Tau Ceti

Tau Ceti, latinizado de τ Ceti, es una estrella única en la constelación de Cetus que es espectralmente similar al Sol, aunque solo tiene alrededor del 78% de la Masa del sol. A una distancia de poco menos de 12 años luz (3,7 parsecs) del Sistema Solar, es una estrella relativamente cercana y la estrella solitaria de clase G más cercana. La estrella parece estable, con poca variación estelar y es deficiente en metales en relación con el Sol.

Se puede ver a simple vista con una magnitud aparente de 3,5. Visto desde Tau Ceti, el Sol estaría en la constelación Bootes del hemisferio norte con una magnitud aparente de alrededor de 2,6.

Las observaciones han detectado más de diez veces más polvo alrededor de Tau Ceti que el presente en el Sistema Solar. Desde diciembre de 2012, ha habido evidencia de al menos cuatro planetas, todos confirmados como súper-Tierras, orbitando Tau Ceti, con dos de ellos potencialmente en la zona habitable. Hay cuatro planetas adicionales no confirmados, uno de los cuales es un planeta joviano entre 3 y 20 AU de la estrella. Debido a su disco de escombros, cualquier planeta que orbite Tau Ceti enfrentaría muchos más eventos de impacto que la Tierra. A pesar de este obstáculo para la habitabilidad, sus características análogas solares (similares al Sol) han llevado a un interés generalizado en la estrella. Dada su estabilidad, similitud y relativa proximidad al Sol, Tau Ceti se incluye constantemente como un objetivo para la Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre (SETI) y aparece en alguna literatura de ciencia ficción.

Nombre

El nombre "Tau Ceti" es la designación de Bayer para esta estrella, establecida en 1603 como parte del catálogo de estrellas Uranometria del cartógrafo celeste alemán Johann Bayer: es "número T" en la secuencia de Bayer de la constelación Cetus. En el catálogo de estrellas del Calendario de Al Achsasi al Mouakket, escrito en El Cairo hacia 1650, esta estrella fue designada Thālith al Naʽāmāt (ثالث النعامات - thālith al -naʽāmāt), que se tradujo al latín como Tertia Struthionum, que significa el tercio de los avestruces. Esta estrella, junto con η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos) y υ Cet, eran Al Naʽāmāt (النعامات), las Gallinas Avestruces.

En la astronomía china, el "Granero Celestial Cuadrado" (chino: 天倉; pinyin: Tiān Cāng) se refiere a un asterismo que consiste de τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti y 57 Ceti. En consecuencia, el nombre chino de τ Ceti en sí mismo es "la Quinta Estrella del Granero Celestial Cuadrado" (Chino: 天倉五; pinyin: Tiān Cāng wǔ).

Movimiento

El movimiento propio de una estrella es su velocidad de movimiento a través de la esfera celeste, determinada al comparar su posición en relación con objetos de fondo más distantes. Tau Ceti se considera una estrella de alto movimiento propio, aunque solo tiene un recorrido anual de poco menos de 2 segundos de arco. Por lo tanto, se necesitarán unos 2000 años antes de que la ubicación de esta estrella cambie en más de un grado. Un movimiento propio alto es un indicador de la cercanía al Sol. Las estrellas cercanas pueden atravesar un ángulo de arco a través del cielo más rápidamente que las estrellas de fondo distantes y son buenas candidatas para estudios de paralaje. En el caso de Tau Ceti, las mediciones de paralaje indican una distancia de 11,9 ly. Esto lo convierte en uno de los sistemas estelares más cercanos al Sol y la siguiente estrella espectral de clase G más cercana después de Alpha Centauri A.

La velocidad radial de una estrella es el componente de su movimiento que se acerca o se aleja del Sol. A diferencia del movimiento propio, la velocidad radial de una estrella no se puede observar directamente, pero se puede determinar midiendo su espectro. Debido al desplazamiento Doppler, las líneas de absorción en el espectro de una estrella se desplazarán ligeramente hacia el rojo (o longitudes de onda más largas) si la estrella se aleja del observador, o hacia el azul (o longitudes de onda más cortas) cuando se mueve hacia el observador. En el caso de Tau Ceti, la velocidad radial es de aproximadamente −17 km/s, y el valor negativo indica que se está moviendo hacia el Sol. La estrella hará su acercamiento más cercano al Sol en unos 43.000 años, cuando se trata de 10,6 ly (3,25 pc).

La distancia a Tau Ceti, junto con su movimiento propio y velocidad radial, juntos dan el movimiento de la estrella a través del espacio. La velocidad espacial relativa al Sol es 37,2 km/s. Este resultado se puede utilizar para calcular una trayectoria orbital de Tau Ceti a través de la Vía Láctea. Tiene una distancia galactocéntrica media de 9,7 kiloparsec (32000 ly) y una excentricidad orbital de 0,22.

Propiedades físicas

El Sol (izquierda) es más grande y algo más caliente que el Tau Ceti menos activo (derecha).

Se cree que el sistema Tau Ceti tiene solo un componente estelar. Se ha observado un compañero óptico tenue con una magnitud de 13,1. A partir de 2000, estaba 137 segundos de arco de distancia del primario. Puede estar unido gravitacionalmente, pero se considera más probable que sea una coincidencia de línea de visión.

La mayor parte de lo que se sabe sobre las propiedades físicas de Tau Ceti y su sistema se ha determinado mediante mediciones espectroscópicas. Al comparar el espectro con modelos computarizados de evolución estelar, se puede estimar la edad, la masa, el radio y la luminosidad de Tau Ceti. Sin embargo, utilizando un interferómetro astronómico, las mediciones del radio de la estrella se pueden realizar directamente con una precisión del 0,5%. A través de estos medios, se ha medido que el radio de Tau Ceti es 79,3 %±0.4% del radio solar. Este es aproximadamente el tamaño que se espera para una estrella con una masa algo menor que la del Sol.

Rotación

El período de rotación de Tau Ceti se midió mediante variaciones periódicas en las líneas clásicas de absorción de H y K del calcio de ion único (Ca II). Estas líneas están estrechamente asociadas con la actividad magnética de la superficie, por lo que el período de variación mide el tiempo requerido para que los sitios de actividad completen una rotación completa alrededor de la estrella. De esta forma, se estima que el período de rotación de Tau Ceti es 34 d. Debido al efecto Doppler, la velocidad de rotación de una estrella afecta el ancho de las líneas de absorción en el espectro (la luz del lado de la estrella que se aleja del observador se desplazará a una longitud de onda más larga; la luz del lado que se mueve hacia el el observador se desplazará hacia una longitud de onda más corta). Al analizar el ancho de estas líneas, se puede estimar la velocidad de rotación de una estrella. La velocidad de rotación proyectada para Tau Ceti es

v_eq · pecado i ♥ 1 km/s,

donde v_eq es la velocidad en el ecuador, e i es el ángulo de inclinación del eje de rotación con respecto a la línea de visión. Para una estrella G8 típica, la velocidad de rotación es de aproximadamente 2,5 km/s. Las mediciones de velocidad de rotación relativamente bajas pueden indicar que Tau Ceti está siendo visto desde casi la dirección de su polo.

Metalicidad

La composición química de una estrella proporciona pistas importantes sobre su historia evolutiva, incluida la edad en la que se formó. El medio interestelar de polvo y gas del que se forman las estrellas está compuesto principalmente de hidrógeno y helio con trazas de elementos más pesados. A medida que las estrellas cercanas evolucionan y mueren continuamente, siembran el medio interestelar con una porción cada vez mayor de elementos más pesados. Por lo tanto, las estrellas más jóvenes tienden a tener una mayor proporción de elementos pesados en sus atmósferas que las estrellas más viejas. Estos elementos pesados se denominan "metales" por los astrónomos, y la parte de los elementos pesados es la metalicidad. La cantidad de metalicidad en una estrella se da en términos de la proporción de hierro (Fe), un elemento pesado fácilmente observable, e hidrógeno. Se compara un logaritmo de la abundancia relativa de hierro con el Sol. En el caso de Tau Ceti, la metalicidad atmosférica es

[FeH].. − − 0,50{displaystyle left[{text{Fe} {text{H}}right]approx -0.50}Dex,

equivalente a aproximadamente un tercio de la abundancia solar. Las mediciones anteriores han variado de −0,13 a −0,60.

Esta menor abundancia de hierro indica que es casi seguro que Tau Ceti es más antiguo que el Sol. Anteriormente, se había estimado que su edad era de unos 10 Gyr, pero ahora se cree que ronda la mitad, en 5,8 Gyr. Esto se compara con 4,57 Gyr del Sol. Sin embargo, las estimaciones de edad calculadas para Tau Ceti pueden oscilar entre 4,4 y 12 Gyr, según el modelo adoptado..

Además de la rotación, otro factor que puede ampliar las características de absorción en el espectro de una estrella es la ampliación de la presión. La presencia de partículas cercanas afecta la radiación emitida por una partícula individual. Entonces, el ancho de la línea depende de la presión de la superficie de la estrella, que a su vez está determinada por la temperatura y la gravedad de la superficie. Esta técnica se utilizó para determinar la gravedad superficial de Tau Ceti. El log g, o logaritmo de la gravedad superficial de la estrella, es aproximadamente 4,4, muy cercano al log g = 4,44 para el Sol.

Luminosidad y variabilidad

La luminosidad de Tau Ceti es igual a solo el 55 % de la luminosidad del Sol. Un planeta terrestre necesitaría orbitar esta estrella a una distancia de aproximadamente 0,7 AU para igualar la insolación solar nivel de la Tierra. Esto es aproximadamente lo mismo que la distancia promedio entre Venus y el Sol.

La cromosfera de Tau Ceti, la porción de la atmósfera de una estrella justo encima de la fotosfera emisora de luz, muestra actualmente poca o ninguna actividad magnética, lo que indica que se trata de una estrella estable. Un estudio de temperatura, granulación y cromosfera de 9 años no mostró variaciones sistemáticas; Las emisiones de Ca II alrededor de las bandas infrarrojas H y K muestran un posible ciclo de 11 años, pero esto es débil en relación con el Sol. Alternativamente, se ha sugerido que la estrella podría estar en un estado de baja actividad análogo a un mínimo de Maunder, un período histórico asociado con la Pequeña Edad de Hielo en Europa, cuando las manchas solares se volvieron extremadamente raras en la superficie del Sol. Los perfiles de la línea espectral de Tau Ceti son extremadamente estrechos, lo que indica una baja turbulencia y una rotación observada. Las oscilaciones astrosismológicas de la estrella tienen una amplitud de aproximadamente la mitad de la del Sol y un tiempo de vida más bajo.

Sistema planetario

Los factores principales que impulsan el interés de la investigación en Tau Ceti son su proximidad, sus características similares al Sol y las implicaciones para la posible vida en sus planetas. Para propósitos de categorización, Hall y Lockwood informan que "los términos 'estrella solar', 'análogo solar' y 'gemelo solar' [son] descripciones progresivamente restrictivas". Tau Ceti encaja en la segunda categoría, dada su masa similar y baja variabilidad, pero relativa falta de metales. Las similitudes han inspirado referencias de la cultura popular durante décadas, así como el examen científico.

La impresión del artista de Tau Ceti con seis planetas rocosos en órbita alrededor.

En 1988, las observaciones de velocidad radial descartaron cualquier variación periódica atribuible a planetas masivos alrededor de Tau Ceti dentro de distancias similares a las de Júpiter. Mediciones cada vez más precisas continúan descartando tales planetas, al menos hasta diciembre de 2012. La precisión de la velocidad alcanzada es de unos 11 m/s medidos en un lapso de tiempo de 5 años. Este resultado excluye a los Júpiter calientes y probablemente excluye a cualquier planeta con una masa mínima mayor o igual a la masa de Júpiter y con períodos orbitales de menos de 15 años. Además, en 1999 se completó un estudio de estrellas cercanas realizado por la cámara planetaria y de campo amplio del telescopio espacial Hubble, incluida una búsqueda de compañeros débiles de Tau Ceti; ninguno fue descubierto hasta los límites del poder de resolución del telescopio.

Sin embargo, estas búsquedas solo excluyeron cuerpos enanos marrones más grandes y planetas gigantes en órbitas más cercanas, por lo que no se excluyeron planetas más pequeños similares a la Tierra en órbita alrededor de la estrella, como los descubiertos en 2012. Si existieran Júpiter calientes en órbitas cercanas, probablemente interrumpirían la zona habitable de la estrella; por lo tanto, su exclusión se consideró positiva para la posibilidad de planetas similares a la Tierra. La investigación general ha demostrado una correlación positiva entre la presencia de planetas y una estrella madre con una metalicidad relativamente alta, lo que sugiere que las estrellas con una metalicidad más baja, como Tau Ceti, tienen menos posibilidades de tener planetas.

Descubrimiento

El 19 de diciembre de 2012, se presentaron pruebas que sugerían un sistema de cinco planetas que orbitaban Tau Ceti. Los planetas' las masas mínimas estimadas estaban entre 2 y 6 masas terrestres, con períodos orbitales que oscilaban entre 14 y 640 días. Uno de ellos, Tau Ceti e, parece orbitar alrededor de la mitad de la distancia de Tau Ceti que la Tierra del Sol. Con una luminosidad de Tau Ceti del 52% de la del Sol y una distancia a la estrella de 0,552 UA, el planeta recibiría 1,71 veces más radiación estelar que la Tierra, algo menos que Venus con 1,91 veces la radiación de la Tierra. s. Sin embargo, algunas investigaciones la ubican dentro de la zona habitable de la estrella. El Laboratorio de Habitabilidad Planetaria ha estimado que Tau Ceti f, que recibe el 28,5% de la luz estelar que recibe la Tierra, estaría dentro de la zona habitable de la estrella, aunque por poco.

El equipo de descubrimiento perfeccionó su metodología, mejoró sus mediciones de velocidad radial y publicó sus nuevos resultados en agosto de 2017. Confirmaron que Tau Ceti e y f eran candidatos, pero no pudieron detectar de manera consistente los planetas b (lo que puede ser un falso negativo), c (cuya señal aparente débilmente definida se correlacionó con la rotación estelar), y d (que no apareció en todos los conjuntos de datos). En cambio, encontraron dos nuevos candidatos planetarios, g y h, con órbitas de 20 y 49 días. Las señales detectadas de los planetas candidatos tienen velocidades radiales tan bajas como 30 cm/s, y el método experimental utilizado en su detección, tal como se aplicó a HARPS, en teoría podría haber detectado hasta alrededor de 20 cm/s. El modelo actualizado de 4 planetas está empaquetado dinámicamente y es potencialmente estable durante miles de millones de años.

Sin embargo, con más mejoras, se han detectado incluso más planetas candidatos. En 2019, un artículo publicado en Astronomy & La astrofísica sugirió que Tau Ceti podría tener un Júpiter o un super-Júpiter basado en una velocidad astrométrica tangencial de alrededor de 11,3 m/s. El tamaño exacto y la posición de este objeto conjeturado no se han determinado, aunque tiene como máximo 5 masas de Júpiter si orbita entre 3 y 20 UA. Un estudio de Astronomical Journal de 2020 realizado por los astrónomos Jeremy Dietrich y Daniel Apai analizó la estabilidad orbital de los planetas conocidos y, considerando patrones estadísticos identificados de cientos de otros sistemas planetarios, exploró las órbitas en las que la presencia de más Lo más probable es que haya planetas aún no detectados. Este análisis predijo tres candidatos a planeta en órbitas que coincidían con los candidatos a planeta b, c y d. La estrecha coincidencia entre los periodos de los planetas predichos de forma independiente y los periodos de los tres candidatos a planeta identificados previamente en los datos de velocidad radial respalda fuertemente la naturaleza genuina de los planetas de los candidatos b, c y d. Además, el estudio también predice al menos un planeta aún no detectado entre los planetas e y f, es decir, dentro de la zona habitable. Este exoplaneta predicho se identifica como PxP-4.

Si Tau Ceti está alineado de tal manera que está casi en el polo de la Tierra (como podría indicar su rotación), sus planetas serían menos similares a la masa de la Tierra y más a Neptuno, Saturno o Júpiter. Por ejemplo, si la órbita de Tau Ceti f estuviera inclinada 70 grados respecto de estar de frente a la Tierra, su masa sería 4.18+1,12
−1,46 Masas terrestres, lo que lo convierte en un super- Tierra. Sin embargo, estos escenarios no son necesariamente ciertos; ya que el disco de escombros de Tau Ceti tiene una inclinación de 35±10, los planetas' las órbitas podrían tener una inclinación similar. Si se supusiera que el disco de escombros y las órbitas de f son iguales, f estaría entre 5,56+1.48
−1.94 y 9.30+2.48
−3.24 Masas terrestres, por lo que es ligeramente más probable que sea un mini-Neptuno.

Tau Ceti e

Tau Ceti e es un planeta confirmado que orbita Tau Ceti que se detectó mediante análisis estadísticos de los datos de las variaciones de la velocidad radial de la estrella que se obtuvieron mediante HIRES, AAPS y HARPS. Sus posibles propiedades se refinaron en 2017: orbita a una distancia de 0,552 AU (entre las órbitas de Venus y Mercurio en el Sistema Solar) con un período orbital de 168 días y tiene una masa mínima de 3,93 masas terrestres. Si Tau Ceti e poseyera una atmósfera similar a la de la Tierra, la temperatura de la superficie sería de alrededor de 68 °C (154 °F). Basado en el flujo incidente sobre el planeta, un estudio de Güdel et al. (2014) especularon que el planeta puede estar fuera de la zona habitable y más cerca de un mundo similar a Venus.

Tau Ceti f

Tau Ceti f es una supertierra confirmada que orbita Tau Ceti que se descubrió en 2012 mediante análisis estadísticos de las variaciones de la velocidad radial de la estrella, según los datos obtenidos con HIRES, AAPS y HARPS. Es de interés porque su órbita lo ubica en la zona habitable extendida de Tau Ceti. Sin embargo, un estudio de 2015 implica que ha estado en la zona templada durante menos de mil millones de años, por lo que es posible que no haya una firma biológica detectable.

Se conocen pocas propiedades del planeta aparte de su órbita y masa. Orbita Tau Ceti a una distancia de 1,35 AU (cerca de la órbita de Marte en el Sistema Solar) con un período orbital de 642 días y tiene una masa mínima de 3,93 masas terrestres.

Disco de escombros

En 2004, un equipo de astrónomos del Reino Unido dirigido por Jane Greaves descubrió que Tau Ceti tiene más de diez veces la cantidad de material de cometas y asteroides en órbita que el Sol. Esto se determinó midiendo el disco de polvo frío que orbita la estrella producido por colisiones entre cuerpos tan pequeños. Este resultado pone un freno a la posibilidad de vida compleja en el sistema, porque cualquier planeta sufriría eventos de gran impacto aproximadamente diez veces más frecuentes que la Tierra. Greaves señaló en el momento de su investigación que "es probable que [cualquier planeta] experimente un bombardeo constante de asteroides del tipo que se cree que acabó con los dinosaurios". Tales bombardeos inhibirían el desarrollo de la biodiversidad entre impactos. Sin embargo, es posible que un gran gigante gaseoso del tamaño de Júpiter (como el propuesto planeta 'i') pueda desviar cometas y asteroides.

El disco de escombros se descubrió midiendo la cantidad de radiación emitida por el sistema en la porción infrarroja lejana del espectro. El disco forma una característica simétrica que está centrada en la estrella y su radio exterior tiene un promedio de 55 AU. La falta de radiación infrarroja de las partes más cálidas del disco cerca de Tau Ceti implica un corte interno en un radio de 10 AU. En comparación, el cinturón de Kuiper del Sistema Solar se extiende de 30 a 50 AU. Para mantenerse durante un largo período de tiempo, este anillo de polvo debe reponerse constantemente a través de colisiones de cuerpos más grandes. La mayor parte del disco parece estar orbitando Tau Ceti a una distancia de 35–50 AU, bueno fuera de la órbita de la zona habitable. A esta distancia, el cinturón de polvo puede ser análogo al cinturón de Kuiper que se encuentra fuera de la órbita de Neptuno en el Sistema Solar.

Tau Ceti muestra que las estrellas no necesitan perder discos grandes a medida que envejecen, y un cinturón tan grueso puede ser común entre las estrellas similares al Sol. El cinturón de Tau Ceti es solo 1/20 más denso que el cinturón alrededor de su joven vecino, Epsilon Eridani. La relativa falta de escombros alrededor del Sol puede ser el caso inusual: un miembro del equipo de investigación sugiere que el Sol pudo haber pasado cerca de otra estrella al principio de su historia y se le quitaron la mayoría de sus cometas y asteroides. Las estrellas con grandes discos de escombros han cambiado la forma en que los astrónomos piensan sobre la formación de planetas porque las estrellas con discos de escombros, donde el polvo se genera continuamente por las colisiones, parecen formar planetas fácilmente.

Habitabilidad

La zona habitable de Tau Ceti, los lugares donde podría haber agua líquida en un planeta del tamaño de la Tierra, abarca un radio de 0,55 a 1,16 AU, donde 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol. La vida primitiva en los planetas de Tau Ceti puede revelarse a través de un análisis de la composición atmosférica mediante espectroscopia, si es poco probable que la composición sea abiótica, al igual que el oxígeno en la Tierra es indicativo de vida.

Tau Ceti podría haber sido un objetivo de búsqueda para el Buscador Terrestre cancelado

El proyecto de búsqueda más optimista hasta la fecha fue el Proyecto Ozma, cuyo objetivo era "buscar inteligencia extraterrestre" (SETI) examinando estrellas seleccionadas en busca de indicaciones de señales de radio artificiales. Fue dirigido por el astrónomo Frank Drake, quien seleccionó Tau Ceti y Epsilon Eridani como objetivos iniciales. Ambos están ubicados cerca del Sistema Solar y son físicamente similares al Sol. No se encontraron señales artificiales a pesar de 200 horas de observaciones. Las búsquedas de radio posteriores de este sistema estelar han resultado negativas.

Esta falta de resultados no ha disminuido el interés en observar el sistema Tau Ceti en busca de firmas biológicas. En 2002, las astrónomas Margaret Turnbull y Jill Tarter desarrollaron el Catálogo de Sistemas Habitables Cercanos (HabCat) bajo los auspicios del Proyecto Phoenix, otro esfuerzo de SETI. La lista contenía más de 17000 sistemas teóricamente habitables, aproximadamente el 10% de la muestra original. El próximo año, Turnbull refinaría aún más la lista a los 30 sistemas más prometedores de 5000 dentro de 100 años luz del Sol, incluido Tau Ceti; esto formará parte de la base de las búsquedas por radio con el Allen Telescope Array. Ella eligió Tau Ceti para una lista final de solo cinco estrellas adecuadas para búsquedas por el (ahora cancelado) sistema de telescopio Terrestrial Planet Finder, y comentó que "estos son lugares en los que me gustaría vivir si Dios pusiera nuestro planeta alrededor de otra estrella".