la Balena pot revelar que la vida primitiva seria inorgànica, com l'oxigen a la Terra és indicatiu de vida.

### SETI i HabCat

El projecte de recerca més optimístic fou el Projecte Ozma, que va ser destinat a la recerca d'intel·ligència extraterrestre (SETI) per l'examinació d'estrelles seleccionades per indicacions de senyals de ràdio artificials. Es va executar per l'astrònom Frank Drake, que va seleccionar Tau de la Balena i Èpsilon d'Eridà com a objectius inicials. Ambdós estan situats prop del sistema solar i són físicament semblants al sol. No es van trobar senyals artificials malgrat les 200 hroes d'observacions. Les recerques subsegüents de ràdio d'aquest sistema solar també han donat un resultat negatiu.
Aquesta falta de resultats no han humitejat l'interès per observar el sistema de Tau de la Balena per la recerca de biosignatures. En el 2002, les astrònomes Margaret Turnbull i Jill Tarter van desenvolupar el Catalog of Nearby Habitable Systems (HabCat) sota els auspicis del Projecte Phoenix, un altre esforç del SETI. La llista conté més de 17000 sistemes teòricament habitables, aproximadament el 10% de la mostra original. El següent any, Turnbull va refinar la llista amb els 30 sistemes més prometedors de 5000 en cent anys llum del sol, incloent Tau Ceti; això forma part de les bases de recerca de ràdio amb l'Allen Telescope Array. També es va seleccionar a Tau de la Balena en una curta llista de les cinc estrelles més adequades per a les recerques (indefinidament ajornades) El sistema de telescopis Terrestrial Planet Finder, va comentar que «aquests llocs serien bons per viure si Déu posés el nostre planeta al voltant d'una altra estrella».

### Planetes

El 19 de desembre de 2012, es van presentar proves que existeix un sistema de cinc planetes orbitant Tau de la Balena. La massa mínima dels planetes és estimada entre dues a sis vegades la de la Terra, amb períodes que van de 14 a 640 dies. Un d'ells, temptativament anomenat Tau de la Balena e, apareix en òrbita a mig camí de Tau de la Balena com la Terra ho fa des del Sol. Amb la lluminositat de Tau de la Balena del 52% del sol i una distància de l'estrella d'uns 0,552 ua, el planeta pot rebre 1,71 vegades més radiació estel·lar que la Terra, lleugerament menys que Venus amb 1,91 vegades la de la Terra. De totes maneres, algunes investigacions el situen en la zona habitable de l'estrella. El Planetary Habitability Laboratory va calcular que Tau de la Balena f, pot rebre el 28,5% de llum que la Terra, comparat amb Mart amb el 43%, indicant que està per poc també en zona habitable de l'estrella.
Sistema Tau de la Balena :
| Companya (per ordre des de l'estrella) | Massa | Semieix major (ua) | Període orbital (dies) | Excentricitat | Inclinació | Radi |
| b | 2,00 ± 0,80 M$_⊕$ | 0,105 ± 0,006 | 13,965 ± 0,02 | 0,16 ± 0,22 | — | — |
| c | 3,1 ± 1,40 M$_⊕$ | 0,195 ± 0,01 | 35,362 ± 0,1 | 0,03 ± 0,28 | — | — |
| d | 3,60 ± 1,7 M$_⊕$ | 0,374 ± 0,02 | 94,11 ± 0,7 | 0,08 ± 0,26 | — | — |
| e | 4,30 ± 2,01 M$_⊕$ | 0,552 ± 0,03 | 168,12 ± 2,0 | 0,05 ± 0,22 | — | — |
| f | 6,67 ± 3,50 M$_⊕$ | 1,35 ± 0,09 | 642 ± 37 | 0,03 ± 0,26 | — | — |

## Veïnatge

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

## En la ficció

Els sistemes planetaris d'estrelles fora del sol i el sistema solar són un element bàsic en gran part de la ciència-ficció. Tau de la Balena és la segona estrella més propera al Sol (després d'Alfa del Centaure A) amb una classe espectral G, que permet popularment al sistema, l'origen dels relats de ciència-ficció. El sol, també de classe G, proporciona un model obvi per la possibilitat que l'estrella pot albergar mons capaços de sostenir la vida. Però Tau de la Balena, amb un pes de ~0,78 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$, és pobre en metall i així es pensa que és poc probable que contingui planetes rocosos; per altra banda, les observacions han detectat més de deu vegades la quantitat de pols al voltant de l'estrella del que hi ha al Sistema Solar, una condició que tendeix a augmentar la probabilitat d'aquests cossos. Atès que la lluminositat de l'estrella és tot just el 55% que el sol, aquests planetes haurien de girar en el radi orbital de Venus per tal que coincideixi amb la insolació rebuda per la Terra. A continuació es poden citar algunes obres de ciència-ficció que relaten sobre l'estrella o el seu sistema:
* En les sagues dels robots i de la Fundació d'Isaac Asimov, el planeta Aurora i les seves dues llunes de la grandària d'asteroides orbiten Tau de la Balena.
* En la Guia de l'Autoestopista Galàctic existeix un món conegut com a Sirius Tau Ceti colonitzat -o construït per- la Corporació Cibernètica Sirius.
* En la saga de novel·les de ciència-ficció Worldwar, de Harry Turtledove, el segon planeta de Tau de la Balena és el lloc d'origen dels alienígenes d'aspecte reptilià que s'anomenen La Raça (The Race en anglès), que envaeixen i tracten de conquerir la Terra mentre hi està tenint lloc la Segona Guerra Mundial.

## Notes

* ↑ La 19a estrella de la constel·lació.
* ↑ Alfa del Centaure A és més a prop, però forma part d'un sistema triple.
* ↑ No es pot veure per sobre de latitud 75°N, ja que té una declinació 90° nord, 15°S. A la pràctica, els efectes atmosfèrics redueixen la visibilitat de l'objecte quan és proper a l'horitzó.
* ↑ Des de Tau de la Balena el Sol pot aparèixer en el costat oposat del cel a les coordenades RA=13$^h$ 44$^m$ 04$^s$, Dec=15° 56′ 14″, on es troba la propera Tau del Bover. La magnitud absoluta del Sol és de 4,8, per tant, a una distància de 3,65 pc, el Sol pot tenir una magnitud aparent de: ${\begin{smallmatrix}m=M_{v}+5\cdot ((\log _{10}3.64)-1)=2.6\end{smallmatrix}}$.
* ↑ η Cet com a Aoul al Naamat o Prima Sthrutionum (el primer estruç), θ Cet com a Thanih al Naamat o Secunda Sthrutionum (el segon estruç), τ Cet com a Thalath al Naamat o Tertia Sthrutionum (el tercer estruç), i ζ Cet com a Rabah al Naamat o Quarta Sthrutionum (el quart estruç). υ Cet hauria de ser el Khamis al Naamat o Quinta Sthrutionum (el cinquè estruç) degudament, però Al Achsasi Al Mouakket va designar el títol de el cinquè estruç a γ Gam amb consideració incerta.
* ↑ El moviment propi net és donat per: ${\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}=1907.79\,{\text{mas/y}}\end{smallmatrix}}$ on μ$_α$ i μ$_δ$ són els components del moviment propi en la R.A. i la Declinació, respectivament, i δ és la Declinació. Vegeu: Majewski, Steven R. «Stellar Motions» (en anglès). Universitat de Virgínia, 2006. Arxivat de l'original el 2012-01-25. [Consulta: 27 setembre 2007].
* ↑ Els components de velocitat espacial són: U = +18; V = +29, i W = +13. Aquests camps són una velocitat espacial neta de: ${\begin{smallmatrix}{\sqrt {18^{2}+29^{2}+13^{2}}}=36,5\,{\text{km/s.}}\end{smallmatrix}}$
* ↑ No és clar com és que Júpiter actualment proveeix protecció al sistema solar interior. Vegeu, per exemple: «Jupiter: Friend Or Foe?» (en anglès). Science daily, 25-08-2007 [Consulta: 10 març 2009].
* ↑ L'estrella 18 Scorpii, sens dubte la clara bessona solar, presenta un exemple que contrasta amb Tau de la Balena: la seva metal·licitat és d'acord amb el sol però la seva variabilitat és significantment més alta. Vegeu: Hall, J. C.; Lockwood, G. W. «Evidence of a Pronounced Activity Cycle in the Solar Twin 18 Scorpii» (en anglès). The Astrophysical Journal, 545, 2, 2000, pàg. L43–L45. Bibcode: 2000ApJ...545L..43H. DOI: 10.1086/317331.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol.4. Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Nancy Houk. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1988.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* 1 2 URL de la referència: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...609..392J.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* ↑ Sarah L. Martell «The GALAH+ survey: Third data release» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 9-2021, pàg. 150-201. DOI: 10.1093/MNRAS/STAB1242.
* 1 2 «Spectroscopic Parameters and atmosphEric ChemIstriEs of Stars (SPECIES) I. Code description and dwarf stars catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2018, pàg. 76–76. DOI: 10.1051/0004-6361/201731533.
* ↑ Caroline Soubiran «Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018. DOI: 10.1051/0004-6361/201832795.
* ↑ Giuseppina Micela «Catalog for the ESPRESSO blind radial velocity exoplanet survey». Astronomy and Astrophysics, 9-2019. DOI: 10.1051/0004-6361/201834729.
* ↑ «Selection criteria for targets of asteroseismic campaigns» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2003, pàg. 241–248. DOI: 10.1051/0004-6361:20021839.
* ↑ Jonathan Horner «Signals embedded in the radial velocity noise» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 26-02-2013, pàg. 79–79. DOI: 10.1051/0004-6361/201220509.
* 1 2 «Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star». BBC News, 19-12-2012.
* 1 2 «Tau Ceti May Have a Habitable Planet». Astrobiology Magazine, 19-12-2012 [Consulta: 20 desembre 2012].
* ↑ Rutkowski, Chris A. The Big Book of UFOs. Dundurn, 2010, p. 33. ISBN 1554887607.
* ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy (en anglès). 2a edició. Cambridge University Press, 2011, p. 409. ISBN 0-521-89935-4 [Consulta: 28 abril 2011].
* ↑ Anonymous. «Cetus». Omnipelagos.com. Arxivat de l'original el 2011-07-10. [Consulta: 24 juny 2009]. < الدرر المنثور al durr' al-manthūur The Scattered Pearls (of the Broken Necklace).
* ↑ Knobel, E. B. «Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 55, Juny 1895, pàg. 429. Bibcode: 1895MNRAS..55..429K.
* ↑ Allen, R. H.. Star Names: Their Lore and Meaning (en anglès). Reprint. Nova York: Dover Publications Inc, 1963, p. 162. ISBN 0-486-21079-0 [Consulta: 12 desembre 2010].
* ↑ 陳久金. 中國星座神話. 台灣書房出版有限公司, 2005. ISBN 978-986-7332-25-7.
* ↑ 陳輝樺 (Editor). «天文教育資訊網» (en xinès), 10-07-2006. Arxivat de l'original el 16 de juliol 2011. [Consulta: 1r novembre 2013].
* ↑ Reid, Neill. «Meeting the neighbours: NStars and 2MASS» (en anglès). Space Telescope Science Institute, 23-02-2002. [Consulta: 11 desembre 2006].
* ↑ Henry, Todd J. «The One Hundred Nearest Star Systems» (en anglès). Research Consortium on Nearby Stars, 01-10-2006. Arxivat de l'original el 28 novembre 2006. [Consulta: 11 desembre 2006].
* ↑ Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Williams, E.; McCarthy, C.; Dosanjh, P.; Vogt, S. S. «Attaining Doppler Precision of 3 M s-1» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108, 1996, pàg. 500. Bibcode: 1996PASP..108..500B. DOI: 10.1086/133755.
* 1 2 Porto de Mello, G. F.; del Peloso, E. F.; Ghezzi, L. «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun» (en anglès). Astrobiology, 6, 2, 2006, pàg. 308–331. arXiv: astro-ph/0511180. Bibcode: 2006AsBio...6..308P. DOI: 10.1089/ast.2006.6.308. PMID: 16689649.
* ↑ Pijpers, F. P.; Teixeira, T. C.; Garcia, P. J.; Cunha, M. S.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Christensen-Dalsgaard, J. «Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 401, 1, 2003, pàg. L15–L18. Bibcode: 2003A&A...406L..15P. DOI: 10.1051/0004-6361:20030837 [Consulta: 24 setembre 2007].
* 1 2 3 Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M. S.; Dall, T.; Frandsen, S.; Karoff, C.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Pijpers, F. P. «Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 494, 1, gener 2009, pàg. 237–242. arXiv: 0811.3989. Bibcode: 2009A&A...494..237T. DOI: 10.1051/0004-6361:200810746.
* 1 2 Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; du Foresto, V. Coudé; Ségransan, D.; Morel, P. «VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 426, 2, 2004, pàg. 601–617. Bibcode: 2004A&A...426..601D. DOI: 10.1051/0004-6361:20047189.
* ↑ «H-K Project: Overview of Chromospheric Activity» (en anglès). Mount Wilson Observatory. Arxivat de l'original el 2006-08-31. [Consulta: 15 novembre 2006].
* ↑ Baliunas, S.; Sokoloff, D.; Soon, W. «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?» (en anglès). Astrophysical Journal Letters, 457, 2, 1996, pàg. L99. Bibcode: 1996ApJ...457L..99B. DOI: 10.1086/309891.
* 1 2 Gray, D. F.; Baliunas, S. L. «The activity cycle of tau Ceti» (en anglès). Astrophysical Journal, 427, 2, 1994, pàg. 1042–1047. Bibcode: 1994ApJ...427.1042G. DOI: 10.1086/174210.
* ↑ Hall, J. C.; Lockwood, G. W.; Gibb, E. L. «Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples» (en anglès). Astrophysical Journal, 442, 2, 1995, pàg. 778–793. Bibcode: 1995ApJ...442..778H. DOI: 10.1086/175483.
* ↑ Carraro, G.; Ng, Y. K.; Portinari, L. «Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 296, 4, 1999, pàg. 1045–1056. arXiv: astro-ph/9707185. Bibcode: 1997astro.ph..7185C. DOI: 10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x.
* 1 2 de Strobel, G. Cayrel; Hauck, B.; François, P.; Thevenin, F.; Friel, E.; Mermilliod, M.; Borde, S. «A catalogue of Fe/H determinations – 1991 edition» (en anglès). Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 95, 2, 1991, pàg. 273–336. Bibcode: 1992A&AS...95..273C.
* ↑ Flynn, C.; Morell, O. «Metallicities and kinematics of G and K dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 286, 3, 1997, pàg. 617–625. arXiv: astro-ph/9609017. Bibcode: 1996astro.ph..9017F.
* ↑ Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. «Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics» (en anglès). The Astrophysical Journal, 687, 2, novembre 2008, pàg. 1264–1293. arXiv: 0807.1686. Bibcode: 2008ApJ...687.1264M. DOI: 10.1086/591785.
* ↑ Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. «Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations» (en anglès). The Astrophysical Journal, 483, 1, 1997, pàg. 426–434. Bibcode: 1997ApJ...483..426F. DOI: 10.1086/304206.
* ↑ Judge, P. G.; Saar, S. H. «The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective» (en anglès). High Altitude Observatory, 18-07-1995. Bibcode: 2007ApJ...663..643J. DOI: 10.1086/513004.
* ↑ Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R. «A Comparison of the Outer Atmosphere of the "Flat Activity" Star τ Ceti (G8 V) with the Sun (G2 V) and α Centauri A (G2 V)» (en anglès). The Astrophysical Journal, 609, 1, 2004, pàg. 392–406. Bibcode: 2004ApJ...609..392J. DOI: 10.1086/421044.
* ↑ Smith, G.; Drake, J. J. «The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 181, 1, juliol 1987, pàg. 103–111. Bibcode: 1987A&A...181..103S.
* 1 2 3 4 5 J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent «The debris disc around Tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 351, 3, 2004, pàg. L54–L58. Bibcode: 2004MNRAS.351L..54G. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.
* 1 2 McKee, Maggie. «Life unlikely in asteroid-ridden star system» (en anglès). New Scientist, 07-07-2004. Arxivat de l'original el 24 de desembre 2007. [Consulta: 25 setembre 2007].
* ↑ Schirber, Michael. «Cometary Life Limit» (en anglès). NASA Astrobiology, 12-03-2009. [Consulta: 12 març 2009].
* 1 2 Greaves, Jane S. «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems» (en anglès). Science, 307, 5706, gener 2005, pàg. 68–71. Bibcode: 2005Sci...307...68G. DOI: 10.1126/science.1101979. PMID: 15637266.
* ↑ Hall, J. C.; Lockwood, G. W. «The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars» (en anglès). The Astrophysical Journal, 614, 2, 2004, pàg. 942–946. Bibcode: 2004ApJ...614..942H. DOI: 10.1086/423926.
* 1 2 Campbell, Bruce; Walker, G. A. H. «A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 331, agost 1988, pàg. 902–921. Bibcode: 1988ApJ...331..902C. DOI: 10.1086/166608.
* 1 2 «Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopedia. Arxivat de l'original el 2007-10-12. [Consulta: 28 setembre 2007].
* ↑ Endl, M.; Kurster M.; Els S. «The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 392, 2, 2002, pàg. 585–594. arXiv: astro-ph/0207512. Bibcode: 2002A&A...392..671E. DOI: 10.1051/0004-6361:20020937.
* ↑ Walker, Gordon A. H.; Walker Andrew H.; Irwin W.Alan; et al. «A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars» (en anglès). Icarus, 116, 2, 1995, pàg. 359–375. Bibcode: 1995Icar..116..359W. DOI: 10.1006/icar.1995.1130. —Observeu que aquest estudi no exlou la possibilitat de planetes gran amb una massa més gran que Júpiter i un pla orbital que és proper a la perpendicular de la línia de visió.
* 1 2 Schroeder, D. J.; Golimowski, D. A.; Brukardt, R. A. et al. «A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2» (en anglès). Astronomical Journal, 119, 2, 2000, pàg. 906–922. Bibcode: 2000AJ....119..906S. DOI: 10.1086/301227 [Consulta: 14 agost 2007].
* ↑ «Tau Ceti» (en anglès). Sol Company. [Consulta: 25 setembre 2007].
* ↑ Gonzalez, G. «The Stellar Metallicity - Planet Connection» (en anglès). ASP Conference Series, 17–21 març 1997. Bibcode: 1998bdep.conf..431G.
* ↑ Woolf, Neville; Angel, J. Roger «Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life» (en anglès). Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 1, setembre 1998, pàg. 507–537. Bibcode: 1998ARA&A..36..507W. DOI: 10.1146/annurev.astro.36.1.507.
* ↑ Alexander, Amir. «The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History» (en anglès). The Planetary Society, 2006. Arxivat de l'original el 2007-08-29. [Consulta: 8 novembre 2006].
* ↑ Turnbull, Margaret C.; Tarter, Jill «Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems» (en anglès). Astrophysical Journal Supplement Series, 145, 1, març 2003, pàg. 181–198. arXiv: astro-ph/0210675. Bibcode: 2003ApJS..145..181T. DOI: 10.1086/345779.
* ↑ «Stars and Habitable Planets» (en anglès). Sol Company. [Consulta: 21 setembre 2007].
* ↑ «NASA budget statement» (en anglès). Planetary Society, 06-02-2006. Arxivat de l'original el 2006-06-16. [Consulta: 17 juliol 2006].
* ↑ «Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars» (en anglès). American Association for the Advancement of Science, 18-02-2006. Arxivat de l'original el 22 de juliol 2011. [Consulta: 21 setembre 2007].
* ↑ Tuomi, M. [et al]. «Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the Tau Ceti velocities» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, preprint. arXiv: 1212.4277. Bibcode: 2012yCat..35519079T. DOI: 10.1051/0004-6361/201220509.
* ↑ «Two Nearby Habitable Worlds?» (en anglès). Planetary Habitability Laboratory. Universitat de Puerto Rico, 28-12-2012. Arxivat de l'original el 8 de març 2021. [Consulta: 22 març 2013].
* ↑ Flynn, C; Morell, O «Metallicities and kinematics of G and K dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 286, 3, 1997, pàg. 617–625. arXiv: astro-ph/9609017. Bibcode: 1996astro.ph..9017F [Consulta: 23 maig 2012].
* ↑ Greaves, J S; Wyatt, M C; Holland, W S; Dent, W R F «The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 351, 3, 2004, pàg. L54–L58. Bibcode: 2004MNRAS.351L..54G. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x [Consulta: 23 maig 2012].
* ↑ Porto de Mello, G F; del Peloso, E F; Ghezzi, L «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun» (en anglès). Astrobiology, 6, 2, 2006, pàg. 308–331. arXiv: astro-ph/0511180. Bibcode: 2006AsBio...6..308P. DOI: 10.1089/ast.2006.6.308. PMID: 16689649.

## Bibliografia
### Bibliografia bàsica

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

### Estrelles

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

### Carta celeste

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

## Vegeu també

* Seqüència principal

## Enllaços externs

* (anglès) Near Star Catalog
* (anglès) Tau Ceti al lloc web de Jim Kaler a STARS
* (anglès) Tau Ceti: Life Amidst Catastrophe? a Centauri Dreams
* (anglès) Senyals integrats en el soroll de la velocitat radial. Les variacions periòdiques en les velocitats de tau Ceti (18 Des 2012 : arxiv:1212.4277)
* (anglès) The Hipparcos and Tycho Catalogues European Space Agency, 9. Juliol 2007, consultat el 24 març 2008 (anglès, Número de catàleg 8102 en camp de cerca „Hipparcos Identifier“).
Coordenades: 01$^h$ 44$^m$ 04.0829$^s$; −15° 56′ 14.928″