Перегляд вихідного коду сторінки Тау Кита

{{Otheruses|Тау}}
{{Універсальна картка}}
'''τ Кита''' ('''тау Кита''', '''τ Ceti''')&nbsp;— [[Аналоги Сонця|сонцеподібна зоря]], розташована в [[Кит (сузір'я)|сузір'ї Кита]]. Відстань до неї від Сонячної системи&nbsp;— трохи менше 12 [[Світловий рік|світлових років]]; тобто це одна з [[Найближчі зорі|найближчих до нас зір]].

== Характеристики ==
Зоря дещо менша Сонця за розмірами: її маса становить 0,783 [[Маса Сонця|сонячної]], а радіус&nbsp;— 0,79 [[Радіус Сонця|сонячного]]. Спектр τ Кита показує низьку [[металічність]]. Спостереження виявили наявність у системі τ Кита пилу в кількості, що вдесятеро перевищує кількість пилу в [[Сонячна система|Сонячній системі]]. Зоря порівняно стабільна, з незначними коливаннями блиску.

Завдяки своїй стабільності й подібності до Сонця τ Кита була вибрана об'єктом для пошуків [[Позаземне життя|позаземного розуму]] шляхом прослуховування в радіодіапазоні (проєкт [[SETI]]). З цієї ж причини вона часто згадується в [[Наукова фантастика|науково-фантастичній літературі]] й фольклорі<ref group="Прим.">Зокрема, [[Висоцький Володимир Семенович|Володимир Висоцький]] написав відому жартівливу пісню «В далёком созвездии Тау Кита»</ref>.

У τ Кита немає власної назви<ref  group="Прим.">[[Позначення Баєра|Позначення зорі за Байєром]]&nbsp;— τ Ceti, де: <br/>τ&nbsp;— [[Тау (літера)|маленька грецька літера «тау»]]; <br/>''Ceti''&nbsp;— присвійна форма від {{lang-la|Cetus}} (Кит).</ref>, іноді її називають {{lang-la|Durre Menthor}}<ref name="Book_of_Astronomy"/>. 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 [[видима зоряна величина|зоряною величиною]] 2,6 у [[Волопас (сузір'я)|сузір'ї Волопаса]].

== Рух ==
Тау Кита вважається зорею з великим [[Власний рух|власним рухом]]: зсув упродовж одного року становить трохи менше двох [[Кутова секунда|кутових секунд]]<ref group="Прим.">Повний власний рух:<br/>
<math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907.79\,\text{mas/y} \end{smallmatrix}</math>
де ''&mu;<sub>&alpha;</sub>'' та ''&mu;<sub>&delta;</sub>''&nbsp;— компоненти власного руху за прямим піднесенням та схиленням відповідно, а ''&delta;''&nbsp;— схилення. Див.:<br/>
{{cite web | last = Majewski | first = Steven R. | date = 2006 | url = http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | title = Stellar Motions | publisher = University of Virginia | accessdate = 2007-09-27 | archiveurl = https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html | archivedate = 2012-01-25 | deadurl = yes }} {{Webarchive|url=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |date=2012-01-25 }}</ref>. Щоб вона змінила своє положення на один градус, знадобиться близько двох тисяч років. Великий власний рух&nbsp;— ознака близькості до Сонця<ref>{{cite web
 | last=Reid
 | first=Neill
 | date=February 23, 2002
 | url=http://www-int.stsci.edu/~inr/nstars2.html
 | title=Meeting the neighbours: NStars and 2MASS
 | publisher=Space Telescope Science Institute
 | accessdate=2006-12-11
 | archive-date=20 лютого 2007
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20070220181325/http://www-int.stsci.edu/~inr/nstars2.html
 }}</ref>.

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 [[Альфа Центавра|α Центавра]] A)<ref>
{{cite web
 | last=Henry
 | first=Todd J.
 | date=October 1, 2006
 | url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm
 | title=The One Hundred Nearest Star Systems
 | publisher=Research Consortium on Nearby Stars
 | accessdate=2006-12-11
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20061128221321/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm
 | archivedate=2006-11-28
 | deadurl=yes
 }}
</ref>.

[[Променева швидкість]] τ Кита становить близько −17&nbsp;км/с. Від'ємність цієї величини означає, що вона наближається до Сонця<ref>{{cite journal
 | author=Butler, R. P.
 | author2=Marcy, G. W.
 | author3=Williams, E.
 | author4=McCarthy, C.
 | author5=Dosanjh, P.
 | author6=Vogt, S. S.
 | title=Attaining Doppler Precision of 3 M s-1
 | journal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
 | date=1996 | volume=108 | pages=500
 | bibcode=1996PASP..108..500B  | doi = 10.1086/133755 }}</ref>.

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&nbsp;км/с<ref group="Прим.">Просторові компоненти швидкості: U = +18; V = +29, and W = +13. Таким чином, загальна швидкість становить:<br/><math>\begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36.5\,\text{км/с.} \end{smallmatrix}</math></ref>. Цей результат можна використати для розрахунку орбіти τ Кита в [[Чумацький Шлях|Чумацькому Шляху]]: її середня відстань від центра галактики становить 9,7 кіло[[парсек]]а (32&nbsp;000 світлових років), [[ексцентриситет]] орбіти&nbsp;— 0,22<ref name=Mello>{{cite journal
 | author=Porto de Mello, G. F.
 | author2=del Peloso, E. F.
 | author3=Ghezzi, L.
 | title=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun
 | journal=[[Astrobiology (journal)|Astrobiology]] | date=2006 | volume=6
 | issue=2 | pages=308–331
 | doi= 10.1089/ast.2006.6.308
 | pmid=16689649 | bibcode=2006AsBio...6..308P|arxiv = astro-ph/0511180 }}</ref>.

== Фізичні властивості ==

[[Файл:Compare sun tau ceti.png|left|thumb|320px|Сонце (ліворуч) більше й дещо гарячіше від τ Кита (праворуч).]]

Наразі вважається, що τ Кита&nbsp;— це одиночна зоря. В оптичному діапазоні спостерігався також тьмяний супутник із зоряною величиною 13,1. Станом на 2000&nbsp;р. він перебував на відстані 137 кутових секунд. Існує ймовірність, що вони гравітаційно пов'язані, але, імовірно, це лише [[Подвійна зоря#Візуально-подвійні зорі|візуальна близькість]]<ref name="kaler_stars_tauceti">{{cite web|last1=Kaler|first1=James|title=Tau Ceti|url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/taucet.html|website=Stars|publisher=University of Illinois|accessdate=27 липня 2015|archive-date=7 лютого 2015|archive-url=https://web.archive.org/web/20150207171144/http://stars.astro.illinois.edu///sow//taucet.html}}</ref><ref name="wds">{{cite web|title=00-06 hour section|url=http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html|website=Washington Double Star Catalog|publisher=United States Naval Observatory|accessdate=27 липня 2015|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110816042149/http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html|archivedate=16 серпня 2011|deadurl=yes}}</ref><ref name="Pijpers2003">{{cite journal
 | last=Pijpers | first=F. P.
 | last2=Teixeira | first2=T. C.
 | last3=Garcia | first3=P. J.
 | last4=Cunha | first4=M. S.
 | last5=Monteiro | first5=M. J. P. F. G.
 | last6=Christensen-Dalsgaard | first6=J. | authorlink6=Jørgen Christensen-Dalsgaard
 | date=2003 | title= Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti
 | journal=Astronomy & Astrophysics | volume=401 | issue=1 | pages= L15–L18
 | accessdate= 2007-09-24 | doi= 10.1051/0004-6361:20030837 | bibcode=2003A&A...406L..15P}}</ref>.

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 [[Еволюція зір|еволюції зір]]. Утім, за допомогою астрономічного [[інтерферометр]]а вимірювання радіуса зорі можна здійснити безпосередньо з точністю 0,5&nbsp;%<ref name="aaa494">{{cite journal
 | display-authors=7
 | author=Teixeira, T. C.
 | author2=Kjeldsen, H.
 | author3=Bedding, T. R.
 | author4=Bouchy, F.
 | author5=Christensen-Dalsgaard, J.
 | author5-link=Jørgen Christensen-Dalsgaard
 | author6=Cunha, M. S.
 | author7=Dall, T.
 | author8=Frandsen, S.
 | author9=Karoff, C.
 | author10=Monteiro, M. J. P. F. G.
 | author11=Pijpers, F. P.
 | title=Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti
 | journal=Astronomy and Astrophysics | issue=1
 |date=January 2009 | pages=237–242
 | doi=10.1051/0004-6361:200810746
 | volume=494 | bibcode=2009A&A...494..237T|arxiv = 0811.3989 }}</ref>, 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&nbsp;% сонячного<ref name="aaa494"/>. Саме такий розмір має мати зоря з масою, дещо меншою від сонячної<ref name="aa426">{{cite journal
 | display-authors=7
 | author=Di Folco, E.
 | author2=Thévenin, F.
 | author3=Kervella, P.
 | author4=Domiciano de Souza, A.
 | author5=du Foresto
 | author6=V. Coudé
 | author7=Ségransan, D.
 | author8=Morel, P.
 | title=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | date=2004 | volume=426
 | issue=2 | pages=601–617
 | bibcode=2004A&A...426..601D
 | doi=10.1051/0004-6361:20047189 }}</ref>.

== Обертання ==
[[Період обертання]] τ Кита було визначено на основі періодичних змін у класичних лініях поглинання H та K однократно іонізованого кальцію&nbsp;— ''Ca II''. Ці лінії тісно пов'язані з магнітною активністю поверхні<ref>{{cite web
 | url = http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/
 | title = H-K Project: Overview of Chromospheric Activity
 | publisher = Mount Wilson Observatory
 | accessdate = 2006-11-15
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20060831111152/http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/
 | archivedate = 2006-08-31
 | deadurl = yes
 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060831111152/http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/ |date=2006-08-31 }}</ref>, 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<ref name="ApJL457">{{cite journal
 | author =Baliunas, S.
 | author2 =Sokoloff, D.
 | author3 =Soon, W.
 | title=Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?
 | journal=[[Astrophysical Journal Letters]] | date=1996
 | volume=457
 | issue =2 | pages=L99
 | bibcode=1996ApJ...457L..99B | doi=10.1086/309891 }}</ref>. 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&nbsp;км/с. Відносно низькі величини швидкості обертання можуть бути свідченням того, що ми бачимо τ Кита майже з полюса<ref name=Gray1994>{{cite journal
 | author=Gray, D. F.
 | author2=Baliunas, S. L.
 | title=The activity cycle of tau Ceti
 | journal=[[Astrophysical Journal]]
 | date=1994 | volume=427 | issue=2 | pages=1042–1047
 | bibcode=1994ApJ...427.1042G
 | doi = 10.1086/174210 }}
</ref><ref>{{cite journal
 | author = Hall, J. C.
 | author2 = Lockwood, G. W.
 | author3 = Gibb, E. L.
 | title=Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples
 | journal=Astrophysical Journal
 | date=1995 | volume=442 | issue=2 | pages=778–793
 | bibcode=1995ApJ...442..778H
 | doi=10.1086/175483 }}</ref>.

== Планетна система ==
[[Ефект Доплера|Доплерівські вимірювання]] коливань [[Променева швидкість|променевої швидкості]] зорі станом на 2012 рік не виявили навколо неї супутників із масами, що перевищують маси [[коричневий карлик|коричневих карликів]]. У грудні 2012 року група астрономів із Великої Британії, [[Чилі]], [[Сполучені Штати Америки|США]] та Австралії оголосила про виявлення п'яти [[Екзопланета|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 [[маса Землі|мас Землі]] відповідно. Планета '''τ Кита e''' з масою 4,3 маси Землі перебуває в так званій [[зона, придатна для життя|зоні, придатній для життя]]&nbsp;— на її поверхні вода може існувати в рідкому стані, а отже, можуть бути умови для існування живих організмів, можливо навіть розумних<ref name="Tuomi2012"/><ref>{{cite web|url=https://kosmos-x.net.ru/news/u_zvezdy_tau_kita_obnaruzhili_pjat_ehkzoplanet/2012-12-20-1892|title=У звезды Тау Кита обнаружили пять экзопланет|work=Новости про космос и НЛО|date=20.12.2012 11:34|accessdate=null|archive-date=3 серпня 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20180803104238/https://kosmos-x.net.ru/news/u_zvezdy_tau_kita_obnaruzhili_pjat_ehkzoplanet/2012-12-20-1892}}</ref>. Трохи пізніше було висловлене припущення, що й планета '''τ Кита f''', найвіддаленіша від зорі, теж може бути придатною для життя<ref>{{cite web |url=http://phl.upr.edu/press-releases/twonearbyhabitableworlds |title=Two Nearby Habitable Worlds? - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo |publisher=Phl.upr.edu |accessdate=2014-01-08 |archive-date=8 березня 2021 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210308051741/http://phl.upr.edu/press-releases/twonearbyhabitableworlds }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20121222173411/http://phl.upr.edu/press-releases/twonearbyhabitableworlds |date=2012-12-22 }}</ref>.

Для підтвердження існування цих планет необхідні незалежні спостереження іншими астрономами<ref>{{Cite web |url=http://ria.ru/science/20121219/915371321.html |title=У звезды Тау Кита найдены 5 планет, в том числе потенциально обитаемая |accessdate=24 серпня 2015 |archive-date=17 листопада 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20151117023006/http://ria.ru/science/20121219/915371321.html }}</ref>. Якщо наявність планет у τ Кита підтвердиться, її планетна система буде третьою за віддаленістю від Сонця — після за [[Альфа Центавра|α Центавра]] (4,3 св. року) й [[Епсилон Ерідана|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 [[астероїд]]ами й [[комета]]ми, 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:
{| class="wikitable sortable"
! [[Планета|Назва планети]]
! [[Масса]] <br/><small>([[Земля|''M''<sub>⊕</sub>]])</small>
! [[Сидеричний період|Період обертання]] <br/><small>([[День|днів]])</small>
! [[Орбіта|Велика піввісь <br/>орбіти]] <small>([[Астрономічна одиниця|а.&nbsp;е.]])</small>
! [[Ексцентриситет|Ексцентриситет <br/>орбіти]]
|-
| <s>τ Кита b (HD 10700 b)</s>
| 2,0
| 13,9
| 0,105
| 0,16
|-
| [[τ Кита g]] (HD 10700 g)
| 1,75
| 20,00
| 0,133
| 0,06
|-
| <s>τ Кита c (HD 10700 c)</s>
| 3,1
| 35,4
| 0,195
| 0,03
|-
| [[τ Кита h]] (HD 10700 h)
| 1,83
| 49,41
| 0,243
| 0,23
|-
| <s>τ Кита d (HD 10700 d)</s>
| 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 ==
Найближчим сусідом τ Кита є одиночна зоря [[YZ Кита]]&nbsp;— їх розділяє лише 1,6 світлового року<ref name="hipparcos">{{cite web | url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&recno=5631 | title=HIP 5643 | work=Hipparcos, the New Reduction | author=van Leeuwen, F. | year=2007 | accessdate=2010-08-22 | archive-date=3 березня 2016 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160303191907/http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I%2F311%2Fhip2&recno=5631 }}</ref>. До зорі [[Лейтен 726-8]]&nbsp;— 3,2 св. року, до зорі [[Епсилон Ерідана]]&nbsp;— 5,5 св. року.

== Див. також ==
* [[Найближчі зорі]]

== Примітки ==
{{примітки|group="Прим."}}

== Джерела ==
{{reflist|refs=
<ref name="Book_of_Astronomy">{{cite book
 | author=Moore, Patrick; Rees, Robin | year=2011
 | page=408 | title=Patrick Moore's Data Book of Astronomy
 | publisher=Cambridge University Press
 | edition=2nd | isbn=0-521-89935-4
 | url=http://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA408
 | accessdate=2018-07-03
}}</ref>
<ref name="Tuomi2012">{{cite journal| arxiv=1212.4277| bibcode = 2012yCat..35510079T |doi = 10.1051/0004-6361/201220509 | year=2013| title = Signals embedded in the radial velocity noise | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 551 | pages = A79 | last1 = Tuomi | first1 = M | last2 = Jones | first2 = H. R. A | last3 = Jenkins | first3 = J. S | last4 = Tinney | first4 = C. G | last5 = Butler | first5 = R. P | last6 = Vogt | first6 = S. S | last7 = Barnes | first7 = J. R | last8 = Wittenmyer | first8 = R. A | last9 = o'Toole | first9 = S | last10 = Horner | first10 = J | last11 = Bailey | first11 = J | last12 = Carter | first12 = B. D | last13 = Wright | first13 = D. J | last14 = Salter | first14 = G. S | last15 = Pinfield | first15 = D }}</ref>
}}

[[Категорія:Зорі головної послідовності спектрального класу G]]
[[Категорія:Найближчі зорі]]
[[Категорія:Кит (сузір'я)]]
[[Категорія:Об'єкти з каталогу Генрі Дрепера]]
[[Категорія:Об'єкти HIP]]
[[Категорія:Об'єкти з каталогу яскравих зір (HR)]]
[[Категорія:Об'єкти каталогів Глізе та Gliese-Jahreiß]]
[[Категорія:Навколозоряні диски]]