Tauceti

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Stern τ Cet
Ausschnitt des Sternbilds Walfisch mit τ Ceti.
Beobachtungsdaten Epoche: J2000.0
Sternbild	Walfisch
Rektaszension	01h 44m 04,083s [1]
Deklination	-15° 56′ 14,93″ [1]
Scheinbare Helligkeit	+3,50m [1]
Typisierung
Spektralklasse	G8V [1]
U-B Farbindex	+0,22 [1]
B-V Farbindex	+0,72 [1]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−16,4 km/s [1]
Parallaxe	274,2 ± 0,8 mas
Entfernung [1]	11,90 ± 0,03 Lj (3,647 ± 0,011 pc)
Absolute Helligkeit	5,58 mag
Eigenbewegung [1]
Rek.-Anteil:	−1721,94 mas/a
Dekl.-Anteil:	854,17 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	ca. 0,77 M☉ [2]
Radius	0,773 ± 0,02 R☉ [3]
Leuchtkraft	0,52 ± 0,03 L☉ [2]
Oberflächentemperatur	5344 ± 50 K [4]
Metallizität $\begin{smallmatrix} \left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ]\end{smallmatrix}$	−0,52 ± 0,05  [4]
Rotationsdauer	34 Tage [5]
Alter	ca. 10 Mrd. a [6]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung τ Ceti Flamsteed-Bezeichnung 52 Ceti Bright-Star-Katalog HR 509 Henry-Draper-Katalog HD 10700 SAO-Katalog SAO 147986[1] Hipparcos-Katalog HIP 8102

Tau Ceti [ˌtaʊ ˈʦeːti] (τ Ceti, abgekürzt: τ Cet) ist ein 11,9 Lichtjahre entfernter gelber Hauptreihenstern im Sternbild Walfisch. Von der Erde aus gesehen ist er nach Alpha Centauri A der zweitnächste „sonnenartige Stern“ (engl. solar analog)^[7] der Spektralklasse G.

Der Stern hat keinen traditionellen Eigennamen. Die Benennung „Tau Ceti“ ist eine Bezeichnung nach der Bayer-Klassifikation. Tau (τ) ist ein griechischer Buchstabe, und „Ceti“ zeigt die Zugehörigkeit zum Sternbild Walfisch (lat. Cetus) an.

Tau Ceti ist mit freiem Auge als schwacher Stern dritter Größenklasse zu erkennen. Im Gegenzug würde die Sonne von Tau Ceti aus etwas heller im Sternbild Bärenhüter zu sehen sein.^{[A 1]} Wie bei der Sonne sind die meisten Nachbarsterne schwache rote M-Zwerge und von Tau Ceti aus mit freiem Auge nicht sichtbar. Der nächstgelegene Nachbar von Tau Ceti ist mit einem Abstand von 1,6 Lj YZ Ceti. Das zweitnächste Sternsystem, Luyten 726-8, ist 3,19 Lj entfernt.^[8]

Tau Ceti ist immer wieder als Ziel für die Suche nach außerirdischer Intelligenz (SETI) anvisiert worden. Bislang wurden mit Hilfe astrometrischer Methoden und Beobachtung der Radialgeschwindigkeit keine Begleiter gefunden. Die heutige Messempfindlichkeit kann jedoch nur substernartige Gebilde wie große braune Zwerge ausschließen. Aufgrund der im Vergleich zur Sonne geringeren Metallizität Tau Cetis ist es in diesem System weniger wahrscheinlich, erdähnliche Planeten zu finden. Andererseits ist er von mehr als 12-mal^[9] so viel Staub umgeben, so dass reichlich Material für die Planetenbildung vorhanden wäre. Wegen dieser Staubscheibe, die auch Kometen und Asteroiden enthalten muss, wäre ein Planet mehr Einschlägen ausgesetzt als die Erde. Obwohl dies eventuelles Leben stark beeinträchtigen würde, erweckte die Ähnlichkeit zur Sonne weit verbreitetes Interesse.

Physikalische Eigenschaften

Tau Ceti ist wahrscheinlich ein Einzelstern. In einem scheinbaren Abstand von 10,8 Bogensekunden befindet sich allerdings ein lichtschwacher (13,1^m) Stern,^[10] der gravitativ an Tau Ceti gebunden sein könnte.^{[2][A 2]}

Die Sonne (links) ist sowohl größer als auch etwas heißer als der weniger aktive Tau Ceti (rechts, Illustration).

Tau Ceti gehört wie auch die Sonne der Spektralklasse G an, hat aber mit G8 einen etwas späteren Untertyp als die Sonne mit G2.^[1] Dieser geringe Unterschied kommt durch die gegenüber der Sonne etwas kühlere Oberflächentemperatur von etwa 5070 °C (5344 ± 50K)^[4] zustande. Beide Sterne sind Hauptreihensterne der Leuchtkraftklasse V. Folglich befinden sie sich in der stabilen Phase des Wasserstoffbrennens (Fusion von Wasserstoff zu Helium). Die Abweichungen der physikalischen Parameter zwischen Tau Ceti und der Sonne sind im Wesentlichen durch die unterschiedlichen Sternmassen bedingt. Das spiegelt sich auch in der Lage der Sterne zueinander auf der Hauptreihe wieder. Die Masse von Tau Ceti beträgt etwa 0,77^[2] Sonnenmassen. Daher wird der Stern etwa 12 Mrd. Jahre, und somit eine Mrd. Jahre länger als die Sonne, in der Hauptreihe verweilen.

Es wurden keine Auffälligkeiten in der Astrometrie und in der Radialgeschwindigkeit gemessen, die auf einen großen Begleiter (Hot Jupiter) in einer engen Umlaufbahn hindeuten könnten.^[11]

Die meisten Parameter der physikalischen Eigenschaften des Sterns wurden durch spektroskopische Messungen ermittelt. Durch den Abgleich des Spektrums mit Computermodellen der Sternentstehung und -entwicklung können Masse, Alter, Radius und Leuchtkraft des Sterns bestimmt werden. Darüber hinaus kann mit astronomischen Interferometern der Radius von Tau Ceti direkt und ziemlich genau gemessen werden. Es wird dabei eine lange Grundlinie genutzt, um sehr kleine Winkel (viel kleiner als bei herkömmlichen Teleskopen) auflösen zu können. Dadurch konnte der Radius von Tau Ceti zu 77,3 % (± 0,02 %) des Sonnenradius bestimmt werden. Dies ist in etwa die Größe, die für einen Stern mit 0,75 Sonnenmassen zu erwarten ist.^[3]

Rotation

Die Rotationsdauer von Tau Ceti wurde durch periodische Veränderungen in den klassischen Absorptionslinien H und K des einfach ionisierten Calciums (Ca II) gemessen. Diese Linien werden durch die magnetische Aktivität an der Oberfläche beeinflusst,^[12] so dass die beobachtete Variationsperiode gleich der Zeitspanne ist, die die aktiven Bereiche für eine volle Rotation um den Stern brauchen. Auf diese Weise wurde eine Rotationsdauer von 34 Tagen für Tau Ceti festgestellt.^[5]

Die Rotationsgeschwindigkeit eines Sternes beeinflusst aufgrund des Dopplereffektes die Breite der Absorptionslinien im Lichtspektrum. So kann durch Messung der Linienbreite die in Richtung der Sichtlinie liegende Komponente der Rotationsgeschwindigkeit geschätzt werden. Sie beträgt für Tau Ceti:

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

Die Geschwindigkeit am Äquator ist v_eq und i gibt den (unbekannten) Neigungswinkel der Rotationsachse gegen die Sichtlinie an. Aus der Rotationsperiode und dem Radius von Tau Ceti ergibt sich die Äquatorgeschwindigkeit von 1 km/s, woraus der Inklinationswinkel i von etwa 42° abgeschätzt werden kann. Für einen typischen G8-Stern beträgt die Rotationsgeschwindigkeit etwa 2,5 km/s. Der relativ geringe Wert weist darauf hin, dass Tau Ceti der Erde einen seiner Pole zuwendet.^[13][14]

Die Breite der Absorptionslinien im Spektrum eines Sternes wird neben der Rotation auch durch die Druck-Verbreiterung (engl. pressure broadening) beeinflusst (siehe auch Spektrallinien). Die Strahlung, die von einem einzelnen Teilchen ausgesendet wird, kann durch die Gegenwart anderer Teilchen verändert werden (z. B. durch Stöße). Daher ist die Linienbreite des Lichtspektrums auch von dem Druck an der Oberfläche des Sterns abhängig. Der Druck wiederum hängt von der Temperatur und der Schwerkraft ab. Dieser Zusammenhang wurde verwendet, um die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche von Tau Ceti zu bestimmen. Dieser Wert beträgt etwa g = 251 m/s² und liegt damit sehr nahe bei dem entsprechenden Wert der Sonne (g = 272,7 m/s²).^[15]

Metallizität

Die chemische Zusammensetzung eines Sterns liefert wichtige Hinweise zu seiner Entwicklung, insbesondere den Zeitpunkt seiner Entstehung. Das interstellare Medium von Staub und Gas, aus dem sich Sterne bilden, besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium mit Spuren von schwereren Elementen. Während ständig neue Sterne entstehen und sterben, reichern sie das interstellare Medium kontinuierlich mit schwereren Elementen an. Daher tendieren jüngere Sterne dazu, höhere Anteile an schwereren Elementen in ihren Atmosphären aufzuweisen als die älteren. Diese schwereren Elemente werden von den Astronomen „Metalle“ genannt und der Anteil der Metalle wird als Metallizität bezeichnet.^[16] Die Metallizität eines Sterns wird durch das Verhältnis von Eisen (Fe) zu Wasserstoff (H) angegeben. Der Logarithmus des relativen Eisengehalts wird mit dem der Sonne verglichen. Im Fall von Tau Ceti beträgt die atmosphärische Metallizität etwa:

$\begin{smallmatrix} \left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ] = -0{,}52 \end{smallmatrix}$

Das entspricht etwa einem Drittel des Anteils in der Sonne.^[4] Ältere Messungen ergaben Werte zwischen −0,13 und −0,60.^[15][17]

Der niedrigere Anteil von Eisen weist darauf hin, dass Tau Ceti älter ist als die Sonne. Sein geschätztes Alter beträgt etwa 10 Mrd. Jahre. Das ist ein beträchtlicher Anteil am Alter des sichtbaren Universums. Zum Vergleich: Die Sonne ist nur 4,57 Mrd. Jahre alt.^[6]

Leuchtkraft und Veränderlichkeit

Da die Leuchtkraft von Tau Ceti etwa 52 % der Sonne beträgt,^[2] liegt die Lebenszone ungefähr zwischen 0,6 und 0,9 AE (Astronomische Einheiten). Diese wird im Sonnensystem auf ca. 0,85 bis 1,6 AE angesetzt. Die Erde müsste Tau Ceti in einem Abstand von weniger als 0,7 AE umkreisen, um die gleiche Strahlung wie im Sonnensystem zu erhalten. Das liegt knapp unter der Durchschnittsentfernung der Venus zur Sonne.

Die Chromosphäre – die Atmosphärenschicht unmittelbar über der lichtaussendenden Photosphäre – zeigt derzeit wenig bis gar keine magnetische Aktivität. Das weist auf einen stabilen Stern hin.^[18] Eine neunjährige Studie der Temperatur, der Granulation und der Chromosphäre zeigte keine systematischen Veränderungen. Emissionen in den H- und K-Linien des Ca II zeigten einen möglichen 11-Jahreszyklus. Dieser wäre verglichen mit dem der Sonne relativ schwach.^[13] Es wurde auch vermutet, dass der Stern sich in einem vorübergehenden Zustand niedriger Aktivität befindet, vergleichbar mit dem Maunder-Minimum, jener historischen sonnenfleckenarmen Periode, die mit der kleinen Eiszeit in Europa zusammenfiel.^[19][20]

Staubscheibe

Die ungewöhnlich starke Strahlung, die das Tau-Ceti-System im fernen Infrarotbereich des Spektrums aussendet, deutet bereits darauf hin, dass der Stern von einer Staubscheibe umgeben ist. Die Staubpartikel werden von der Strahlung des Sterns erwärmt und geben dadurch wiederum selbst Wärmestrahlung im ferninfraroten Spektralbereich ab. 2004 konnte ein Team britischer Astronomen, unter Leitung von Jane Greaves, auf hoch aufgelösten Ferninfrarotaufnahmen mit dem James-Clerk-Maxwell-Teleskop auf dem Mauna Kea (Hawaiʻi) in der Tat eine flache Wolke aus −210 °C warmem Staub erkennen.^[21][9] Da die Staubteilchen durch den Strahlungsdruck des Sterns und andere Mechanismen in relativ kurzer Zeit aus dem System entfernt werden, kann eine solche Staubscheibe nur über einen längeren Zeitraum erhalten bleiben, wenn sie ständig durch Kollisionen zwischen schwereren Körpern aufgefüllt wird.^[9] Es handelt sich angesichts des Alters von Tau Ceti bei diesem Staub somit um den „Abrieb“ bereits bestehender größerer Körper (engl. debris disc) und nicht um den kurz nach der Sternentstehung vorhandenen Staub, aus dem sich Planeten und andere Körper erst noch bilden. Die Scheibe bildet eine symmetrische Struktur um den Stern und weist einen äußeren Radius von 55 AE auf. Das Ausbleiben infraroter Strahlung aus wärmeren Bereichen der Scheibe nahe Tau Ceti deutet auf eine zentrale Lücke mit einem Radius von 10 AE hin. Im Vergleich dazu erstreckt sich der Kuipergürtel des Sonnensystems von 30 bis 50 AE außerhalb der Umlaufbahn Neptuns.^[9]

Die Staubmenge in der Scheibe um Tau Ceti ist etwa zwölfmal so groß wie die des Kuipergürtels im Sonnensystem. Aufgrund dieses Anteils lässt sich folgern, dass sich in der Scheibe etwa 1,2 Erdmassen an größeren Objekten (> 10 km) befinden.^[9] Mit diesem Ergebnis wird die Hoffnung auf komplexes Leben im Tau-Ceti-System gedämpft, da Planeten dort 10-mal häufiger schwere Einschläge (Impakte) hinnehmen müssten als die Erde. Greaves bemerkte: „Es ist damit zu rechnen, dass [eventuelle Planeten] einem konstanten Bombardement durch Asteroiden ähnlich jenem ausgesetzt wären, der vermutlich die Dinosaurier ausgelöscht hat.“^[22] Sollte allerdings ein Gasriese von der Größe Jupiters im System existieren, könnte er unter Umständen die Kometen und Asteroiden ablenken und so andere Planeten schützen.^{[9][A 3]}

Tau Ceti zeigt, dass Sterne mit zunehmendem Alter ihre Staubscheiben nicht verlieren müssen. Somit sind sonnenähnliche Sterne mit einer dicken Staubscheibe wahrscheinlich nicht ungewöhnlich.^[23] Dennoch ist nach gängigen Modellen mit einem allmählichen Staubverlust zu rechnen. Die Staubdichte in der Scheibe um Tau Ceti (4,4 bis 12 Mrd. Jahre alt) beträgt in Übereinstimmung mit den Modellen nur noch 1/20 der Staubdichte, die in der Scheibe seines jüngeren Nachbarn Epsilon Eridani (0,73 Mrd. Jahre alt) vorhanden ist.^[9] Die Sonne, die ihrem Alter nach (4,5 Mrd. Jahre) zwischen den beiden liegt, besitzt jedoch zu wenig Staub, um sich in die Reihe der beiden anderen einzufügen. Das könnte bedeuten, dass die Sonne hier eine Ausnahme darstellt. Möglicherweise zog an der Sonne in ihren jungen Jahren ein anderer Stern knapp vorbei und entriss ihr dabei die meisten Kometen und Asteroiden.^[22] Sterne mit ausgeprägter Geröllscheibe haben die Vorstellungen der Astronomen von Planetenentstehung verändert. Sterne mit Geröllscheiben, in der Staub andauernd durch Kollisionen erzeugt wird, scheinen geeignet zu sein, um Planeten zu bilden.^[23]

Bewegung

Tau Cetis Eigenbewegung (die quer zur Sichtlinie gerichtete Bewegungskomponente am Himmel) ist mit fast 2 Bogensekunden^{[A 4][24]} pro Jahr relativ hoch und damit bereits ein Indikator für einen relativ geringen Abstand zur Sonne.^[25] Wegen seiner Nähe kann die Entfernung des Sterns durch Messung seiner Parallaxe gut bestimmt werden – sie beträgt 274,18 ± 0,80 mas (milliarcsecond = ein Tausendstel einer Bogensekunde), das entspricht 11,9 Lichtjahren oder 3,65 Parsec. Damit liegt er an 29. Stelle in der Liste der nächsten Sterne.^[26]

Die Radialgeschwindigkeit (die Geschwindigkeitskomponente in Richtung der Sichtlinie des Beobachters) lässt sich im Gegensatz zur Eigenbewegung nicht direkt beobachten; sie muss durch Untersuchung des Spektrums bestimmt werden. Entfernt sich der Stern, verschieben sich aufgrund des Dopplereffektes die Absorptionslinien des Sternspektrums in Richtung größerer Wellenlängen. Analog verschieben sich die Linien zu kürzeren Wellenlängen, falls sich der Stern nähert. Tau Cetis Radialgeschwindigkeit beträgt etwa −16 km/s. Das negative Vorzeichen besagt, dass sich der Stern der Sonne nähert.

Mit dem bekannten Abstand, der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit kann die Gesamtbewegung des Sterns errechnet werden. Es ergibt sich eine Raumgeschwindigkeit von 37 km/s relativ zur Sonne.^{[A 5]} Mit diesem Wert kann man die Umlaufbahn von Tau Ceti in der Milchstraße berechnen. Die Bahn weist eine für einen Stern der Galaktischen Scheibe relativ hohe Exzentrizität von 0,22 auf und einen durchschnittlichen Abstand zum Zentrum der Galaxis von 32.000 Lj. (9700 pc).^[27] Die derzeitige Entfernung von Tau Ceti zum galaktischen Zentrum entspricht der der Sonne, 25.900 Lj. (7940 pc).^[28]

Suche nach Planeten und Leben

Ein Hauptfaktor, der das Interesse an der Erforschung Tau Cetis antreibt, sind seine sonnenähnlichen Eigenschaften und deren Bedeutung für mögliche Planeten und Leben. Diese Tatsache inspiriert seit Jahrzehnten die Science Fiction. Dass Tau Ceti ein Einzelstern ist, könnte einen Vorteil für die Planetenentstehung bedeuten, da die Planetenbildung nicht durch einen zweiten Stern gestört wird.^[29] Da der Stern schon so lange existiert, wäre genug Zeit vorhanden gewesen, um die Entstehung komplexen Lebens zu ermöglichen.

Suche nach Planeten

Detaillierte Beobachtungen der Radialgeschwindigkeit von Tau Ceti haben bisher keine periodischen Veränderlichkeiten aufgedeckt, die man Planeten zuschreiben könnte.^[30] Die Geschwindigkeitsmessungen erreichten eine Genauigkeit von 11 m/s über eine Zeitspanne von 5 Jahren.^[31] Dieses Resultat schließt die Existenz von „Hot Jupiters“ aus. Ebenso kann ein Planet mit mehr als einer Jupitermasse und einer Umlaufzeit von weniger als 15 Jahren ausgeschlossen werden.^[32] Allerdings kann diese Studie keine Planeten ausschließen, deren Umlaufbahn senkrecht auf die Sichtlinie von der Erde steht. Zusätzlich wurde 1999 eine Untersuchung von nahen Sternen durch die „Wide Field and Planetary Camera“ des Hubble Space Teleskops abgeschlossen, die auch die Suche nach schwachen Begleitern von Tau Ceti umfasste. Bis zur Detektionsgrenze des Teleskops konnte jedoch keiner gefunden werden.^[33]

Es kann trotz allem nicht ausgeschlossen werden, dass kleinere Planeten von Erdgröße den Stern umlaufen.^[33] Das Fehlen von „Hot Jupiters“ innerhalb der Lebenszone ist eine wichtige Voraussetzung für die Existenz erdähnlicher Planeten, da diese in einem sternnahen Orbit vermutlich keine stabilen Planetenbahnen zulassen würden. Auch der Nachweis der dicken Geröllscheibe erhöht die Wahrscheinlichkeit auf terrestrische Planeten.^[8][11] Allerdings haben statistische Untersuchungen ergeben, dass Sterne mit geringerer Metallizität wie Tau Ceti eine geringere Wahrscheinlichkeit aufweisen, Planeten zu besitzen.^[34]

Suche nach Leben

Der Terrestrial Planet Finder wird auch Tau Ceti beobachten.

Falls Planeten gefunden werden, könnten in Zukunft Teleskope mit noch höherer Auflösung nach atmosphärischem Wasser und lebensfreundlichen Temperaturen Ausschau halten. Leben sollte sich durch eine atmosphärische Zusammensetzung bemerkbar machen, die für anorganische Prozesse untypisch ist. Beispielsweise kann der hohe Sauerstoffgehalt der Erdatmosphäre als Indikator für Leben angesehen werden.^[35]

Ein solches Teleskop wäre der gegenwärtig in Planung befindliche Terrestrial Planet Finder, der aufgrund seiner hohen optischen Auflösung sowie seiner Fähigkeit, das Licht des Sterns auszublenden, eventuelle Planeten bis herab zu Erdgröße direkt abbilden könnte. Sein Spektroskop soll das Licht solcher Planeten untersuchen und die Zusammensetzung ihrer Atmosphäre feststellen.^[36]

Suche nach intelligentem Leben

Das bislang optimistischste Suchprojekt war das Projekt Ozma, das 1960 für die Suche nach außerirdischer Intelligenz („Search for Extraterrestrial Intelligence“: SETI) Tau Ceti und Epsilon Eridani auf künstliche Radiosignale abhorchte. Es wurde von dem Astronomen Frank Drake geleitet, der die beiden Sterne wegen ihrer Nähe und Sonnenähnlichkeit als Ziele auswählte. Es wurden trotz 200 Beobachtungsstunden keine künstlichen Signale gefunden.^[37] Auch nachfolgende Versuche, Signale von Tau Ceti aufzufangen, verliefen bis heute erfolglos.

Diese fehlgeschlagenen Versuche haben jedoch die Anstrengungen nicht gedämpft, das Tau-Ceti-System weiter auf Biosignaturen zu untersuchen. 2002 erstellten die Astronominnen Margaret Turnbull und Jill Tarter unter der Schirmherrschaft von „Projekt Phoenix“ (einem SETI-Projekt) den „Catalog of Nearby Habitable Systems“ (HabCat). Diese Liste beinhaltet mehr als 17.000 theoretisch bewohnbare Systeme, das sind etwa 10 % der Sterne des zugrunde gelegten Hipparcos-Katalogs.^[38] Im darauffolgenden Jahr wählte Turnbull aus den 5000 Systemen, die der Katalog im Umkreis von 100 Lj. um die Sonne enthielt, die 30 vielversprechendsten aus (unter anderem Tau Ceti). Diese Auswahl wird zur Arbeitsgrundlage für die Radio-Durchmusterungen mit dem Allen Telescope Array gehören.^[39] Sie wählte Tau Ceti auch in den Kreis der fünf geeignetsten Sterne, die mit dem Terrestrial Planet Finder untersucht werden sollen. Sie kommentierte dies mit: „Dies sind Orte, wo ich leben möchte, wenn Gott unseren Planeten um einen anderen Stern setzen würde.“^[40]

Siehe auch

• Astronomische Objekte
• Liste der nächsten Sterne
• Liste der Sterne
• Stern
• Hauptreihe

Weblinks

• Was ist im Tau-Ceti System los?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)
• Object query: tau ceti. In: SIMBAD query result. ULP/CNRS Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Abgerufen am 24. März 2008. (Englisch)
• The Hipparcos and Tycho Catalogues. European Space Agency, 9. Juli 2007. Abgerufen am 24. März 2008. (Englisch, Katalognummer 8102 ins Suchfeld „Hipparcos Identifier“ eintippen)

</ref> ^{[6] [4] [3] [11] [5] [16] [28] [31] [18] [13] [9] [23] [7] [14] [19] [20] [27] [17] [2] [33] [15] [38] [32] [35] [10] [37] [40] [30] [29] [26] [34] [22] [24] [12] [25] [1] [8] [39] [21] [36]}

Anmerkungen

1. ↑ Von Tau Ceti aus würde die Sonne an der diametral entgegengesetzten Seite des Himmels auf den Koordinaten Re13^h 44^m 04^s , De15° 56′ 14″ stehen, also in der Nähe von Tau Bootis. Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt 4,8^M. So erscheint sie aus einer Entfernung von 3,64 Parsec $\begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3{,}64) - 1) = 2{,}6^\mathrm{m}\end{smallmatrix}$ hell.
2. ↑ Dieser Stern könnte auch „nur“ zufällig in fast der gleichen Sichtlinie stehen und tatsächlich viele Lichtjahre von Tau Ceti entfernt sein.
3. ↑ Ob Jupiter jedoch tatsächlich einen Schutz für das innere Sonnensystem bietet oder nicht, ist immer noch ungeklärt. Siehe z. B.: Jupiter: Friend or Foe?
4. ↑ Die Eigenbewegung ist gegeben durch: $\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907{,}79\,\text{mas/Jahr} \end{smallmatrix}$, wobei μ_α und μ_δ die beiden Komponenten der Eigenbewegung in Rektaszension und Deklination und δ die Deklination darstellen.
5. ↑ Die Komponenten der Raumgeschwindigkeit (engl. space velocity) sind: U = +18; V = +29; W = +13. Dies ergibt eine netto Raumgeschwindigkeit von $\begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36{,}5\,\text{km/s.} \end{smallmatrix}$

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b c d e f g h i j k} SIMBAD Query Result: HD 10700 – High proper-motion Star. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Abgerufen am 17. Januar 2008. (Englisch)
2. ↑ ^{a b c d e f} F. P. Pijpers, T. C. Teixeira, P. J. Garcia, M. S. Cunha, M. J. P. F. G. Monteiro, J. Christensen-Dalsgaard: Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti. In: Astronomy & Astrophysics. 401, 2003, S. L15–L18 (doi:10.1051/0004-6361:20030837) (www.aanda.org ; Stand: 17. Januar 2008). 
3. ↑ ^{a b c} E. Di Folco et al.: A near-infrared interferometric survey of debris disk stars. I. Probing the hot dust content around ɛ Eridani and τ Ceti with CHARA/FLUOR. In: Astronomy and Astrophysics. 475, 2007, S. 243–250 (doi:10.1051/0004-6361:20077625) (Stand: 23. Januar 2008). 
4. ↑ ^{a b c d e} N. C. Santos, G. Israelian, R. J. García López, M. Mayor, R. Rebolo, S. Randich, A. Ecuvillon, C. Domínguez Cerdeña: Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?. In: Astronomy and Astrophysics. 427, 2004, S. 1085–1096 (arXiv:astro-ph/0408108v1) (Stand: 17. Januar 2008). 
5. ↑ ^{a b c} S. Baliunas, D. Sokoloff, W. Soon: Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode’s Relation?. In: Astrophysical Journal Letters. 457, 1996, S. L99 (doi:10.1086/309891) (http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ…457L..99B ; Stand: 14. August 2007). 
6. ↑ ^{a b c} E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella, A. Domiciano de Souza, V. Coudé du Foresto, D. Ségransan, P. Morel: VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars. In: Astronomy and Astrophysics. 426, 2004, S. 601–617 (doi:10.1051/0004-6361:20047189) (Komplette PDF ; Stand: 2. April 2008). 
7. ↑ ^{a b} J. C. Hall, G. W. Lockwood: The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars. In: The Astrophysical Journal. 614, 2004, S. 942–946 (doi:10.1086/423926) (Stand: 16. Januar 2008). 
8. ↑ ^{a b c} Tau Ceti. Sol Company. Abgerufen am 25. September 2007. (Englisch)
9. ↑ ^{a b c d e f g h} J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent: The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351, Nr. 3, 2004, S. L54–L58 (doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x) (Stand: 31. Januar 2008). 
10. ↑ ^{a b} C. E. Worley, G. G. Douglass: The Washington Visual Double Star Catalog, 1996.0. In: A & A Supplement series. 125, 1. November 1997, S. 523–523 (http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=I/237 ; „I/237/catalog“ aufrufen, „Tau Ceti“ in Feld „Target Name“ eintippen). 
11. ↑ ^{a b c} Bruce Campbell, G. A. H. Walker: A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars. In: Astrophysical Journal. 331, 15.. August 1988, ISSN 0004-637X, S. 902–921 (http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ…331..902C ; Stand: 24. September 2007). 
12. ↑ ^{a b} H-K Project: Overview of Chromospheric Activity. Mount Wilson Observatory. Abgerufen am 15. November 2006. (Englisch)
13. ↑ ^{a b c} D. F. Gray, S. L. Baliunas: The activity cycle of tau Ceti. In: Astrophysical Journal. 427, Nr. 2, 1994, S. 1042–1047 (doi:10.1086/174210). 
14. ↑ ^{a b} Jeffrey C. Hall, G. W. Lockwood, Erika L. Gibb: Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples. In: Astrophysical Journal. 442, Nr. 2, 1995, S. 778–793 (doi:10.1086/175483). 
15. ↑ ^{a b c} G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois, F. Thevenin, E. Friel, M. Mermilliod, S. Borde: A catalogue of Fe/H determinations – 1991 edition. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 95, Nr. 2, 1991, ISSN 0365-0138, S. 273–336 (http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&AS…95..273C ; Stand: 14. August 2007). 
16. ↑ ^{a b} G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari: Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 296, Nr. 4, 1999, S. 1045–1056 (http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..7185C ; Stand: 14. August 2007). 
17. ↑ ^{a b} C. Flynn, O. Morell: Metallicities and kinematics of G and K dwarfs. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286, Nr. 3, 1997, S. 617–625 (http://adsabs.harvard.edu/abs/1996astro.ph..9017F ; Stand: 14. August 2007). 
18. ↑ ^{a b} P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin, D. Sokoloff, W. Soon: Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations. In: The Astrophysical Journal. 483, Nr. 1, 1997, S. 426–434 (doi:10.1086/304206) (Stand: 14. August 2007). 
19. ↑ ^{a b} Philip G. Judge, Steven H. Saar: The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective. In: The Astrophysical Journal. 663, Nr. 1, 18. Juli 1995, S. 643–656 (doi:10.1086/513004) (Stand: 14. August 2007). 
20. ↑ ^{a b} Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson, Thomas R. Ayres: 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). In: The Astrophysical Journal. 609, Nr. 1, 2004, S. 392–406 (doi:10.1086/421044) (Stand: 16. Januar 2008). 
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