تاو قيطس

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
تاو قيطس
Location of Tau Ceti
Location of Tau Ceti
تاو قيطس (100x100)

تاو قيطس في الدائرة الحمراء
معلومات الرصد
حقبة J2000      اعتدالان J2000
كوكبة قيطس
مطلع مستقيم 01سا 44د 04.0829ثا[1]
الميل ‏14.928″ 56′ ‎−15°[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) م.م: −1721.94[1] د.ق/سن
م.ف: 854.17[1] د.ق/سن
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
ضياء 0.52 ± 0.03[3] ض
ضياء (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 (فلك) 28±3% Sun
معدنية (فلك) [Fe/H] −0.55±0.05 dex
دوران 34 days[6]
عمر 5.8[7] ج.سنة
تسميات اخرى
{{{تسميات}}}
قاعدة بيانات المراجع
سیمباد بيانات
ARICNS بيانات
موقع النجم تاو سيتي τ Ceti في كوكبة قيطس.

تاو سيتي أو ت سيتي (بالإنجليزية: Tau Ceti ) هو نجم في مجموعة سيتيس يماثل حجم الشمس ويبعد عن الأرض 12 سنة ضوئية.

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، وهى 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[عدل]

اسم "تاو قيطس" موجود في فهرس باير، الذي أنشئ سنة 1603 من طرف الفلكي الألماني يوهان باير ، وله إسم Durre Menthor في فهرس النجوم في Calendarium ، و له الاسم العربي القديم Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt) منذ سنة 1650 .

كواكب[عدل]

في 19 ديسمبر 2012، تم رصد خمسة كواكب تدور حول تاو قيطس. احجامها يتراوح من ضعف كتلةالأرض الى ستة أضعاف و فترة مدارهم من 14 الى 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 .

النظام الكوكبي تاو قيطس [8]
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+8−155+5−5) وف 35±10°

و صلات خارجية[عدل]

مراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث ج ح خ د "LHS 146 – High proper-motion Star". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. اطلع عليه بتاريخ 2009-01-14. 
  2. ^ أ ب ت ث Teixeira, T. C.؛ Kjeldsen, H.؛ Bedding, T. R.؛ Bouchy, F.؛ Christensen-Dalsgaard, J.؛ Cunha, M. S.؛ Dall, T. et al. (January 2009). "Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti". Astronomy and Astrophysics 494 (1): 237–242. arXiv:0811.3989. Bibcode:2009A&A...494..237T. doi:10.1051/0004-6361:200810746. 
  3. ^ Pijpers, F. P. (2003). "Selection criteria for targets of asteroseismic campaigns". Astronomy and Astrophysics 400 (1): 241–248. arXiv:astro-ph/0303032. Bibcode:2003A&A...400..241P. doi:10.1051/0004-6361:20021839. 
  4. ^ de Strobel؛ G. Cayrel؛ Hauck, B.؛ François, P.؛ Thevenin, F.؛ Friel, E.؛ Mermilliod, M. et al. (1991). "A catalogue of Fe/H determinations". Astronomy and Astrophysics Supplement Series (الطبعة 1991) 95 (2): 273–336. Bibcode:1992A&AS...95..273C. 
  5. ^ Santos, N. C.؛ Israelian, G.؛ García López, R. J.؛ Mayor, M.؛ Rebolo, R.؛ Randich, S.؛ Ecuvillon, A. et al. (2004). "Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?". Astronomy and Astrophysics 427 (3): 1085–1096. arXiv:astro-ph/0408108. Bibcode:2004A&A...427.1085S. doi:10.1051/0004-6361:20040509. 
  6. ^ 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. 
  7. ^ Mamajek, Eric E.؛ Hillenbrand, Lynne A. (November 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics". The Astrophysical Journal 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. doi:10.1086/591785. 
  8. ^ Lawler، S. M. et al. (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 444 (3): 2665. arXiv:1408.2791. Bibcode:2014MNRAS.444.2665L. doi:10.1093/mnras/stu1641. 
Space stub.gif
هذه بذرة مقالة عن الفضاء الخارجي بحاجة للتوسيع. شارك في تحريرها.