Тау Кита — Вікіпедія

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Тау.
Тау Кита
Зображення
Маса 0,783 ± 0,012 M☉[1]
Каталожний код 2MASS J01440402-1556141[2], HD 10700[2], SAO 147986[2], HIP 8102[2], HR 509[2], IRAS 01416-1611[2], GJ 71[2], GJ 71.0[2], τ Cet, PLX 365[2], CCDM J01441-1557A[2], FK5 59[2], GC 2123[2], GCRV 979[2], HIC 8102[2], IDS 01394-1628 A[2], IRC -20018[2], JP11 535[2], LFT 159[2], LHS 146[2], LPM 84[2], LTT 935[2], N30 359[2], NLTT 5787[2], PMC 90-93 41[2], PPM 210580[2], RAFGL 4135S[2], ROT 249[2], SACS 31[2], SPOCS 96[2], TD1 997[2], UBV 1769[2], YZ 106 431[2], Zkh 33[2], uvby98 100010700[2], PLX 365.00[2], 1RXS J014404.7-155632[2], WDS J01441-1556A[2], Ci 20 124[2], PM 01417-1612[2], Gaia DR2 2452378776434276992[2], WEB 1733[2], 52 Cet, Gaia DR3 2452378776434477184[2], RAVE J014404.1-155615[2], TIC 419015728[2], UBV M 8397[2] і TYC 5855-2292-1[2]
Персонаж твору Star Trek: The Original Series Core Game Bookd[3]
Сузір'я Кит
Підлегле тіло Tau Ceti ed, Tau Ceti fd, Tau Ceti gd і Tau Ceti hd
Відстань від Землі 3,6521 ± 0,0022 парсек[4]
Швидкість обертання зорі 18,509 ± 0,463 км/с[5]
Паралакс 273,8097 ± 0,1701 кутова мілісекунда[4]
Схилення власного руху 854,963 ± 0,088 кутова мілісекунда на рік[4]
Пряме піднесення власного руху −1721,728 ± 0,181 кутова мілісекунда на рік[4]
Радіальна швидкість −16,597 ± 0,0002 км/с[6]
Тип змінної зорі обертальна змінна зоря[7]
Спектральний клас G8V[8][9][…]
Видима зоряна величина 3,5[11]
Світність 0,52 ± 0,03 L☉[12]
Абсолютна зоряна величина 5,69 ± 0,01[1]
Металічність −0,51[13]
Радіус 0,8624102 ± 0,2788173 сонячний радіус[14]
Епоха J2000.0[15][16][2]
Пряме піднесення 0,454082539634 радіан[4]
Схилення 0 радіан[4]
Ефективна температура 5344 K[17][18][…]
Поверхнева гравітація 34 040 сантиметр на секунду в квадраті[5]
Оцінка віку об'єкта 5,8 мільярд років[20]
CMNS: Тау Кита у Вікісховищі

τ Кита (тау Кита, τ Ceti) — сонцеподібна зоря, розташована в сузір'ї Кита. Відстань до неї від Сонячної системи — трохи менше 12 світлових років; тобто це одна з найближчих до нас зір.

Характеристики[ред. | ред. код]

Зоря дещо менша Сонця за розмірами: її маса становить 0,783 сонячної, а радіус — 0,79 сонячного. Спектр τ Кита показує низьку металічність. Спостереження виявили наявність у системі τ Кита пилу в кількості, що вдесятеро перевищує кількість пилу в Сонячній системі. Зоря порівняно стабільна, з незначними коливаннями блиску.

Завдяки своїй стабільності й подібності до Сонця τ Кита була вибрана об'єктом для пошуків позаземного розуму шляхом прослуховування в радіодіапазоні (проєкт SETI). З цієї ж причини вона часто згадується в науково-фантастичній літературі й фольклорі[Прим. 1].

У τ Кита немає власної назви[Прим. 2], іноді її називають лат. Durre Menthor[21]. Цю зорю можна знайти на небі неозброєним оком як слабку зорю третьої зоряної величини. Якщо спостерігати Сонце з орбіти гіпотетичної планети в системі τ Кита, воно виглядатиме як зоря з зоряною величиною 2,6 у сузір'ї Волопаса.

Рух[ред. | ред. код]

Тау Кита вважається зорею з великим власним рухом: зсув упродовж одного року становить трохи менше двох кутових секунд[Прим. 3]. Щоб вона змінила своє положення на один градус, знадобиться близько двох тисяч років. Великий власний рух — ознака близькості до Сонця[22].

Відстань до зорі становить 11,9 світлового року. Відтак, вона є однією з найближчих до Сонця і другою за відстанню зорею спектрального класу G (після α Центавра A)[23].

Променева швидкість τ Кита становить близько −17 км/с. Від'ємність цієї величини означає, що вона наближається до Сонця[24].

Відстань до τ Кита, а також її власний рух і променева швидкість дають змогу розрахувати рух зорі в просторі. Її швидкість відносно Сонця становить близько 37 км/с[Прим. 4]. Цей результат можна використати для розрахунку орбіти τ Кита в Чумацькому Шляху: її середня відстань від центра галактики становить 9,7 кілопарсека (32 000 світлових років), ексцентриситет орбіти — 0,22[25].

Фізичні властивості[ред. | ред. код]

Сонце (ліворуч) більше й дещо гарячіше від τ Кита (праворуч).

Наразі вважається, що τ Кита — це одиночна зоря. В оптичному діапазоні спостерігався також тьмяний супутник із зоряною величиною 13,1. Станом на 2000 р. він перебував на відстані 137 кутових секунд. Існує ймовірність, що вони гравітаційно пов'язані, але, імовірно, це лише візуальна близькість[26][27][28].

Інформація про фізичні властивості τ Кита отримана здебільшого за допомогою спектроскопічних вимірювань. Вік, масу, радіус та яскравість τ Кита можна оцінити шляхом порівняння її спектра з комп'ютерними моделями еволюції зір. Утім, за допомогою астрономічного інтерферометра вимірювання радіуса зорі можна здійснити безпосередньо з точністю 0,5 %[29], оскільки його довга база дає змогу вимірювати кути набагато менші, ніж доступні звичайному телескопу. Виміряний у такий спосіб радіус τ Кита становить 79,3 ± 0,4 % сонячного[29]. Саме такий розмір має мати зоря з масою, дещо меншою від сонячної[30].

Обертання[ред. | ред. код]

Період обертання τ Кита було визначено на основі періодичних змін у класичних лініях поглинання H та K однократно іонізованого кальцію — Ca II. Ці лінії тісно пов'язані з магнітною активністю поверхні[31], тому період коливань зумовлює час, потрібний, щоб зони активності на поверхні завершили повний оберт навколо зорі. Виміряний у такий спосіб період обертання τ Кита становить 34 доби[32]. Унаслідок ефекту Доплера швидкість обертання зорі визначає ширину ліній поглинання у спектрі. Тому, проаналізувавши ширину цих ліній, можна також визначити швидкість обертання зорі. Для типової зорі спектрального класу G8 швидкість обертання становить близько 2,5 км/с. Відносно низькі величини швидкості обертання можуть бути свідченням того, що ми бачимо τ Кита майже з полюса[33][34].

Планетна система[ред. | ред. код]

Доплерівські вимірювання коливань променевої швидкості зорі станом на 2012 рік не виявили навколо неї супутників із масами, що перевищують маси коричневих карликів. У грудні 2012 року група астрономів із Великої Британії, Чилі, США та Австралії оголосила про виявлення п'яти екзопланет у τ Кита. Періодичні коливання променевої швидкості зорі свідчать про наявність п'яти планет a, b, c, d, e, f на стабільних орбітах, близьких до кругових, із періодами обертання 13,9, 35,4, 94, 168 та 640 днів і мінімальними масами у 2, 3,1, 3,6, 4,3 і 6,6 мас Землі відповідно. Планета τ Кита e з масою 4,3 маси Землі перебуває в так званій зоні, придатній для життя — на її поверхні вода може існувати в рідкому стані, а отже, можуть бути умови для існування живих організмів, можливо навіть розумних[35][36]. Трохи пізніше було висловлене припущення, що й планета τ Кита f, найвіддаленіша від зорі, теж може бути придатною для життя[37].

Для підтвердження існування цих планет необхідні незалежні спостереження іншими астрономами[38]. Якщо наявність планет у τ Кита підтвердиться, її планетна система буде третьою за віддаленістю від Сонця — після за α Центавра (4,3 св. року) й ε Ерідана (10,5 св. року), у яких відкрито по одній планеті —, і найближчою відомою багатопланетною системою.

Через наявність осколкового диска будь-яка планета на орбіті навколо τ Кита зазнавала б набагато більшої кількості зіткнень з астероїдами й кометами, ніж Земля. Попри таку перешкоду гіпотетичній придатності для життя, τ Кита, як одна із зір, подібних за своїми характеристиками до Сонця, викликає значний інтерес астрономів і широкого загалу. Кандидати в екзопланети:

Назва планети Масса
(M⊕) 		Період обертання
(днів) 		Велика піввісь
орбіти (а. е.) 		Ексцентриситет
орбіти
τ Кита b (HD 10700 b) 2,0 13,9 0,105 0,16
τ Кита g (HD 10700 g) 1,75 20,00 0,133 0,06
τ Кита c (HD 10700 c) 3,1 35,4 0,195 0,03
τ Кита h (HD 10700 h) 1,83 49,41 0,243 0,23
τ Кита d (HD 10700 d) 3,6 94,11 0,374 0,08
τ Кита e (HD 10700 e) 3,93 162,87 0,538 0,18
τ Кита f (HD 10700 f) 3,93 636,13 1,334 0,16

Найближче оточення зорі[ред. | ред. код]

Найближчим сусідом τ Кита є одиночна зоря YZ Кита — їх розділяє лише 1,6 світлового року[39]. До зорі Лейтен 726-8 — 3,2 св. року, до зорі Епсилон Ерідана — 5,5 св. року.

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Зокрема, Володимир Висоцький написав відому жартівливу пісню «В далёком созвездии Тау Кита»
  2. ↑ Позначення зорі за Байєром — τ Ceti, де:
    τ — маленька грецька літера «тау»;
    Ceti — присвійна форма від лат. Cetus (Кит).
  3. ↑ Повний власний рух:
    де μα та μδ — компоненти власного руху за прямим піднесенням та схиленням відповідно, а δ — схилення. Див.:
    Majewski, Steven R. (2006). Stellar Motions. University of Virginia. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 27 вересня 2007.
  4. ↑ Просторові компоненти швидкості: U = +18; V = +29, and W = +13. Таким чином, загальна швидкість становить:

Джерела[ред. | ред. код]

  1. ↑ а б http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...609..392J
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я аа аб ав аг ад ае аж аи ак ал ам ан ап ар ас ат ау аф ах ац аш ащ аю SIMBAD Astronomical Database
  3. ↑ Stellar locations // Star Trek: The Original Series Core Game Book | Memory Beta, non-canon Star Trek Wiki | Fandom
  4. ↑ а б в г д е Gaia Early Data Release 3 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  5. ↑ а б Soto M. G., Jenkins J. S. Spectroscopic Parameters and atmosphEric ChemIstriEs of Stars (SPECIES)I. Code description and dwarf stars catalogue // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 615. — P. 76–76. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201731533 — arXiv:1801.09698
  6. ↑ C. Soubiran, L. Chemin, S. Udry et al. Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 616. — P. 7–7. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201832795 — arXiv:1804.09370
  7. ↑ Soon W., Sokoloff D. Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation? // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1996. — Vol. 457, Iss. 2. — P. 99–102. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/309891
  8. ↑ Houk N., Smith-Moore M. Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars — 1988. — Vol. 4.
  9. ↑ Keenan P. C., McNeil R. C. The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1989. — Vol. 71. — P. 245–266. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/191373
  10. ↑ Buscombe W. Spectral classification of Southern fundamental stars — 1962. — Т. 4. — С. 1.
  11. ↑ Ducati, J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system — 2002. — Vol. 2237.
  12. ↑ Pijpers F. P. Selection criteria for targets of asteroseismic campaigns // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2003. — Vol. 400, Iss. 1. — P. 241–248. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20021839 — arXiv:astro-ph/0303032
  13. ↑ Micela G., Rojas-Ayala B., María Rosa Zapatero Osorio et al. Catalog for the ESPRESSO blind radial velocity exoplanet survey // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2019. — Vol. 629. — P. 27. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201834729 — arXiv:1908.04627
  14. ↑ Gaia Data Release 2 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  15. ↑ Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
  16. ↑ T. Nordlander, R. Smiljanic, V. Adibekyan et al. TheGaia-ESO Survey: Sodium and aluminium abundances in giants and dwarfs // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 589. — P. A115. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201528014 — arXiv:1602.03289
  17. ↑ M. Mayor, Santos N. C. Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2004. — Vol. 415, Iss. 3. — P. 1153–1166. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20034469 — arXiv:astro-ph/0311541
  18. ↑ C. Soubiran, O. Bienaymé Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 480, Iss. 1. — P. 91–101. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078788 — arXiv:0712.1370
  19. ↑ J. Horner, Butler R. P., J. Bailey et al. Signals embedded in the radial velocity noise // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2013. — Vol. 551. — P. 79–79. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201220509 — arXiv:1212.4277
  20. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (вид. 2nd). Cambridge University Press. с. 408. ISBN 0-521-89935-4. Процитовано 3 липня 2018.
  21. ↑ Reid, Neill (23 лютого 2002). Meeting the neighbours: NStars and 2MASS. Space Telescope Science Institute. Архів оригіналу за 20 лютого 2007. Процитовано 11 грудня 2006.
  22. ↑ Henry, Todd J. (1 жовтня 2006). The One Hundred Nearest Star Systems. Research Consortium on Nearby Stars. Архів оригіналу за 28 листопада 2006. Процитовано 11 грудня 2006.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ Kaler, James. Tau Ceti. Stars. University of Illinois. Архів оригіналу за 7 лютого 2015. Процитовано 27 липня 2015.
  26. ↑ 00-06 hour section. Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory. Архів оригіналу за 16 серпня 2011. Процитовано 27 липня 2015.
  27. ↑ 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. {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка)
  28. ↑ а б Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M. S.; Dall, T. та ін. (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.
  29. ↑ Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; du Foresto; V. Coudé; Ségransan, D. та ін. (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. Архів оригіналу за 31 серпня 2006. Процитовано 15 листопада 2006.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ 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.
  33. ↑ 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.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ У звезды Тау Кита обнаружили пять экзопланет. Новости про космос и НЛО. 20.12.2012 11:34. Архів оригіналу за 3 серпня 2018. Процитовано null.
  36. ↑ Two Nearby Habitable Worlds? - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo. Phl.upr.edu. Архів оригіналу за 8 березня 2021. Процитовано 8 січня 2014.
  37. ↑ У звезды Тау Кита найдены 5 планет, в том числе потенциально обитаемая. Архів оригіналу за 17 листопада 2015. Процитовано 24 серпня 2015.
  38. ↑ van Leeuwen, F. (2007). HIP 5643. Hipparcos, the New Reduction. Архів оригіналу за 3 березня 2016. Процитовано 22 серпня 2010.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Тау_Кита&oldid=41966297