Табиева Ѕвезда

Табиева Ѕвезда (означена како KIC 8462852 во Кеплеровиот вносен каталог и позната и по имињата Бојаџјанова Ѕвезда и WTF Ѕвезда) ― двојна ѕвезда во соѕвездието Лебед, оддалечена приближно 1,470 светлосни години (450 парсеци) од Земјата. Системот е составен од ѕвезда од главната низа од видот F и придружник на едно црвено џуџе.
Невообичаени флуктуации на светлината на Табиевата Ѕвезда, вклучително и до 22% затемнување на светлината, биле откриени од граѓански научници како дел од проектот „Ловци на планети“. Откритието е направено од податоците собрани од вселенскиот телескоп „Кеплер“, кој ги набљудувал промените во осветленоста на далечните ѕвезди за да открие вонсончеви планети. Предложени биле неколку хипотези за да бидат објаснети големите неправилни промени во осветленоста на ѕвездата, но согласно 2014 година, ниту еден од нив целосно не ги објаснува сите аспекти на добиената светлинска крива. Било предложено дека се работи за мегаструктура од вонземјани, но доказите имаат тежнеење да го отфрлат овој предлог.
Во септември 2019 година, астрономите известиле дека забележаните затемнувања на Табиевата Ѕвезда на може да се предизвикани од фрагменти кои произлегуваат од нарушувањето на една сираче надворешна месечина. Табиевата Ѕвезда не е единствената ѕвезда која има големи неправилни затемнувања, но други такви ѕвезди вклучуваат млади ѕвездени тела, кои имаат различни модели на затемнување.
1 Именување
Имињата „Табиева Ѕвезда“ и „Бојаџјанова Ѕвезда“ се однесуваат на астрономот Табета С. Бојаџјан од Соединетите Држави, која била водечки автор на научниот труд кој го најавил откривањето на нерегуларните светлински флуктуации на ѕвездата во 2015 година. Прекарот „КЕФ/WTF ѕвезда“ е упатување на поднасловот на трудот, наречен „каде е флуксот?“, кој ги истакнува забележаните падови на зрачниот флукс на ѕвездата. Ѕвездата го добила и прекарот „LGM-2“ – почит на првиот откриен пулсар, PSR B1919+21, кој го добил прекарот „LGM -1“ кога првично било теоретизирано дека е пренос од вонземска цивилизација. Други ознаки во различни ѕвездени каталози се дадени на Табиевата Ѕвезда. Во Кеплеровиот вносен каталог, збирка астрономски тела каталогизирани од вселенскиот телескоп „Кеплер“, Табиевата Ѕвезда е позната како . Во Каталогот Tycho-2, подобрена збирка ѕвезди каталогизирана од ''Хипаркос'', ѕвездата е позната како . Во инфрацрвеното Двомикронско сенебесно истражување (2MASS), ѕвездата била идентификувана како .
2 Местоположба
Табиевата Ѕвезда во соѕвездието Лебед е приближно на половина пат помеѓу светлите ѕвезди Денеб и Делта Лебед како дел од Северниот Крст. Се наоѓа јужно од 31 Лебед и североисточно од ѕвезденото јато NGC 6866. Иако е само неколку лачни минути оддалечено од јатото, тоа е неповрзано и поблиску до Сонцето отколку до ѕвезденото јато.
Со привидна светлинска величина од 11,7, ѕвездата не може да биде видена со голо око, но е видлива со телескоп од 13 цм на темно небо со мало светлосно загадување .
3 Историја на набљудувања
Табиевата Ѕвезда била забележана уште во 1890 година. Ѕвездата била каталогизирана во астрономските каталози Tycho, 2MASS, UCAC4 и WISE (објавени во 1997, 2003, 2009 и 2012 година, редоследно).
Главниот извор на информации за флуктуациите на сјајноста на Табиевата Ѕвездата е вселенскиот телескоп „Кеплер“. За време на својата главна и проширена мисија од 2009 до 2013 година, тој постојано ги следел светлосните кривини на над 100.000 ѕвезди на дел од небото во соѕвездијата Лебед и Лира.
3.1 Светлосни флуктуации во 2017 година
На 20 мај 2017 година, Бојаџјан и нејзините колеги известиле, преку публикацијата ''The Astronomer's Telegram'', за тековниот настан за затемнување (наречен „Елси“) кој веројатно започнал на 14 мај 2017 година. Бил откриен од Светската телескопска мрежа на набљудувачницата Лас Камбрес, поточно од нејзиниот телескоп во Мауи (НЛК - Мауи). Ова било потврдено од Фернборнската набљудувачница (дел од N2K конзорциумот) во јужна Аризона (а подоцна и од НЛК - Канарски Острови). Итно била побарана дополнителна оптичка и инфрацрвена спектроскопија и фотометрија, со оглед на краткото времетраење на овие настани, кое може да биде мерена во денови или недели. Набљудувањата од повеќе набљудувачи на светско ниво биле координирани, вклучително и полариметрија. Понатаму, независните проекти за потрага по вонземска интелигенција: „Breakthrough Listen“ и Near-Infrared Optical SETI (NIROSETI), и двата во Ликовата набљудувачница, продолжуваат да ја следат ѕвездата. До крајот на тридневниот настан за затемнување, десетина набљудувачници презеле спектри, при што некои астрономи ги отфрлиле своите проекти за да обезбедат време и ресурси за телескопот. Поопшто, астрономската заедница била опишана како „благо на банана“ поради можноста да собира податоци во вистинско време за уникатната ѕвезда. Настанот со пад од 2% бил именуван како „Елси“ (хомофон на изговорот на буквите „LC“, во однос на почетните букви на Лас Кумбрес (Las Cumbres) и светлинската крива (light curve)).
Почетните спектри со FRODOSpec на двометарскиот Ливерпулскиот телескоп не покажале видливи промени помеѓу референтниот спектар и ова намалување. Меѓутоа, неколку набљудувачници, вклучително и двојните Кекови телескопи (HIRES) и бројни набљудувачници од граѓански научници, добиле спектри на ѕвездата, покажувајќи затемнување кое имало сложен облик и првично имало шема слична на оној на 759,75 дена од настанот Кеплер 2, податоци од епохата 2. Набљудувањата биле преземени низ електромагнетниот спектар.
Доказ за втор настан на затемнување (наречен „Селест“) бил забележан на 13-14 јуни 2017 година, кој веројатно започнал на 11 јуни, од страна на аматерскиот астроном Брус Л. Гери. Додека светлинската крива на 14-15 јуни укажала на можно закрепнување од настанот на затемнување, затемнувањето продолжило да се зголемува потоа, и на 16 јуни, Бојаџјан напишала дека настанот се приближува до пад на светлината од 2%.
Трет истакнат настан на затемнување од 1% (наречен „Скара Брае“) бил откриен на почетокот на 2 август 2017 година, и кој се опоравил до 17 август.
Четвртиот истакнат настан на затемнување (наречен „Ангкор“) започнал на 5 септември 2017 година, и од 16 септември 2017 година е помеѓу 2,3% и 3% настан на затемнување, што го прави „најдлабокиот пад оваа година“.
Друг настан за затемнување, кој изнесува 0,3% пад, започнал околу 21 септември 2017 година и целосно закрепнал до 4 октомври 2017 година.
На 10 октомври 2017 година, зголеменото осветлување, кое траело околу две недели, на ѕвездената светлина од KIC 8462852 било забележано од Брус Л. Гери од Херефордско аризонската набљудувачница и Бојаџјан. Можно објаснување, кое вклучува поминувачко кафеаво џуџе во ексцентрична орбита од 1.600 дена во близина на KIC 8462852, „паѓачка особина“ во темнината и предвидените интервали на осветлување, за да бидат откриени невообичаените флуктуирачки настани на ѕвездената светлина на KIC 8462852, е предложено.
На околу 20 ноември 2017 година, започнал петтиот истакнат настан на затемнување и се продлабочил до длабочина од 0,44%; од 16 декември 2017 година, настанот закрепнал, се израмнил на дното за 11 дена, повторно избледени, до моменталната вкупна длабочина на затемнување од 1,25%, и повторно закрепнувал.
Настаните за затемнување и осветлување на ѕвездата продолжуваат да бидат следени; поврзаните светлински криви често се ажурирани и објавуваат.
3.2 Светлосни флуктуации во 2018 година
Ѕвездата била премногу блиску до положбата на Сонцето на небото од крајот на декември 2017 година до средината на февруари 2018 година за да биде видена. Набљудувањата продолжиле кон крајот на февруари. Новата низа падови започнала на 16 март 2018 година. До 18 март 2018 ѕвездата била намалена во осветленоста за повеќе од 1% во г-појасот, според Брус Гери, и околу 5 % во r-појасот, правејќи го најголемиот пад набљудуван после Кеплеровата мисија во 2013 година, според Табета Бојаџјан. На 24 март 2018 година започнал втор, уште подлабок пад со длабочина од >5%, како што потврди набљудувачот Џон Хол од Американското здружение на набљудувачи на променливи ѕвезди. Од 27 март 2018 година, тој втор пад се опоравувал.
3.3 Светлосни флуктуации во 2019 година
Сезоната на набљудување во 2019 година започнала во средината на март, кога ѕвездата повторно се појавила по нејзината годишна коњукција со Сонцето.
Кампањата за набљудување од Земјата, била дополнета со Истражувачкиот сателит за поминувачки вонсончеви планети (ИСПВП), кој ја набљудувал ѕвездата на секои 2 минути помеѓу 18 јули и 11 септември 2019 година. Тој забележал пад на осветленоста од 1,4% помеѓу 3 и 4 септември 2019 година.
Помеѓу октомври 2019 и декември 2019 година, забележани биле најмалку седум одделни падови, од кои најдлабокото имало длабочина од 2%. До крајот на сезоната на набљудување на почетокот на јануари 2020 година, ѕвездата повторно се опоравила во сјај. Вкупната комбинирана длабочина на падовите во 2019 година била 11%, споредлива со онаа забележана во 2011 и 2013 година, но распространета во долг временски интервал. Овој збир падови е приближно центриран на датумот на 17 октомври 2019 година, предвиден од Сако и соработниците за повторно појавување, даден период од 1.574 дена (4,31 година), на орбитален материјал кој го сочинува првичниот пад „D800“.
4 Сјајност
Набљудувањата на сјајноста на ѕвездата од страна на вселенскиот телескоп „Кеплер“ покажуваат мали, чести, непериодични падови на осветленоста, заедно со две големи снимени падови на светлината со разлика од две години. Замавот на промените во осветленоста на ѕвездата и апериодичноста на промените значат дека оваа ѕвезда е од особен интерес за астрономите. Промените во осветленоста на ѕвездата се доследни со многу мали маси кои кружат околу ѕвездата во „тесна формација“.
Првото големо намалување, на 5 март 2011 година, ја намалила светлината на ѕвездата до 15%, а следните 726 дена подоцна (на 28 февруари 2013 година) до 22%. (Трето затемнување, околу 8%, се случило 48 дена подоцна.) За споредба, планета со големина на Јупитер би ја заматила ѕвездата со оваа големина само за 1%, што покажува дека што и да ја блокира светлината за време на големите падови на ѕвездата не е планета, туку нешто што покрива до половина од ширината на ѕвездата. Поради неуспехот на две од Кеплеровите реакциони тркала, предвиденото пад на ѕвездата од 750 дена околу февруари 2015 година не било забележано. Светлинските падови не покажуваат очигледна шема.
Покрај еднодневните затемнувања, студијата на фотографски плочи вредни еден век наведува дека ѕвездата постепено избледела за 100 години (од околу 1890 до околу 1990 година) за околу 20%, што би било без преседан за било кој ѕвезда од видот F од главната низа. Задевањето точни величини од долгорочните фотографски архиви е сложена постапка, сепак, која бара прилагодување за промените на опремата и е силно зависна од изборот на споредбени ѕвезди. Друга студија, која ги испитувала истите фотографски плочи, заклучила дека можното затемнување долговековно веројатно е податочен артефакт, а не вистински астрофизички настан. Друга студија од плочите помеѓу 1895 и 1995 година открила силен доказ дека ѕвездата не се затемнила, туку одржувала постојан флукс во рок од неколку проценти, освен падот од 8% на 24 октомври 1978 година, што резултирало со период на наводен окултер од 738 дена.
Третата студија, користејќи мерења на светлината од Кеплеровата набљудувачница во период од четири години, утврдила дека Табиевата Ѕвезда се затемнува со околу 0,34% годишно пред да се затемни побрзо за околу 2,5% за 200 дена. Потоа се вратила на својата претходна бавна стапка на избледување. Истата техника била искористена за проучување на 193 ѕвезди во негова близина и 355 ѕвезди слични по големина и состав на Табиевата Ѕвезда. Ниту една од овие ѕвезди не покажала такво затемнување.
Во 2018 година, била пријавена можна периодичност од 1,574 денови (4.34 години) при затемнување на ѕвездата.
5 Ѕвезден придружник
Црвено џуџе е ѕвезден придружник, на проектирано одвојување 880 АЕ од Табиевата Ѕвезда, и било потврдено дека се движи во 2021 година. За споредба, ова е околу 180 пати поголема од орбитата на Јупитер, околу 30 пати поголема од орбитата на Нептун, или околу 5,5 пати од растојанието до Војаџер 1 од 2023 година.
6 Претпоставки
Првично, и до работата на Колер од 2017 година, било сметано дека, врз основа на спектарот и ѕвездениот вид на Табиевата Ѕвезда, нејзините промени во осветленоста не може да бидат припишани на внатрешната променливост. Следствено, предложени биле неколку хипотези кои вклучуваат материјал кој кружи околу ѕвездата и ја блокира нејзината светлина, иако ниту една од овие целосно не одговара на набљудуваните податоци.
Некои од предложените објаснувања вклучуваат меѓуѕвездена прашина, низа џиновски планети со многу големи прстенести структури, неодамна заробено астероидно поле, системот подложен на доцно тешко бомбардирање, и вештачка мегаструктура која кружи околу ѕвездата.
До 2018 година, водечката хипотеза била дека „недостасуваниот“ топлински флукс вклучен во затемнувањето на ѕвездата може да биде складиран во внатрешноста на ѕвездата. Ваквите варијации во сјајноста може да произлезат од голем број механизми кои влијаат на ефикасноста на преносот на топлина во внатрешноста на ѕвездата.
Меѓутоа, во септември 2019 година, астрономите известиле дека забележаните затемнувања на Табиевата Ѕвезда на може да се предизвикани од фрагменти кои произлегуваат од нарушување на навдорешната месечина сираче.
6.1 Прашест прстен околу ѕвездата
Менг и соработниците (2017) предложиле дека, врз основа на набљудувачките податоци на Табиевата Ѕвезда од мисијата „Свифт“, вселенскиот телескоп „Спицер“ и белгиската набљудувачница АстроЛАБ со Посредничкиот спектрограф за отсликување региони, само „микроскопски екрански слики со ситна прашина“, кои потекнуваат од „околуѕвезден материјал“ се способни да ја растераат ѕвездената светлина на начин што е откриен во нивните мерења. Врз основа на овие студии, на 4 октомври 2017 година, НАСА објавила дека необичните настани за затемнување на Табиевата Ѕвезда се должат на „нерамниот прстен од прашина“ што кружи околу ѕвездата. Иако објаснувањето за значителна количина на мали честички кои кружат околу ѕвездата се однесува на „долгорочно избледување“ како што е забележано од Менг, објаснувањето исто така изгледа конзистентно со еднонеделните избледувања пронајдени од аматерскиот астроном Брус Гери и табиската група, координирана од астрономот Табета С. Бојаџјан, во поновите настани за затемнување. Предложено е поврзано, но пософистицирано објаснување за затемнети настани, кое вклучува поминувачко „кафеаво џуџе“ во 1600-дневна ексцентрична орбита во близина на Табиевата Ѕвезда, „паѓачка особина“ во затемнување и предвидени интервали на „осветлување“. Настаните за затемнување и осветлување на Табиевата Ѕвезда продолжуваат да бидат следени; поврзаните криви на светлината често се ажурирани и објавувани.
Сепак, податоци слични на оние забележани за Табиевата Ѕвезда, заедно со придружните податоци од Чандранската рендгендкса набљудувачница, биле пронајдени со остатоци од прашина што кружат околу WD 1145+017, бело џуџе кое исто така има невообичаени флуктуации на светлинската крива. Понатаму, многу променливата ѕвезда RZ Риби, која осветлува и се затемнува неправилно, е откриено дека емитува прекумерно инфрацрвено зрачење, што наведува дека ѕвездата е опкружена со големи количества гас и прашина, веројатно како резултат на уништувањето на месните планети.
6.2 Облак од комети што се распаѓаат
Едно предложено објаснување за намалувањето на светлината е дека тоа се должи на облак од комети што се распаѓаат што кружат елипсовидно околу ѕвездата. Ова сценарио би претпоставувало дека планетарен систем околу Табиевата Ѕвезда има нешто слично на Ортовиот Облак и дека гравитацијата од блиската ѕвезда предизвикала кометите од споменатиот облак да паднат поблиску до системот, со што ги попречуваат спектрите на Табиевата Ѕвезда. Доказите кои ја поддржуваат оваа хипотеза вклучуваат црвено џуџе од видот M во рамките на 132 милијарди км (885 АЕ) од Табиевата Ѕвезда. Мислењето дека нарушените комети од таков облак би можеле да постојат во доволно висок број за да се прикријат 22% од набљудуваната сјајност на ѕвездата е сомнеж.
Набљудувањата од подмилиметарски бранови должини кои бараат подалечна студена прашина во астероидниот појас сличен на Сончевиот Кајперов Појас наведеуваат дека далечното „катастрофално“ објаснување за планетарно нарушување е малку веројатно; допрва треба да биде утврди можноста за растурени комети во астероиден појас во внатрешниот систем.
6.3 Помлада ѕвезда со спојувачки материјал околу неа
Астрономот Џејсон Т. Рајт и други кои ја проучувале Табиевата Ѕвезда, предложиле дека ако ѕвездата е помлада отколку што ја наведува нејзината положба и брзина, тогаш можеби сè уште има спојувачки материјал околу неа.
Спектроскопска студија од 0,8-4,2 микрометри на системот користејќи го Инфрацрвениот телескоп на НАСА не нашол докази за спојување на материјал во неколку астрономски единици од зрелата средишна ѕвезда.
6.4 Поле со планетарен отпад
Направени се и спектроскопија со висока резолуција и набљудувања со слики, како и анализи на спектрална распределба на енергија со помош на Нордискиот оптички телескоп во Шпанија. Сценариото за масивен судир би создало топла прашина што свети во инфрацрвени бранови должини, но не постои забележан вишок инфрацрвена енергија, исклучувајќи го масивниот планетарен судир. Други истражувачи сметаат дека објаснувањето на полето на планетарниот отпад е малку веројатно, со оглед на многу малата веројатност дека сателитот „Кеплер“ некогаш би бил сведок на таков настан поради реткоста на судири со таква големина.
Како и со можноста за спојување на материјал околу ѕвездата, спектроскопските студии со помош на Инфрацрвениот телескоп на НАСА не открил докази за врела прашина или околу ѕвездена материја од планета која испарува или експлодира во неколку астрономски единици од средишната ѕвезда. Слично на тоа, студијата на минатите инфрацрвени податоци од вселенскиот телескоп „Спицер“ на НАСА и Истражувачот на инфрацрвено истражување на широко поле не најде докази за вишок на инфрацрвена емисија од ѕвездата, што би било показател за топли зрна прашина кои би можеле да потекнуваат од катастрофални судири. на метеори или планети во системот. Ова отсуство на емисија ја поддржува хипотезата дека рој студени комети на невообичаено ексцентрична орбита може да биде одговорен за уникатната светлинска крива на ѕвездата, но потребни се повеќе студии.
6.5 Потрошувачка на планета
Во декември 2016 година, група истражувачи предложила дека Табиевата Ѕвезда проголтала планета, предизвикувајќи привремено и незабележано зголемување на осветленоста поради ослободувањето на гравитациската енергија. Како што планетата паднала во својата ѕвезда, таа можела да биде распарчена или да ѝ се одземат месечините, оставајќи облаци од отпад што кружат околу ѕвездата во ексцентрични орбити. Планетарните остатоци кои сè уште се во орбитата околу ѕвездата потоа би ги објасниле нејзините забележани падови на интензитет. Дополнително, истражувачите предложуваат дека потрошената планета можела да предизвика зголемување на сјајот на ѕвездата пред 10.000 години, а нејзиниот ѕвезден тек сега се враќа во нормална состојба.
6.6 Голема планета со колебливи прстени
Сусеркија и соработниците (2017) предложиле дека голема планета со колебливи прстени може да помогне во објаснувањето на невообичаените затемнувања поврзани со Табиевата Ѕвезда.
6.7 Голема прстенеста планета проследена со тројански роеви
Балестерос и соработниците (2017) предложиле голема, прстенеста планета проследена со рој тројански астероиди во нејзината Лагранжова точка L5, и процениле орбита што предвидува друг настан на почетокот на 2021 година поради водечките Тројанци проследени со уште еден премин на хипотетичката планета во 2023 година. Моделот предложува планета со полупречник од 4,7 Јупитерови полупречници, голема за планета (освен ако не е многу млада). Рано црвено џуџе од околу лесно би било видено во инфрацрвена боја. Достапни се тековните набљудувања на радијалната брзина (четири работи на σ<sub>''v''</sub> ≈ 400 м/с) тешко го ограничуваат моделот, но новите радијални мерења на брзината во голема мера би ја намалиле неизвесноста. Моделот предвидува дискретен и краткотраен настан за епизодата на затемнување во мај 2017 година, што одговара на второстепеното затемнување на планетата што поминува зад KIC 8246852, со околу 3% намалување на ѕвездениот флукс со време на премин од околу 2 дена. Ако ова е причината за настанот во мај 2017 година, орбиталниот период на планетата е попрецизно проценет како 12,41 година со полуглавна оска од 5,9 АЕ.
6.8 Промени на внатрешна сјајност
Црвенилото забележано за време на настаните за длабоко затемнување на Табиевата Ѕвезда е во согласност со ладењето на нејзината фотосфера. Не бара заматување од прашина. Таквото ладење може да биде произведено со намалена ефикасност на преносот на топлина предизвикана на пр. со намалена ефективност на конвекцијата поради силното диференцијално вртење на ѕвездата или со промени во нејзините начини на пренос на топлина ако е блиску до преминот помеѓу радијативниот и конвективниот пренос на топлина. „Недостасуваниот“ топлински флукс е складиран како мало зголемување на внатрешната и потенцијалната енергија.
Можната местоположба на оваа рана ѕвезда од видот F во близина на границата помеѓу радијативниот и конвективниот пренос се чини дека е поддржана од откритието дека набљудуваните варијации на осветленоста на ѕвездата се чини дека одговараат на „статистичките податоци за лавините“ за кои се знае дека се случуваат во систем близок до фазен преод. „Статистика на лавина“ со самосличен или спектар на законитости на моќ е универзално својство на сложени динамички системи кои работат блиску до фазен премин или точка на бифуркација помеѓу два различни видови динамичко однесување. Ваквите блиску до критични системи често е забележувано дека покажуваат однесување кое е средно помеѓу „редот“ и „хаосот“. Три други ѕвезди во Кеплеровиот вносен каталог исто така покажуваат слични „статистички податоци за лавините“ во нивните варијации на осветленоста, и сите три се познати како магнетно активни. Претпоставувано е дека ѕвездениот магнетизам може да е вклучен во Табиевата Ѕвезда.
6.9 Вештачка мегаструктура
Некои астрономи шпекулирале дека телата што ја затемнуваат Табиевата Ѕвезда би можеле да бидат делови од мегаструктура направена од вонземска цивилизација, како што е Дајсоновиот рој, хипотетичка структура која може да биде изградена од напредна цивилизација, околу ѕвезда за да пресретнува дел од нејзината светлина за нивните енергетски потреби. Според Штајн Сигурдсон, хипотезата за мегаструктурата е неверодостојна и не е наклонета на Окамовиот брич и не успева доволно да го објасни затемнувањето. Тој вели дека сепак останува валидна тема за научно истражување, бидејќи е фалсификувана хипотеза. Поради опсежното медиумско покривање на оваа работа, Табиевата Ѕвезда е споредена од страна на Стив Хауел од мисијата „Кеплер, со , ѕвезда со непарна светлинска крива која се покажала, по долгогодишно истражување, дека е дел од петѕвезден систем. Веројатноста дека вонземската интелигенција е причина за затемнување е чисто шпекулативна; сепак, ѕвездата останува извонредна цел на потрага по вонземска интелигенција бидејќи природните објаснувања допрва треба целосно да го објаснат феноменот на затемнување. Најновите резултати ги отфрлиле објаснувањата кои вклучуваат само непроѕирни тела како што се ѕвезди, планети, роеви од астероиди или мегаструктури на вонземјани.
6.10 Егзомесечини
Два труда објавени во летото 2019 година понудија веродостојни научни сценарија кои вклучуваат одземање на големи месечини од нивните планети. Биле изведени бројчани симулации на преселбата на гасните гигантски планети и нивните големи гасовити месечини, во текот на првите неколку стотици милиони години по настанокот на планетарниот систем. Во приближно 50% од случаите, резултатите создаваат сценарио кога месечината е ослободена од својата матична планета и нејзината орбита еволуира за да создаде светлинска крива слична на онаа на Табиевата Ѕвезда.
7 Проследени студии
Согласно 2015 година, бројни оптички телескопи ја следеа ѕвездата на Таби во исчекување на уште еден повеќедневен настан на затемнување, со планирани последователни набљудувања на настан на затемнување со помош на големи телескопи опремени со спектрографи за да биде утврдено дали масата на затемнување е цврсто тело или се состои од прашина или гас. Дополнителни последователни набљудувања може да се од земјиниотГринбенкскиот телескоп земја, Радио телескопот со многу голема низа, и идните орбитални телескопи посветени на егзопланетологијата како што се Вселенскиот телескоп „Ненси Грејс Роман“, Истражувачкиот сателит за поминувачки вонсончеви планети и сателитот Планетарни поминувања и ѕвездени колебања.
Во 2016 година, кампањата за собирање средства на Kickstarter, била водена од Табета Бојаџјан, главниот автор на првичната студија за аномалната светлинска крива на ѕвездата. Проектот предложил да ја користи Светската телескопска мрежа на набљудувачницата Лас Камбрес за постојано следење на ѕвездата. Кампањата собрала над 100,000 долари, доволно за една година телескопско време. Понатаму, од 2016 година, повеќе од педесет аматерски астрономи кои работеле под покровителство на Американското здружение на набљудувачи на променливи ѕвезди (АЗНПЅ), обезбедувале ефективно целосно покривање од предупредувањето на АЗНПЅ за ѕвездата во октомври 2015 година, поточно речиси постојан фотометриски запис. Во една студија објавена во јануари 2018 година, Бојаџјан и соработниците објавиле дека што и да ја блокира Табиевата Ѕвезда, различно филтрира различни бранови должини на светлина, па затоа не може да биде непроѕирно тело. Тие заклучиле дека најверојатно се работи за вселенска прашина.
Во декември 2018 година, било извршено пребарување за емисиите на ласерска светлина од Табиевата Ѕвезда со помош на Автоматизираниот пронаоѓач на планети (АПП), кој е доволно чувствителен за да открие ласер на ова растојание. Иако биле идентификувани голем број кандидати, понатамошната анализа покажа дека тие доаѓаат од Земјата, а не од ѕвездата.
7.1 Резултати од СЕТИ
Во октомври 2015 година, Институтот за потрага по вонземска интегенција ја искористил Аленовата телескопска низа за да бара радио емисии од можниот интелигентен вонземски живот во близина на ѕвездата. По првичното двонеделно истражување, Институтот за потрага по вонземска интегенција објавил дека не нашол докази за радио сигнали поврзани со технологијата од ѕвездениот систем. Не биле пронајдени теснопојасни радио сигнали на ниво од 180–300 Jy во 1 Hz канал или сигнали со среден опсег над 10 Jy во 100 kHz канал.
Во 2016 година, набљудувачницата наречена Многу енергичен систем за телескопски телескоп за сликање со зрачење (МЕСТТСЗ; англиска кратенка: VERITAS) била искористена за пребарување на ултра брзи оптички транзиенти од астрономски тела, при што астрономите развиле ефикасен метод чувствителен на наносекундни импулси со флукс од околу еден фотон на квадратен метар. Оваа техника била применета на архивските набљудувања на Табиевата Ѕвезда од 2009 до 2015 година, но не биле откриени емисии.
Во мај 2017 година, било пријавено поврзаното пребарување, засновано на емисиите на ласерска светлина, без пронајдени докази за сигнали поврзани со технологијата од Табиевата Ѕвезда.
Во септември 2017 година, некои работни единици на SETI@Home, биле создадени врз основа на претходно RF истражување на регионот околу оваа ѕвезда. Ова било придружено со двојно зголемување на големината на работните единици SETI@Home, така што работните единици поврзани со овој регион веројатно ќе бидат првите работни единици што ќе имаат помалку проблеми со шумот на квантизација.
7.2 EPIC 204278916
Ѕвездата наречена EPIC 204278916, како и некои други млади ѕвездени тела, биле забележани кои прикажуваат падови со некои сличности со оние забележани во Табиевата Ѕвезда. Сепак, тие се разликуваат во неколку аспекти. покажува многу подлабоки падови од Табиевата Ѕвезда, и тие се групирани во пократок период, додека падовите во Табиевата Ѕвезда се распоредени во текот на неколку години. Понатаму, е опкружен со околуѕвезден диск, додека Табиевата Ѕвезда се чини дека е нормална ѕвезда од типот F и не прикажува докази за диск.
7.3 Други ѕвезди
Целокупната студија на 21 друга слична ѕвезда била претставена во 2019 година.
8 Галерија на светлински криви
9 Поврзано
* Разорена планета
* Плимно одвоена надворешна месечина
* Список на ѕвезди кои имаат невообичаени периоди на затемнување
* Ѕвезди именувани по луѓе