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Tau Ceti (τ Cet / τ Ceti) è una stella della costellazione della Balena di magnitudine +3,50. È una delle stelle più vicine al Terra simile al Sole sia per massa che per tipo spettrale. Tau Ceti è carente di metalli e per questo rende meno probabile la presenza di pianeti rocciosi. Nonostante questo, nel dicembre 2012 è stata annunciata la scoperta di cinque pianeti extrasolari orbitanti attorno alla stella, due dei quali sono situati all'interno della zona abitabile. La stella è anche circondata da un disco di polveri, dieci volte maggiore della quantità di materia, sotto forma di asteroidi e comete, che circonda il Sole.

Appare una stella stabile, con solo leggere variazioni nella sua attività, e nonostante venga considerato il fatto che un pianeta simile alla Terra orbitante intorno a Tau Ceti subirebbe un costante e intenso bombardamento meteorico, per le somiglianze col Sole e la relativa vicinanza, la stella è costantemente tenuta d'occhio dal SETI.

Visto da Tau Ceti, il Sole apparirebbe come una stella di terza magnitudine nella costellazione del Boote.[1]

OsservazioneModifica

Situata nella parte meridionale della vasta costellazione della Balena, Tau Ceti è situata leggermente a sud dell'equatore celeste, non molto lontana dalle due stelle più famose dell'asterismo della Balena: Mira e Deneb Kaitos, rispettivamente la famosa stella a capo di una classe di variabili e la stella più luminosa della costellazione. La sua declinazione è −15° 56′, di conseguenza risulta visibile da quasi tutte le aree popolate della Terra. Solo più a nord del parallelo 74°N la stella non sorge mai sopra l'orizzonte, mentre diventa circumpolare solo a sud del parallelo 74°S, ossia nell'continente antartico[2]. Con una magnitudine pari a +3,50, è la sesta stella più luminosa della costellazione della Balena, e la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.

Ambiente galatticoModifica

Essendo relativamente vicina al Sole, Tau Ceti ne condivide lo stesso ambiente galattico. Le sue coordinate galattiche sono 173,10° e -73,44°. Una longitudine galattica di circa 173° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Tau Ceti, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 173°; ciò implica che Tau Ceti è leggermente più lontana al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galatticadicirca -73° significa che Tau Ceti si trova a sud rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.

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Mappa delle stelle entro un raggio di 20 anni luce dal Sole. Si apprezza la posizione di Tau Ceti rispetto al Sole, al piano galattico e al centro galattico

La stella più vicina a Tau Ceti è la nana rossa YZ Ceti, che si trova a 1,6 anni luce di distanza, mentre a 3,2 a.l. si trova il sistema binario di Luyten 726-8[3]. Nonostante la vicinanza queste deboli stelle non sarebbero visibili ad occhio nudo da Tau Ceti. A 5,5 anni luce si trova Epsilon Eridani, che vista da Tau Ceti sarebbe più brillante che vista dalla Terra, brillerebbe infatti di magnitudine 2,31, e sarebbe anche un po' più brillante del Sole, che visto da Tau Ceti avrebbe una magnitudine di 2,64 e si troverebbe nella costellazione del Boote, non lontano dalla più brillante Arturo. Sirio, che si trova ad oltre 12 a.l. da Tau Ceti, sarebbe uguagliata in brillantezza da Canopo, ed entrambe sarebbero le stelle più luminose viste da Tau Ceti, con una magnitudine pari a -0,65[4].

Moti spazialiModifica

Il moto proprio di una stella è l'ampiezza del movimento nella sfera celeste rispetto ad un oggetto di fondo il più lontano possibile. Tau Ceti viene considerata una stella ad alto moto proprio, con uno spostamento nella sfera celeste di due secondi d'arco all'anno. L'alto moto proprio è indicativo circa la vicinanza della stella al Sole[5]. Le stelle vicine possono attraversare uno spazio maggiore nella sfera celeste, e sono buone candidate per gli studi sulla parallasse. In questo caso, la parallasse misurata indica una distanza di 11,9 anni luce. Questo fa di Tau Ceti una delle stelle più vicine al Sole, e la stella di classe G più vicina dopo Alfa Centauri[6].

La velocità radiale di una stella indica se si sta avvicinando o allontanando al Sole. A differenza del moto proprio non può essere misurata direttamente, ma per via spettroscopica. Dovuto all'effetto Doppler, le linee di assorbimento si spostano verso il rosso in caso l'oggetto si stia allontanando, o verso il blu se si sta avvicinando alla Terra. Nel caso di tau Ceti la velocità radiale è circa -17 km/s, dove il segno negativo indica che la stella si sta avvicinando al sistema solare[7].

La distanza di Tau Ceti, insieme al suo moto proprio e alla velocità radiale, permette di calcolarne i movimenti attraverso lo spazio. La velocità relativa al Sole è di 37 km/s; questo risultato può essere usato per calcolare il percorso orbitale della stella nella Via Lattea. La distanza di Tau Ceti dal centro della Galassia è pari a 9,7 kiloparsec (32.000 a.l.), con un'eccentricità orbitale di 0,22[8].

Proprietà fisiche Modifica

Le osservazioni attuali di Tau Ceti fanno ritenere che sia una stella singola. Una compagna ottica più debole è stata osservata, ed è possibile che sia legata gravitazionalmente, ma si trova a più di 10 arcosecondi di distanza dalla primaria.[9] Non sono state osservate perturbazioni astrometriche o della velocità radiale, suggerendo che si tratti di una stella senza un compagno posto in un'orbita vicina, come un "pianeta gioviano caldo". Qualsiasi possibile gigante gassoso attorno a Tau Ceti si troverà probabilmente a una distanza simile a quella di Giove.[10]

Molto di quello che è noto circa le proprietà fisiche di Tau Ceti, come l'età, la massa, il raggio e la luminosità, sono stati stimati mediante misure spettroscopiche, confrontando al computer diversi modelli evolutivi stellari. Comunque, usando un interferometro astronomico, le misure del raggio della stella è stata determinata direttamente con un'accuratezza dello 0,5%. Con questo metodo, il raggio di Tau Ceti è risultato essere del 79,3 ± 0,4% del raggio solare[11]. Queste in effetti sono le dimensioni attese per una stella con una massa lievemente inferiore a quella del Sole.[12]

RotazioneModifica

Il periodo di rotazione di Tau Ceti venne misurato tramite le variazioni periodiche nelle classiche bande di assorbimento H e K del calcio singolarmente ionizzato (Ca II). Queste linee sono strettamente associate con l'attività magnetica di superficie,[13] dunque il periodo di variazione misura il tempo richiesto per le parti superficiali della stella identificati come attivi spettroscopicamente per compiere una intera rotazione sulla superficie stellare. Grazie a questo sistema si è stimato che il periodo di rotazione per Tau Ceti sia da stimarsi in 34 giorni.[14] A causa dell'effetto Doppler, la velocità di rotazione stellare influisce sull'ampiezza delle linee di assorbimento dello spettro (la luce dal lato della stella che si muove allontanandosi dall'osservatore sarà spostata verso una lunghezza d'onda più lunga; la luce dal lato che si muove verso l'osservatore sarà spostata verso una lunghezza d'onda più corta). Per questo, dall'analisi dell'ampiezza di queste linee, si può stimare la velocità di rotazione di una stella.

La velocità di rotazione che si calcola per Tau Ceti è pari a:

\begin{smallmatrix} v_{eq} \cdot \sin i\ \approx\ 1\ \text{km/s} \end{smallmatrix}.

dove veq è la velocità di rotazione all'equatore e i è l'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla linea di osservazione. Per una tipica stella G8, la velocità di rotazione è di circa 2,5 km/s. La velocità rotazionale relativamente bassa osservata può indicare che attualmente vediamo Tau Ceti da una direzione che è all'incirca quella di uno dei suoi poli.[15][16]

MetallicitàModifica

La composizione chimica di una stella fornisce indizi importanti della sua storia evolutiva, includendo l'era in cui si è formata. Il mezzo interstellare di polvere e gas dal quale si formano le stelle è principalmente composto di idrogeno ed elio con quantitativi di elementi più pesanti (in tracce). Mentre le stelle vicine continuamente evolvono e muoiono, esse seminano il mezzo interstellare con crescenti quantità di elementi più pesanti. Per questo le stelle più giovani tendono ad avere una porzione più alta di elementi pesanti nelle loro atmosfere rispetto a quelle più antiche. Questi elementi più pesanti sono sommariamente definiti "metalli" dagli astronomi e la porzione di elementi pesanti è chiamata metallicità.[17]

Il tasso di metallicità in una stella viene fornito come rapporto tra l'abbondanza del ferro (Fe), (elemento pesante facilmente osservabile nello spettro) rispetto all'idrogeno. Il logaritmo dell'abbondanza relativa del ferro viene confrontato rispetto a quella del Sole. Nel caso di Tau Ceti, la metallicità atmosferica è pari a:

\begin{smallmatrix} \left [ \frac{Fe}{H} \right ] \; = \; -0.50 \end{smallmatrix}

ossia circa un terzo dell'abbondanza del ferro nel sole. Misure fatte in passato hanno fornito risultati variabili dal -0,13 al -0,60 .[18][19]

Il basso contenuto di ferro indica che Tau Ceti è quasi certamente più vecchia rispetto al Sole: la sua età era stata precedentemente stimata in circa 10 Giga-anni mentre stime successive la considerano più giovane, con un'età stimata di 5,8 miliardi di anni, comparabile all'età del Sole, che è di 4,57 miliardi di anni[20]. Comunque, le stime di età elaborate per Tau Ceti possono variare da 4,4 a 12 Gyr, dipendendo dal modello adottato.[12]

Oltre alla rotazione, un altro fattore che può rendere più ampie le linee di assorbimento nello spettro di una stella è la pressione superficiale. La radiazione emessa da una singola particella viene alterata dalla presenza delle particelle vicine e l'ampiezza della linea dipende dalla pressione sulla superficie della stella, che a sua volta dipende dalla temperatura e dalla gravità superficiale. Questa tecnica è stata utilizzata per determinare la gravità di superficie di Tau Ceti. Il log g, o logaritmo della gravità di superficie della stella, è di circa 4,4; molto simile al log g=4,44 calcolato per il Sole.

Luminosità e variabilitàModifica

La luminosità di Tau Ceti è stimata essere dal 49 al 55% della luminosità solare[11][8]. Un pianeta terrestre dovrebbe orbitare alla distanza di circa 0,7 unità astronomiche per poter ricevere lo stesso livello di insolazione della Terra[21]. Questa distanza corrisponde a quella media tra il pianeta Venere e il Sole.

La cromosfera di Tau Ceti, cioè la porzione dell'atmosfera stellare sovrastante la fotosfera, che è la parte che emette la maggior parte della luce di una stella, attualmente mostra una nulla o bassissima attività magnetica, indicando che si tratta di una stella molto stabile.[22] Uno studio durato nove anni, della temperatura, della granulazione, e della cromosfera di Tau Ceti, mostrava che non vi erano variazioni sistematiche; le emissioni del Ca II attorno alle bande infrarosse H e K mostra l'esistenza di un possibile ciclo di 11 anni, ma si tratta di un ciclo relativamente debole rispetto a quello del Sole.[15] Alternativamente è stato suggerito che la stella potrebbe trovarsi in uno stato di bassa attività analogo ad un minimo di Maunder (periodo geofisico della Terra associato alla piccola era glaciale in Europa, quando le macchie solari divennero estremamente rare sulla superficie del Sole[23][24] ). I profili delle linee spettrali di Tau Ceti sono estremamente stretti, indicando una bassa turbolenza e bassa velocità di rotazione.[25] L'ampiezza delle oscillazioni della stella è pari a circa la metà di quelle del Sole, e le loro manifestazioni hanno una vita meno lunga.[11]

Disco di polvere e rocceModifica

Nel 2004, un team di astronomi del Regno Unito guidati da Jane Greaves ha scoperto che attorno a Tau Ceti esiste una quantità di materiale di derivazione asteroidale e cometario pari a circa 10 volte quello che orbita attorno al nostro Sole. Questo è stato determinato da misure del disco di polveri fredde che orbita la stella, e che si reputa frutto di collisioni tra queste classi di piccoli corpi celesti.[26] Questa stima sulla quantità di materia è un ostacolo alla possibile esistenza di vita complessa nel sistema, dal momento che qualsiasi pianeta sarebbe colpito da grossi eventi di impatto astronomico circa 10 volte più frequentemente rispetto alla Terra (Ma la cosa si verificherebbe meno spesso se il pianeta abitato si trattasse di un satellite orbitante ad un pianeta gigante gassoso delle dimensioni di Giove o Saturno). Greaves ipotizzava nella sua ricerca: "è probabile che [qualsiasi pianeta attorno a Tau Ceti] sperimenti un costante bombardamento da asteroidi del tipo che si crede abbia provocato l'estinzione dei dinosauri."[27] Questi bombardamenti potrebbero inibire l'evoluzione e lo sviluppo della biodiversità nel periodo tra gli impatti.[28]

Comunque, è possibile la presenza di un grande pianeta gigante gassoso di dimensioni gioviane che potrebbe deflettere comete e asteroidi.[26][29]

Il disco di scorie composto da asteroidi, comete, ghiaccio, meteoriti e polvere, venne scoperto misurando la quantità di radiazione emessa dal sistema nella porzione del infrarosso estremo dello spettro. Il disco ha una struttura simmetrica che è centrata sulla stella, e il raggio più esterno di questo disco ha una dimensione media di 55 unità astronomiche. La mancanza di radiazione infrarossa dalle parti del disco nelle vicinanze di Tau Ceti implica che questo si interrompe a circa 10 UA di distanza dalla stella, indicandone il limite più interno. In confronto la fascia di Kuiper del Sistema Solare si estende da 30 a 50 UA. Per persistere per un lungo periodo di tempo, questo anello di polvere deve essere costantemente riempito tramite le collisioni di corpi maggiori[26]. La maggior parte del disco sembra orbitare attorno a Tau Ceti alla distanza di circa 35-50 UA, molto oltre l'orbita della zona abitabile. A questa distanza, il disco di polvere può essere considerato analogo alla fascia di Kuiper che si trova all'esterno dell'orbita di Nettuno nel sistema solare .[26]

Il sistema di Tau Ceti dimostra che le stelle non necessariamente perdono i loro grossi dischi di materia orbitante nei miliardi di anni e che una grossa fascia potrebbe essere comune tra le stelle simili al Sole. [30] Comunque la fascia di Tau Ceti ha soltanto 1/20 della densità della fascia attorno alla giovane stella vicina Epsilon Eridani.[26] La relativa mancanza di fasce di asteroidi, ghiacci, polvere, rocce e scorie attorno al Sole potrebbe essere un fatto inconsueto per stelle simili: un ricercatore ha suggerito che il Sole sia passato vicino ad un'altra stella nei suoi primi anni di vita e che la maggior parte delle sue comete e asteroidi siano stati catturati dall'altra stella oppure espulsi nello spazio interstellare. [27] Le stelle con grossi dischi di polveri hanno cambiato il modo di pensare degli astronomi riguardo alla formazione dei pianeti; i modelli computerizzati suggeriscono che i dischi di materia, dove le collisioni generano continuamente polveri, sembrano facilitare una pronta formazione di pianeti. [30]

Sistema planetarioModifica

Il 19 dicembre del 2012, osservazioni sulle variazioni della velocità radiale della stella hanno portato alla scoperta di un sistema di cinque pianeti orbitanti attorno a Tau Ceti. Le masse minime dei pianeti sono comprese tra 2 e 6,7 volte la massa terrestre e i periodi orbitali vanno dai 14 ai 640 giorni. Uno dei pianeti, provvisoriamente denominato Tau Ceti e, dista la metà della distanza Terra-Sole, ed essendo Tau Ceti meno luminosa del Sole, sarebbe situato all'interno della zona abitabile, dove è possibile la presenza di acqua liquida in superficie[31]. Il Planetary Habitability Laboratory ha calcolato che anche il secondo pianeta, Tau Ceti f, sarebbe all'interno della zona abitabile, seppur vicino al limite esterno[32].

Sotto, un prospetto del sistema di Tau Ceti.

Prospetto sul sistemaModifica

Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità
b Super Terra 2,00 ± 0,79 M 13,965 giorni 0,105 UA 0,16 ± 0,22
c Super Terra 3,11 ± 1,40 M 35,362 giorni 0,195 UA 0,03 ± 0,03
d Super Terra 3,50 ± 1,59 M 94,11 giorni 0,374 UA 0,08 ± 0,26
e Super Terra 4,29 ± 2,00 M 168,12 giorni 0,552 UA 0,05 ± 0,2
f Super Terra 6,67 ± 3,50 M 642 giorni 1,35 UA 0,03 ± 0,3

Nella cultura umanaModifica

EtimologiaModifica

Tau Ceti non ha un nome tradizionale ampiamente conosciuto, a differenza di altre stelle più luminose o, per altri motivi, più famose già in epoche antiche. L'astronomo tedesco Johann Bayer le assegnò l'attuale designazione di Tau Ceti nel suo catalogo Uranometria del 1603. Bayer era solito attribuire una lettera dell'alfabeto greco alle stelle principali di ogni costellazione iniziando dalla prima lettera, Alfa e così via in ordine decrescente di luminosità. Tuttavia egli era solito fare spesso eccezioni a questa regola, e così fece anche per Tau Ceti, in quanto la stella è la sesta più luminosa della propria costellazione, mentre la lettera Tau è solo la diciannovesima dell'alfabeto greco. Ha il nome Durre Menthor, derivato dall'arabo Al Durr' Al-Manthūur (الدرر المنثور)[33], mentre nel catalogo stellare Calendarium di Al Achsasi al Mouakket, scritto attorno al 1650 a Il Cairo, era designata come Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt), che tradotta in latino divenne Tertia Struthionum, il "terzo struzzo"[34].

In Cina è conosciuta come la quinta stella di 天倉 (Tiān Cāng), un asterismo che comprendeva τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti and 57 Ceti.[35] [36]

Tau Ceti nella fantascienzaModifica

Essendo tra i sistemi stellari più vicini quello che maggiormente assomiglia al nostro, Tau Ceti figura in molte opere fantascientifiche:

Note Modifica

  1. Visto da Tau Ceti, il Sole apparirebbe vicino a Tau Bootis e, essendo una stella con una magnitudine assoluta di 4,8 distante da Tau Ceti 3,64 parsec, la magnitudine apparente del Sole risulterebbe pari a \begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3.64) - 1) = 2.6 \end{smallmatrix}.</li>.
  2. Una declinazione di 16°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 74°; il che equivale a dire che a sud del 74°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 74°N l'oggetto non sorge mai
  3. Tau Ceti. Solstation. URL consultato il 21 dicembre.
  4. Come verificato tramite il software di simulazione spaziale Celestia
  5. Neill Reid. Meeting the neighbours: NStars and 2MASS. Space Telescope Science Institute, 23 febbraio 2002
  6. A List of the Nearest Stars. atlasoftheuniverse.com. URL consultato il 21 dicembre 2012.
  7. 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. DOI:10.1086/133755.
  8. 8,0 8,1 G. F. Porto de Mello, E. F. del Peloso, L. Ghezzi (2006). Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun. Astrobiology 6 (2): 308–331. DOI:10.1089/ast.2006.6.308. PMID 16689649.
  9. F. P. Pijpers, T. C. Teixeira, P. J. Garcia, M. S. Cunha, M. J. P. F. G. Monteiro, J. Christensen-Dalsgaard (2003). Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti. Astronomy & Astrophysics 401: L15–L18. DOI:10.1051/0004-6361:20030837. URL consultato il 1º settembre 2010.
  10. Bruce Campbell, G. A. H. Walker (agosto 1988). A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars. Astrophysical Journal 331: 902–921. DOI:10.1086/166608. URL consultato il 1º settembre 2010.
  11. 11,0 11,1 11,2 T. C. Teixeira, H. Kjeldsen, T. R. Bedding, F. Bouchy, J. Christensen-Dalsgaard, M. S. Cunha, T. Dall, S. Frandsen, C. Karoff, M. J. P. F. G. Monteiro, F. P. Pijpers (gennaio 2009). Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti. Astronomy and Astrophysics 494 (1): 237-242. DOI:10.1051/0004-6361:200810746. URL consultato il 1º settembre 2010.
  12. 12,0 12,1 E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella, A. Domiciano de Souza, V. Coudé du Foresto, D. Ségransan, P. Morel (2004). VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars. Astronomy and Astrophysics 426: 601–617. DOI:10.1051/0004-6361:20047189. URL consultato il 1º settembre 2010.
  13. H-K Project: Overview of Chromospheric Activity. Mount Wilson Observatory. URL consultato il 1º settembre 2010.
  14. S. Baliunas, D. Sokoloff, W. Soon (1996). Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?. Astrophysical Journal Letters 457: L99. DOI:10.1086/309891. URL consultato il 1º settembre 2010.
  15. 15,0 15,1 D. F. Gray, S. L. Baliunas (1994). The activity cycle of tau Ceti. Astrophysical Journal 427 (2): 1042–1047. DOI:10.1086/174210. URL consultato il 1º settembre 2010.
  16. J. C. Hall, G. W. Lockwood, E. L. Gibb (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. DOI:10.1086/175483. URL consultato il 1º settembre 2010.
  17. G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari (1999). Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 296 (4): 1045–1056. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x. URL consultato il 1º settembre 2010.
  18. G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois, F. Thevenin, E. Friel, M. Mermilliod, S. Borde (1991). A catalogue of Fe/H determinations - 1991 edition. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 95 (2): 273–336. URL consultato il 1º settembre 2010.
  19. C. Flynn, O. Morell (1997). Metallicities and kinematics of G and K dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (3): 617–625. URL consultato il 1º settembre 2010.
  20. Eric E. Mamajek; Lynne A. Hillenbrand (Novembre 2008). Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics. The Astrophysical Journal 687 (2): 1264–1293.
  21. HEC: Calculators. Planetaru Habitability Laboratory
  22. P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin, D. Sokoloff, W. Soon (1997). Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations. The Astrophysical Journal 483 (1): 426–434. DOI:10.1086/304206.
  23. P. G. Judge, S. H. Saar. The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective. High Altitude Observatory. URL consultato il 1º settembre 2010.
  24. Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson, Thomas R. Ayres (2004). A Comparison of the Outer Atmosphere of the "Flat Activity" Star τ Ceti (G8 V) with the Sun (G2 V) and α Centauri A (G2 V). The Astrophysical Journal 609 (1): 392–406. DOI:10.1086/421044.
  25. G. Smith (luglio 1987). The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars. Astronomy and Astrophysics 181 (1): 103–111. URL consultato il 1º settembre 2010.
  26. 26,0 26,1 26,2 26,3 26,4 J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent (2004). The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3): L54–L58. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. URL consultato il 1º settembre 2010.
  27. 27,0 27,1 Maggie McKee. «Life unlikely in asteroid-ridden star system». New Scientist, 7 7 2004. URL consultato in data 1º settembre 2010.
  28. Michael Schirber. «Cometary Life Limit». NASA Astrobiology, 12 3 2009. URL consultato in data 1º settembre 2010.
  29. In realtà non è del tutto certo che Giove fornisca protezione al sistema solare interno (in effetti le forze di marea esercitate da Giove hanno creato la fascia degli asteroidi, abbastanza pericolosa per la Terra) e la questione è irrisolta. Si veda, ad esempio: «Jupiter: Friend Or Foe?». Science daily, 25 8 2007. URL consultato in data 1º settembre 2010.
  30. 30,0 30,1 Greaves, Jane S. (gennaio 2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science 307 (5706): 68–71. DOI:10.1126/science.1101979. PMID 15637266.
  31. Jason Palmer. Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star. BBC News, 19 dicembre 2012. URL consultato il 20 dicembre 2012.
  32. Two Nearby Habitable Worlds? Planetay Habitability Laboratory, Università di Portorico a Arecibo
  33. Patrick Moore, Robin Rees, Patrick Moore's Data Book of Astronomy, 2a, Cambridge University Press2011, 409 ISBN 0-521-89935-4
  34. E. B. Knobel (Giungo 1895). Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 55: 429.
  35. 陳久金, 中國星座神話, (in Cinese) 台灣書房出版有限公司, 2005. ISBN 978-986-7332-25-7
  36. 陳輝樺 (Editore). Cinese 天文教育資訊網 (Activities of Exhibition and Education in Astronomy (AEEA)). 10 luglio 2006

Voci correlate Modifica

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