stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Beyblade Burst
Plot > Beyblade Burst QuadDrive (2021-22)

Cerita berpusat pada Bel Daizora, pemimpin kuburan Bey "Phantom's Gate". Bel, yang memegang Destruction Belfyre, menyatakan perang terhadap Bladers di seluruh dunia. Dengan Ranzo Kiyama dan Bashara Suiro, perjalanan mereka terungkap saat Bel maju menjadi Pangeran Kegelapan.
Pusat Antariksa Lyndon B. Johnson

| --- | --- |

 JSC dilihat dari angkasa tahun 1989
Informasi lembaga
Dibentuk: 01 November 1961 (1961-11-01)
Nomenklatur lembaga sebelumnya: Space Task Group
Wilayah hukum: Pemerintah federal A.S.
Kantor pusat: Alamat: 2101 NASA Road 1, Houston, TX 77058, Amerika Serikat, Telepon: (281) 483-0123
Pegawai: 3.200 karyawan sipil
Pejabat eksekutif: Ellen Ochoa, Direktur
Lembaga induk: National Aeronautics and Space Administration (NASA)
Situs web: Laman beranda JSC
29°33′47″N 95°05′28″W﻿ / ﻿29.563°N 95.091°W﻿ / 29.563; -95.091
Pusat Antariksa Lyndon B. Johnson (bahasa Inggris: Lyndon B. Johnson Space Center (JSC)) adalah Pusat Wahana Antariksa Berawak milik National Aeronautics and Space Administration (NASA) tempat dilakukan pelatihan, penelitian, dan pengendalian misi antariksa berawak. Nama pusat ini diambil dari nama mantan Presiden Amerika Serikat asal Texas, Lyndon B. Johnson, sebagai penghormatan yang disahkan oleh Senat Amerika Serikat tanggal 19 Februari 1973.
JSC berupa kompleks bangunan sebanyak seratus unit di atas tanah seluas 1.620 are (660 hektar) di Clear Lake Area, Houston yang pada 1967 secara resmi dijuluki "Space City" ("Kota Antariksa"). Pusat ini adalah basis korps astronaut NASA dan bertanggung jawab atas pelatihan astronaut-astronaut, baik dari Amerika Serikat maupun negara-negara lain yang menjadi mitra. Pusat ini terkenal akan fungsi kendali penerbangannya, disebut sebagai "Pengendali Misi" dalam proyek Gemini, Apollo, Skylab, Apollo–Soyuz, dan program pesawat ulang-alik.
Sejarah

Cikal bakal Pusat Antariksa Johnson adalah Kelompok Tugas Antariksa (bahasa Inggris: Space Task Group (STG)) NASA yang dibentuk tanggal 5 November 1958 beranggotakan insinyur-insinyur Pusat Penelitian Langley di bawah arahan Robert Gilruth untuk mengarahkan Proyek Mercury dan diikuti program-program antariksa berawak. STG awalnya bertanggung jawab pada organisasi Pusat Penerbangan Antariksa Goddard, dengan jumlah staf 45 orang, termasuk delapan sekretaris dan "komputer" (para wanita yang menjalankan penghitungan pada mesin penjumlahan mekanis) serta 37 insinyur. Kelompok ini dikembangkan tahun 1959 dengan menambahkan 32 orang insinyur Kanada karena pembatalan proyek Avro Canada CF-105 Arrow.[2] Tapi administrator NASA pertama T. Keith Glennan, sebelum mengundurkan diri tanggal 20 Januari 1961, menyadari bahwa STG semakin berkembang dengan ruang lingkup program antariksa Amerika, bahkan akan melampaui pusat Langley dan Goddard, STG butuh tempatnya sendiri. Sembilan belas hari kemudian, ia menulis memo untuk penggantinya yang pada saat itu belum ditunjuk (diketahui kemudian adalah James E. Webb), merekomendasikan sebuah tempat baru untuk dipilih.[3] Tahun 1961 Presiden John F. Kennedy menetapkan target Amerika harus telah menempatkan manusia di bulan sebelum akhir dekade, maka semakin jelas bahwa Gilruth membutuhkan organisasi yang lebih besar untuk memimpin Program Apollo, dengan fasilitas uji coba dan laboratorium riset yang baru untuk menyusun ekspedisi ke the Moon.
Galeri

Foto JSC tahun 2010 dari Stasiun Antariksa Internasional Space Station
Challenger ulang-alik di atas pesawat pengangkutnya melintas di atas JSC tahun 1983
Pusat Pengendali Misi tahun 2004
Simulator ulang-alik di Bangunan 9 tahun 2006
Bibliografi

Dethloff, Henry C. (1993). "Chapter 3: Houston - Texas - U.S.A.". Suddenly Tomorrow Came... A History of the Johnson Space Center. National Aeronautics and Space Administration. ISBN 978-1502753588.
Dumoulin, Jim (1988). "LYNDON B. JOHNSON SPACE CENTER". NSTS Shuttle Reference Manual. NASA: Kennedy Space Center. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2012-01-14. Diakses tanggal Jan 19, 2010.
Grimwood, James M. (1963). "PART III (A) Operational Phase of Project Mercury, May 5, 1961 through May 1962". Project Mercury: A Chronology. Special Publication. 4001. Washington D.C.: NASA. hlm. 152.
Murray, Charles; Catherine Bly Cox (1989). Apollo: The Race to the Moon. New York: Simon and Schuster. ISBN 0-671-61101-1.
New York Times (February 20, 1973). "Houston Space Center Is Named for Johnson". The New York Times. hlm. 19.
Nixon, Richard M. (February 19, 1973). "50 – Statement About Signing a Bill Designating the Manned Spacecraft Center in Houston, Texas, as the Lyndon B. Johnson Space Center". Diakses tanggal July 9, 2011.
Pranala luar

Pusat Antariksa Lyndon B. Johnson
Suddenly, tomorrow came... A history of the Johnson Space Center (format PDF) 1993
JSC Celebrates 40 Years of Human Space Flight September 2001
Roundup, nawala resmi
Proyek Sejarah Lisah Pusat Antariksa Johnson NASA – Wawancara dengan Thomas W. 'Tommy' Holloway
Aviation: From Sand Dunes to Sonic Booms, a National Park Service Discover Our Shared Heritage Travel Itinerary
Pusat Kendali Operasi Misi NASA di Pusat Antariksa Johnson
| Pengawasan otoritas  |
| --- | --- |
Umum:  Integrated Authority File (Jerman)  ISNI 1  2  VIAF 1  WorldCat (via VIAF) 
Perpustakaan nasional:  Prancis (data)  Amerika Serikat  Republik Ceko 2  Australia 
Basis data ilmiah:  CiNii (Jepang) 
Lain-lain:  National Archives (US)  Social Networks and Archival Context  SUDOC (Prancis) 1  Trove (Australia) 1
Departemen Keamanan

Departemen Keamanan dapat merujuk pada:
Amerika Serikat

Departemen Keamanan Dalam Negeri
Departemen Keamanan Umum Hawaii
Indonesia

Kementerian Pertahanan (sebelumnya bernama Departemen Pertahanan dan Keamanan)
Singapura

Departemen Keamanan Internal
Alexandra Asmasoebrata

| Alexandra Asmasoebrata |
| --- | --- |
Lahir: 23 Mei 1988 (umur 36) Jakarta, Indonesia
Karier Asian Formula Renault Challenge
Musim debut: 2006
Tim saat ini: PS Racing
Start: 37
Menang: 0
Pole: 0
Lap tercepat: 0
Hasil terbaik: ke-3 di 2011
Allida Alexandra Nurluthvia lebih dikenal sebagai Alexandra Asmasoebrata atau biasa dipanggil Andra (lahir 23 Mei 1988
)[butuh rujukan]
 adalah mantan pembalap perempuan Indonesia.[butuh rujukan]
Biografi

Putri ketiga dari pasangan Haji M. A. S. Alex Asmasoebrata dan Hj. Sofia Muri Mardiana ini memang tak menyangkal bahwa kiprahnya di dunia balap itu berkat sang ayah. Ayahnya, Alex, adalah pembalap seangkatan dengan pembalap Aswin Bahar, Tinton Suprapto, Deyu dan Dolly Indra Nasution.[butuh rujukan]
Andra memulai debutnya di ajang balap gokart sebagai kadet 60 cc, pada usia 12 tahun.[butuh rujukan]
 Beberapa kali ia berhasil mengukir prestasi di ajang tersebut. Beberapa kali pula ia menyabet juara pertama di kelas tersebut.[butuh rujukan]
 Setahun kemudian, ia mulai pindah ke kelas ber-cc lebih besar, yaitu 125 cc, bahkan ia sampai ke ajang setingkat ASEAN.[butuh rujukan]
 Berkat penampilannya Andra kemudian ditawari untuk masuk ke arena balap internasional. Dia diikutsertakan dalam kualifikasi Formula BMW Scholarship pada tanggal 27 hingga 29 Februari 2004 di Spanyol. Inilah mulanya Andra masuk dalam dunia balap mobil formula.[butuh rujukan]
 Pada tahun 2007, selain mengikuti kejuaraan Karting (Gokart), Andra juga mengikuti kejuaraan Formula Renault Asia.[butuh rujukan]
Bertepatan hari Kartini, 21 April 2007, Andra menerima penghargaan dari MURI (Museum Rekor Indonesia) yang diberikan karena prestasinya sebagai pembalap perempuan pertama Indonesia. Di kancah internasional-pun Andra tercatat sebagai pembalap wanita pertama di Asia. Bahkan dia pun berhasil menempati pole position pada kejuaraan Seri terakhir 7 dan 8 Formula Campus di Goldenport Motorpark Circuit, Beijing China pada Oktober 2005 dan dalam ajang Formula Kampus di China pada September 2005.[butuh rujukan]
Prestasi

2002 1st champion National Kart Championship[butuh rujukan]
2005 1st champion National Kart Championship[butuh rujukan]
2005 13th World Championship Junior rotax max[butuh rujukan]
2005 1st China Formula Campus Asian Division[butuh rujukan]
Pranala luar

Profil di situs resmi  Diarsipkan 2008-09-24 di Wayback Machine.
Profil  Diarsipkan 2009-08-24 di Wayback Machine. dan berita  di KapanLagi.com
Yu Youren

| Yu Youren Hanzi: 于右任 |
| --- | --- |
Foto Yu Youren seperti yang ada di dalam Biografi terbaru tokoh-tokoh penting Tiongkok
Lahir: (1879-04-11)11 April 1879 Hedaogang, County Sanyuan, Shaanxi, Dinasti Qing
Meninggal: 10 November 1964(1964-11-10) (umur 85) Taipei, Taiwan
Pekerjaan: Pendidik, Kaligrafer, Politikus
Kebangsaan: Taiwan
Periode: Republik Tiongkok
Yu Youren (Hanzi: 于右任; Pinyin: Yú Yòurèn); (11 April 1879 - 10 November 1964) adalah seorang pendidik, cendekiawan, kaligrafer dan politikus pada masa Republik Tiongkok.
Masa Awal Revolusi

Tahun 1900, pada usia 22 tahun, Yu Youren berencana untuk mengirim surat kepada Komisaris Pengamanan Shaanxi, Cen Chunxuan, isinya memohon agar dia diberi kesempatan untuk membunuh Janda Permaisuri Cixi yang melarikan diri ke Xi'an selama Pemberontakan Boxer, karena hal ini akan memberikan dorongan agar pemerintah mau melakukan reformasi yang sesungguhnya, tetapi Yu dilarang mengirim surat tersebut oleh teman sekelasnya Wang Linsheng. Yu menulis banyak puisi untuk melampiaskan kemarahan dan frustrasinya kepada pemerintah, karyanya ini dikumpulkan menjadi sebuah buku berjudul Puisi Setengah Menangis, Setengah Tertawa (半哭半笑樓詩草). Meng Yimin, teman Yu membantu menerbitkannya.
Pada tahun 1903, ia lulus ujian pegawai negeri dan menjadi Lulusan Provinsi (atau juren, siswa yang berhak mengikuti ujian kenegaraan), tetapi akibat karya satirenya Puisi Setengah Menangis, Setengah Tertawa, pemerintah mencapnya sebagai seorang revolusioner. Karena dicari-cari oleh pemerintah Qing, Yu melarikan diri dan mencari perlindungan di Shanghai. Dengan bantuan dari Ma Xiangbo, ia dapat sekolah di Akademi Aurora (震旦學院 Zhèn dàn xuéyuàn, sekarang menjadi Universitas Aurora, 震旦大学 Zhèn dàn dàxué) dengan memakai nama samaran Liu Xueyu. Bersama dengan Ye Zhongyu dan lainnya, Yu kemudian mendirikan Sekolah Tinggi Fudan (saat ini menjadi Universitas Fudan, 復旦大學 Fùdàn dàxué), dinamakan Fudan karena untuk mengenang masa sekolahnya di Akademi Aurora (menggunakan karakter yang sama 旦 'dàn', aurora disebut 震旦 zhèn dàn dalam bahasa Mandarin, kemudian ditambahkan kata 復 'fù' yang bermakna "kebangkitan kembali"). Saat itu, Ma Xiangbo terpilih sebagai presiden sekolah tinggi tersebut.
Tahun 1906, Yu melarikan diri ke Jepang dan  tinggal di sana untuk sementara waktu. Dia bertemu dengan Sun Yat-sen setelah dikenalkan oleh Kang Xinfu dan Yu kemudian secara resmi bergabung dengan Tongmenghui. Setelah kembali ke Tiongkok tahun 1907, Yu mulai menerbitkan koran "Harian Shenzhou", tetapi kantor dan peralatannya hancur akibat musibah kebakaran kurang dari setahun kemudian. Pada tahun berikutnya, ayah Yu meninggal. Maret 1909, Yu kembali mendirikan surat kabar yang dinamakan "Suara Rakyat" (Minzhu Bao) di Shanghai, isinya mengutuk keras budaya korupsi di pemerintahan. Karena aktivitasnya menarik perhatian para pejabat, ia ditangkap dan dikirim ke penjara, sehingga koran itu ditutup pada Juni 1909. Setelah dibebaskan dari penjara dan masih tidak gentar, ia mendirikan koran lainnya yang disebut "Keluhan Rakyat" (Minxu Bao), tetapi kurang dari dua bulan kemudian ditutup dan dia dijebloskan lagi ke penjara. Tahun 1910, ia mendirikan surat kabar yang baru yaitu "Harian Min Li" (民立報, Mín lì bào), kantornya juga berfungsi sebagai markas komunikasi Aliansi Revolusioner Tiongkok.
Galeri

Plakat yang ditulis oleh Yu Youren di Kuil Xingtian, Taipei.
Patung Singa Penjaga di pintu masuk Makam Yu Youren, Taman Nasional Yangmingshan, Taipei.
Huabiao di makam Yu Youren, Taman Nasional Yangmingshan, Taipei.
Yu Youren
Tau Ceti

Koordinat:  01h 44m 04.0829s, −15° 56′ 14.928″
| --- | --- |
 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
Deklinasi:  −15° 56′ 14.9262″
Magnitudo tampak (V): 3.50 ± 0.01
Ciri-ciri

Kelas spektrum: G8 V








Indeks warna  U−B: +0.21
Indeks warna  B−V: +0.72























Astrometri

Kecepatan radial (Rv): −16,68±0,05 km/s
Gerak diri (μ):  RA: −1721.05 mdb/thn   Dek.: +854.16 mdb/thn 
Paralaks (π): 273,96±0,17 mdb
Jarak: 11,905 ± 0,007 tc  (3,650 ± 0,002 pc)
Magnitudo mutlak (MV): 5,69±0,01

Detail

Massa: 0,783±0,012 M☉
Radius: 0,793±0,004 R☉
Luminositas: 0,52±0,03 L☉
Luminositas (visual, LV): 0.45 L☉
Gravitasi permukaan (log g): 4.4
Suhu: 5,344±50 K
Metalisitas: 28±3% Sun
Metalisitas [Fe/H]: −0,55±0,05
Rotasi: 34 days
Usia: 5.8 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
SIMBAD: data
Exoplanet Archive: data
ARICNS: data
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.
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 . 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. Seperti yang terlihat dari Tau Ceti, Matahari akan menjadi bintang dengan magnitudo ketiga di konstelasi belahan bumi utara Boötes .
Nama

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 . 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.
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 . Akibatnya, nama Cina untuk τ Ceti itu sendiri adalah "Bintang Kelima Lumbung Langit Persegi" ( Hanzi: 天倉五; Pinyin: Tiān Cāng wǔ).
Pergerakan

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 . 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. 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.
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. Bintang itu akan melakukan pendekatan terdekatnya dengan Matahari pada sekitar 43.000 tahun, dalam 1.060 ly (325 pc).
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. 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.
Properti Fisik

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.
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%. Melalui cara seperti itu, jari-jari Tau Ceti telah diukur menjadi 79,3±0,4 dari jari-jari matahari . Ini tentang ukuran yang diharapkan untuk sebuah bintang dengan massa agak lebih rendah dari Matahari.
Properti Fisik > Rotasi

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, 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 . 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.
Properti Fisik > Metalisitas

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 . 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
{\displaystyle \left[{\frac {\text{Fe}}{\text{H}}}\right]\approx -0.50}dex,
setara dengan sekitar sepertiga kelimpahan matahari. Pengukuran sebelumnya bervariasi dari -0.13 hingga −0.60.
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 . 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.
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.
Properti Fisik > Luminositas dan Variabilitas

Luminositas Tau Ceti sama dengan hanya 55% dari luminositas Matahari. 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. 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. 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. Profil garis spektral Tau Ceti sangat sempit, menunjukkan turbulensi rendah dan rotasi yang diamati. Osilasi bintang memiliki amplitudo sekitar setengah dari Matahari dan mode hidup yang lebih rendah.