تاو قيطس
تاو سيتي أو ت سيتي (بالإنجليزية: Tau Ceti) هو نجم في مجموعة سيتيس يماثل حجم الشمس ويبعد عن الأرض 12 سنة ضوئية.
| تاو قيطس | |
|---|---|
  تاو قيطس (100x100) تاو قيطس في الدائرة الحمراء
| |
| معلومات الرصد حقبة J2000 اعتدالان J2000 |
|
| كوكبة | قيطس |
| مطلع مستقيم | 01سا 44د 04.0829ث[1] |
| الميل | −15° 56′ 14.928″[1] |
| القدر الظاهري (V) | 3.50 ± 0.01[2] |
| الخصائص | |
| نوع الطيف | G8.5 V[1] |
| U−B مؤشر اللون | +0.21[1] |
| B−V مؤشر اللون | +0.72[1] |
| نوع التغير | None |
| القياسات الفلكية | |
| السرعة الشعاعية (Rv) | −16.4[1] كم/ث |
| الحركة الخاصة (μ) | −1721.94[1]854.17[1] |
| التزيح (π) | 273.96 ± 0.17 د.ق |
| البعد | 11٫905 ± 0٫007 س.ض (3٫650 ± 0٫002 ف.ف) |
| القدر المطلق (MV) | 5.69 ± 0.01[2] |
| تفاصيل | |
| كتلة | 0.783 ± 0.012[2] ك☉ |
| نصف قطر | 0.793 ± 0.004[2] نق☉ |
| إضاءة | 0.52 ± 0.03[3] ض☉ |
| إضاءة (مرئي , ض م) | 0.45<From knowing the absolute visual magnitude of Tau Ceti, , and the absolute visual magnitude of the Sun, , the visual luminosity of Tau Ceti can therefore be calculated: </ref> ض☉ |
| جاذبية سطحية (log g) | 4.4[4] سم.غ.ثا |
| درجة الحرارة | 5,344 ± 50[5] ك |
| معدنية | 28±3% Sun |
| معدنية [Fe/H] | −0.55±0.05 dex |
| دوران | 34 days[6] |
| عمر | 5.8[7] ج.سنة |
| تسميات اخرى | |
| قاعدة بيانات المراجع | |
| سيمباد | بيانات |
| ARICNS | بيانات |
تعديل مصدري - تعديل  | |
في التاسع عشر من ديسمبر 2012 عثر فريق دولى من العلماء على كوكب يرجحون أنه صالح للعيش يدور في نظام شمسى قريب من نظامنا، وذلك حسبما ذكر العلماء في مجلة «استرونومى اند أستروفيزكس» المتخصصة في الأبحاث الفلكية.
واكتشف الباحثون أن هذا الكوكب الذي يدور في فلك نجم تاو سيتى أو تاو قيطس في كوكبة قيطس بطريق المصادفة أثناء اختبارهم لطريقة جديدة للتحليل.
ويرجح الباحثون أن يكون لهذا النجم خمسة كواكب تدور حوله تتراوح كتلتها بين ضعف كتلة الأرض إلى ستة أضعافها.
وأوضح الباحثون تحت إشراف ميكو تومى من جامعة هارتفوردشاير البريطانية أن أحد هذه الكواكب يدور حول نجمه على مسافة تسمح بالحياة، وهي المسافة التي يكون فيها الماء سائلا.
وأكد الباحثون أن نجم تاو قيطس قيطس هو أقرب نجم للشمس شبيه لها، وأنه يبعد عن النظام الشمسى نحو 12 سنة ضوئية ويمكن رؤيته بالعين المجردة.
وكان الباحثون بصدد اختبار طريقة تحليلية جديدة ذات حساسية أكبر للكواكب الصغيرة الموجودة في النجوم الأخرى.
تسمية
عدلاسم «تاو قيطس» موجود في فهرس باير، الذي أنشئ سنة 1603 من طرف الفلكي الألماني يوهان باير ، وله اسم Durre Menthor في فهرس النجوم في Calendarium ، و له الاسم العربي القديم Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt) منذ سنة 1650 .
كواكب
عدلفي 19 ديسمبر 2012، تم رصد خمسة كواكب تدور حول تاو قيطس. احجامها يتراوح من ضعف كتلة الأرض إلى ستة أضعاف و فترة مدارهم من 14 إلى 640 يوم . واحد منهم له اسم مؤقت (تاو قيطس E) يدور في مداره الذي يبعد نصف المسافة بين الأرض و الشمس ، و بما أن النجم يشع 52٪ اقل من الشمس والمسافة بينه و بين الكوكب قدرها 0.552 وحدة فلكية ، فإن الكوكب يتعرض لكمية إشعاع أعلى من الأرض 1.71 ضعف ، وللمقارنة (كوكب الزهرة يتعرض 1.91 مرة ). ومع ذلك الكوكب يصفه الباحثين على أنه في المنطقة القابلة للحياة .
| رفيق (بترتيب النجوم) |
كتلة | نصف محور (AU) |
الفترة المدارية (يوم) |
انحراف | ميلان | نق
|
|---|---|---|---|---|---|---|
| Tau Ceti b | >2.00 ± 0.80 م⊕ | 0.105 ± 0.006 | 13.965 ± 0.024 | 0.16 ± 0.22 | — | — |
| Tau Ceti c | >3.1 ± 1.40 م⊕ | 0.195 ± 0.011 | 35.362 ± 0.106 | 0.03 ± 0.28 | — | — |
| Tau Ceti d | >3.60 ± 1.7 م⊕ | 0.374 ± 0.02 | 94.11 ± 0.7 | 0.08 ± 0.26 | — | — |
| Tau Ceti e | >4.30 ± 2.1 م⊕ | 0.552 ± 0.03 | 168.12 ± 2.32 | 0.05 ± 0.22 | — | — |
| Tau Ceti f | >6.6 ± 3.5 م⊕ | 1.35 ± 0.09 AU | 642 ± 37 | 0.03 ± 0.26 | — | — |
| قرص الحطام | 35–50 (او 2+8 −1–55+5 −5) وف |
35±10° | — | |||
و صلات خارجية
عدلمراجع
عدل- ^ ا ب ج د ه و ز ح "LHS 146 – High proper-motion Star". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. مؤرشف من الأصل في 2018-08-08. اطلع عليه بتاريخ 2009-01-14.
- ^ ا ب ج د Teixeira, T. C.؛ Kjeldsen, H.؛ Bedding, T. R.؛ Bouchy, F.؛ Christensen-Dalsgaard, J.؛ Cunha, M. S.؛ Dall, T.؛ وآخرون (يناير 2009). "Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti". Astronomy and Astrophysics. ج. 494 ع. 1: 237–242. arXiv:0811.3989. Bibcode:2009A&A...494..237T. DOI:10.1051/0004-6361:200810746.
- ^ Pijpers, F. P. (2003). "Selection criteria for _targets of asteroseismic campaigns". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ج. 400 ع. 1: 241–248. arXiv:astro-ph/0303032. Bibcode:2003A&A...400..241P. DOI:10.1051/0004-6361:20021839.
- ^ de Strobel؛ G. Cayrel؛ Hauck, B.؛ François, P.؛ Thevenin, F.؛ Friel, E.؛ Mermilliod, M.؛ وآخرون (1991). "A catalogue of Fe/H determinations". Astronomy and Astrophysics Supplement Series (ط. 1991). ج. 95 ع. 2: 273–336. Bibcode:1992A&AS...95..273C.
- ^ Santos, N. C.؛ Israelian, G.؛ García López, R. J.؛ Mayor, M.؛ Rebolo, R.؛ Randich, S.؛ Ecuvillon, A.؛ وآخرون (2004). "Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?". Astronomy and Astrophysics. ج. 427 ع. 3: 1085–1096. arXiv:astro-ph/0408108. Bibcode:2004A&A...427.1085S. DOI:10.1051/0004-6361:20040509.
- ^ Baliunas, S.؛ Sokoloff, D.؛ Soon, W. (1996). "Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 457 ع. 2: L99. Bibcode:1996ApJ...457L..99B. DOI:10.1086/309891.
- ^ Mamajek, Eric E.؛ Hillenbrand, Lynne A. (نوفمبر 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 687 ع. 2: 1264–1293. arXiv:0807.1686. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. DOI:10.1086/591785.
- ^ Lawler، S. M.؛ وآخرون (2014). "The debris disc of solar analogue τ Ceti: Herschel observations and dynamical simulations of the proposed multiplanet system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 444 ع. 3: 2665. arXiv:1408.2791. Bibcode:2014MNRAS.444.2665L. DOI:10.1093/mnras/stu1641.
