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.
| Тау Кита | |
| Маса | 0,783 ± 0,012 M☉ |
|---|---|
| Каталожний код | 2MASS J01440402-1556141, HD 10700, SAO 147986, HIP 8102, HR 509, IRAS 01416-1611, GJ 71, GJ 71.0, τ Cet, PLX 365, BD-16 295, CCDM J01441-1557A, CSI-16 295 1, FK5 59, GC 2123, GCRV 979, HIC 8102, IDS 01394-1628 A, IRC -20018, JP11 535, LFT 159, LHS 146, LPM 84, LTT 935, N30 359, NLTT 5787, PMC 90-93 41, PPM 210580, RAFGL 4135S, ROT 249, SACS 31, SPOCS 96, TD1 997, UBV 1769, UBV M 8397, YZ 106 431, Zkh 33, uvby98 100010700, PLX 365.00, 1RXS J014404.7-155632, WDS J01441-1556A, Ci 20 124, PM 01417-1612, Gaia DR2 2452378776434276992, TYC 5855-2292-1, WEB 1733 і 52 Cet |
| Персонаж твору | Star Trek: The Original Series Core Game Bookd |
| 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 |
| Швидкість обертання зорі | 18,509 ± 0,463 км/с |
| Паралакс | 277,5162 ± 0,5173 кутова мілісекунда |
| Схилення власного руху | 854,963 ± 0,088 кутова мілісекунда на рік |
| Пряме піднесення власного руху | −1721,728 ± 0,181 кутова мілісекунда на рік |
| Радіальна швидкість | 63,972 км/с |
| Тип змінної зорі | обертальна змінна зоря |
| Спектральний клас | G8.5 V |
| Видима зоряна величина | 3,5 |
| Світність | 0,52 ± 0,03 L☉ |
| Абсолютна зоряна величина | 5,69 ± 0,01 |
| Металічність | −0,68 |
| Радіус | 0,8624102 ± 0,2788173 сонячний радіус |
| Епоха | J2000.0 |
| Пряме піднесення | 0,454082539634 радіан |
| Схилення | 0 радіан |
| Ефективна температура | 5539 K |
| Поверхнева гравітація | 34 040 сантиметр на секунду в квадраті |
| Оцінка віку об'єкта | 5,8 мільярд років |
| Тау Кита у Вікісховищі |
Характеристики Редагувати
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.
У τ Кита немає власної назви, іноді її називають лат. Durre Menthor. 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 Редагувати
Тау Кита вважається зорею з великим власним рухом: зсув упродовж одного року становить трохи менше двох кутових секунд. Щоб вона змінила своє положення на один градус, знадобиться близько двох тисяч років. Великий власний рух — ознака близькості до Сонця.
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).
Променева швидкість τ Кита становить близько −17 км/с. Від'ємність цієї величини означає, що вона наближається до Сонця.
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. 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.
Фізичні властивості Редагувати
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, вірогідно, це лише візуальна близькість.
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 %, 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. Саме такий розмір має мати зоря з масою, дещо меншою від сонячної.
Обертання Редагувати
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, 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. 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.
Планетна система Редагувати
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. Трохи пізніше було висловлене припущення, що й планета τ Кита f, найвіддаленіша від зорі, теж може бути придатною для життя.
Для підтвердження існування цих планет необхідні незалежні спостереження іншими астрономами. 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 |
|---|---|---|---|---|
| 2,0 | 13,9 | 0,105 | 0,16 | |
| τ Кита g (HD 10700 g) | 1,75 | 20,00 | 0,133 | 0,06 |
| 3,1 | 35,4 | 0,195 | 0,03 | |
| τ Кита h (HD 10700 h) | 1,83 | 49,41 | 0,243 | 0,23 |
| 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 Редагувати
Найближчим сусідом τ Кита є одиночна зоря YZ Кита — їх розділяє лише 1,6 світлового року. До зорі Лейтен 726-8 — 3,2 св. року, до зорі Епсилон Ерідана — 5,5 св. року.
Див. також Редагувати
Примітки Редагувати
- Зокрема, Володимир Висоцький написав відому жартівливу пісню «В далёком созвездии Тау Кита»
- Позначення зорі за Байєром — τ Ceti, де:
τ — маленька грецька літера «тау»;
Ceti — присвійна форма від лат. Cetus (Кит). - 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. - Просторові компоненти швидкості: U = +18; V = +29, and W = +13. Таким чином, загальна швидкість становить:
Джерела Редагувати
- ↑ http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...609..392J
- ↑ Енциклопедія позасонячних планет — 1995.
- ↑ 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
- ↑ SIMBAD Astronomical Database
- Stellar locations // Star Trek: The Original Series Core Game Book | Memory Beta, non-canon Star Trek Wiki | Fandom
- VizieR
- ↑ Gaia Early Data Release 3 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
- ↑ 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
- ↑ Gaia Data Release 2 / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
- 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
- Corbally C. J. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2006. — Vol. 132, Iss. 1. — P. 161–170. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/504637 — arXiv:astro-ph/0603770
- Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system — 2002. — Vol. 2237.
- 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
- Prieto C. A., An D., Sivarani T. et al. The SEGUE Stellar Parameter Pipeline. V. Estimation of Alpha-element Abundance Ratios from Low-resolution SDSS/SEGUE Stellar Spectra // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2011. — Vol. 141, Iss. 3. — P. 90. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/141/3/90 — arXiv:1010.2934
- 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
- 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.
- Reid, Neill (23 лютого 2002). . Space Telescope Science Institute. Архів оригіналу за 20 лютого 2007. Процитовано 11 грудня 2006.
- Henry, Todd J. (October 1, 2006). . Research Consortium on Nearby Stars. Архів оригіналу за 28 листопада 2006. Процитовано 11 грудня 2006.
- 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.
- 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. Bibcode:2006AsBio...6..308P. PMID 16689649. arXiv:astro-ph/0511180. doi:10.1089/ast.2006.6.308.
- Kaler, James. . Stars. University of Illinois. Архів оригіналу за 7 лютого 2015. Процитовано 27 липня 2015.
- . Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory. Архів оригіналу за 16 серпня 2011. Процитовано 27 липня 2015.
- 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.
- ↑ 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. Bibcode:2009A&A...494..237T. arXiv:0811.3989. doi:10.1051/0004-6361:200810746.
- 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.
- . Mount Wilson Observatory. Архів оригіналу за 31 серпня 2006. Процитовано 15 листопада 2006.
- 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.
- 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.
- 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.
- 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. Bibcode:2012yCat..35510079T. arXiv:1212.4277. doi:10.1051/0004-6361/201220509.
- . Новости про космос и НЛО. 20.12.2012 11:34. Архів оригіналу за 3 серпня 2018. Процитовано null.
- . Phl.upr.edu. Архів оригіналу за 8 березня 2021. Процитовано 8 січня 2014.
- . Архів оригіналу за 17 листопада 2015. Процитовано 24 серпня 2015.
- van Leeuwen, F. (2007). . Hipparcos, the New Reduction. Архів оригіналу за 3 березня 2016. Процитовано 22 серпня 2010.