Tau Ceti

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Tau Ceti
část souhvězdí Velryby s hvězdou Tau Ceti (hvězda s modrou aurou)
Astrometrická data
Ekvinokcium J2000.0
Souhvězdí Velryba (Cetus)
Rektascenze 1h 44m 04,083s[1]
Deklinace -15°56΄14,93΄΄

[1]

Paralaxa 0,2742[1]
Vzdálenost 11,90±0,03 ly
(3,647±0,011 pc)
Barevný index (U-B) 0,72[1]
Barevný index (B-V) +0,22[1]
Zdánlivá hvězdná velikost (V) +3,50[1]m
Absolutní hvězdná velikost (V) 5,69m


Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnosti není
Spektrální typ G8V[1]
Hmotnost 0,77[2] M
Poloměr 0,816 ± 0,013[3] R
Zářivý výkon (V) 0,52 ± 0,03[2] L
Povrchová teplota 5 344 ± 50 K[4] K
Stáří 10 miliard let[3]
Rotační perioda 34 dní[5]


Další označení
Henry Draper Catalogue HD 10700
Bonner Durchmusterung BD -16° 295
Bright Star Katalog HR 509
SAO katalog SAO 147986[1]
Katalog Hipparcos HIP 8102
Bayerovo označení τ Cet
Flamsteedovo označení 52 Cet

Tau Ceti ([taʊ ˈʦeːti] IPA (τ Ceti, zkráceně: τ Cet) je 11,9 světelných let vzdálená žlutá hvězda hlavní posloupnostisouhvězdí Velryby. Z pohledu ze Země je po alfě Centauri A druhá nejbližší hvězda podobná Slunci (anglicky solar analog)[6] spektrální třídy G8V.

Hvězda nemá žádné tradiční jméno. Název Tau Ceti je pojmenování podle Bayerova označení hvězd. Tau (τ) je písmeno řecké abecedy, Ceti znamená příslušnost ke souhvězdí Velryby (latinsky Cetus).

Tau Ceti je ze Země vidět pouhým okem jako slabá hvězda třetí magnitudy. Při pohledu od Tau Ceti směrem k Zemi by bylo pouhým okem vidět Slunce jako jasnější hvězda v souhvězdí Pastýře.[A 1] Podobně jako u Slunce je většina nejbližších hvězd červenými trpaslíky spektrální třídy M, a jsou pouhým okem neviditelné. Nejbližší hvězda u Tau Ceti je 1,6 světelného roku vzdálená YZ Ceti.[7] Druhá nejbližší hvězda, Luyten 726-8 je od Tau Ceti vzdálená 3,19 světelných let.

Hvězda Tau Ceti byla cílem hledání mimozemské inteligence v rámci programu SETI. Do dnešní doby však nebyl pomocí astrometrických metod a změn radiální rychlosti hvězdy žádný průvodce hvězdy nalezen. Dnešními metodami lze však vyloučit přítomnost hnědého trpaslíka. Hvězda má menší metalicitu než Slunce a je proto malá pravděpodobnost v její blízkosti najít kamenné planety zemského typu. Hvězda má ve svém okolí 12 krát více materiálu než Slunce, materiálu pro tvorbu planet je tedy v jejím okolí dostatek.[8] Prachový prstenec kolem Tau Ceti musí mimo jiné obsahovat asteroidy a komety. Z tohoto důvodu by měla být hypotetická planeta vystavena zásahům asteroidů a komet více než Země. Přítomnost velkého množství asteroidů nemá příznivý vliv na případný život u Tau Ceti, ale její podobnost se Sluncem vzbudila celosvětový zájem.

Fyzikální vlastnosti[editovat | editovat zdroj]

Porovnání velikosti Slunce a Tau Ceti, Slunce vlevo

Tau Ceti je s velkou pravděpodobností osamocená hvězda. Ve vzdálenosti 10,8 obloukových vteřin od ní se ale nachází slabá hvězda o hvězdné velikosti 13,1 magnitudy,[9] která by s ní mohla být gravitačně vázaná.[2][A 2]

Tau Ceti je hvězda spektrální třídy G stejně jako Slunce, ale se spektrální třídou G8 je pozdějším typem hvězdy než Slunce se spektrální třídou G2. Tento rozdíl je dán oproti Slunci nižší povrchovou teplotou hvězdy 5070 °C (5344±50K).[4] Obě hvězdy patří do hlavní posloupnosti třídy svítivosti V. Nachází se ve stabilní fázi přeměny vodíku termojadernou fúzí na helium. Rozdíly ve fyzikálních vlastnostech hvězd jsou dány především jejich rozdílnou hmotností, což také odráží jejich umístění blízko linie takzvané hlavní posloupnosti na Hertzsprungově-Russellově diagramu. Hmotnost Tau Ceti má 0,77 hmotnosti Slunce.[2] Hvězda stráví na hlavní posloupnosti 12 miliard let, tedy o miliardu let déle než Slunce.[10][11]


Při astrometrickém radiálním měření rychlosti hvězdy nebyli na blízké oběžné dráze hvězdy zjištěni žádní průvodci typu horkých Jupiterů.[12]

Většina fyzikálních vlastností hvězdy byla zjištěna spektroskopickým měřením. Porovnáním spektra hvězdy s počítačovými modely byla zjištěna hmotnost, stáří, poloměr a svítivost hvězdy. Astronomickými interferometry byl změřen průměr Tau Ceti. Při měření se využila dlouhá základna, aby bylo možno měřit i velmi malé úhlové vzdálenosti (mnohem menší než je možné měřit klasickými teleskopy. Průměr Tau Ceti je 77,3% (±0,02) průměru Slunce, což odpovídá velikosti, která se také od hvězdy s 0,75 hmotnosti Slunce očekává.[13]

Rotace[editovat | editovat zdroj]

Doba otočky kolem vlastní osy Tau Ceti byla změřena pravidelně se opakujícími změnami emisí ve spektrálních čarách H a K jednou ionizovaného vápníku (Ca II). Spektrální čáry světla hvězdy jsou ovlivněny magnetickou aktivitou povrchu hvězdy, odchylky odpovídají času, který aktivní oblasti hvězdy potřebují pro jednu otočku kolem hvězdy. Tímto způsobem byla určena doba rotace Tau Ceti na 34 dní.[5]

Rychlost rotace hvězdy ovlivňuje na základě Dopplerova jevu šířku spektrálních čar ve spektru hvězdy. Měřením šířky linie ve směru pozorovatele zjistíme složku rotační rychlosti. Pro Tau Ceti je:

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

Rychlost rotace na rovníku je v_{\text{eq}} a i udává (neznámý) úhel sklonu rotační osy vůči pozorovateli. Z rotační periody a z průměru Tau Ceti vychází rychlost rotace na rovníku 1 km/s, přičemž úhel sklonu osy rotace i vůči Zemi byl odhadnut na 42 stupňů. Pro typickou hvězdu G8 je rychlost rotace na rovníku necelých 2,5 km/s. Relativně malá hodnota znamená, že osa rotace Tau Ceti je k Zemi nakloněna jedním ze svých pólů.[14][15] Šířka spektrálních čar hvězdy je také mimo rotace (anglicky pressure broadening) ovlivněna tlakem. Záření může být ovlivněno přítomností jiných částic. Šířku spektrálních čar hvězdy ovlivňuje také tlak na povrchu hvězdy. Tlak zase závisí na teplotě a tíži na povrchu hvězdy. Tímto způsobem se dá vypočítat úniková rychlost z povrchu hvězdy, u Tau Ceti je g = 251 m/s², což se blíží únikové rychlosti z povrchu Slunce, která je g = 272,7 m/s².

Metalicita[editovat | editovat zdroj]

Chemické složení hvězdy dává důležité důkazy o jejím vývoji, především o době vzniku hvězdy. Mezihvězdné prostředí z prachu a plynu, ze kterého vznikají hvězdy, se skládá hlavně z vodíku a helia a ze stopového množství těžších chemických prvků. Protože hvězdy neustále vznikají a zanikají, obohacuje se mezihvězdné prostředí těžšími prvky. Proto lze najít v atmosférách mladších hvězd vyšší podíl těžších prvků než v atmosférách starších hvězd. Těžší prvky nazývají astronomové kovy,[16] a jejich podíl se nazývá metalicitou. Metalicita hvězdy se udává podílem železa (Fe) a vodíku (H) a atmosféře hvězdy.

Porovnání metalicity se Sluncem[editovat | editovat zdroj]

Logaritmus relativního podílu železa se porovná s podílem železa a vodíku v atmosféře na Slunci. V případě Tau Ceti je atmosférická metalicita:

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

To odpovídá třetině stejného podílu Slunce.[4] Starší měření udávala data kolem -0,13 a -0,60.[17]

Nižší podíl železa znamená, že je Tau Ceti starší než Slunce.[18] Její odhadovaný věk je 10 miliard let. To je značný podíl celkového věku celého viditelného vesmíru. Slunce je staré pouze 4,57 miliard let.[3]

Svítivost a proměnnost[editovat | editovat zdroj]

Protože svítivost Tau Ceti je pouze 52% svítivosti Slunce,[2] leží zóna života hvězdy mezi 0,6 až 0,9 astronomickými jednotkami. Zóna života je ve Sluneční soustavě přibližně mezi 0,85 až 1,6 AU. Aby hypotetická planeta obdržela stejné množství záření jako Země, musela by v systému Tau Ceti být ve vzdálenosti 0,7 AU. To je ve Sluneční soustavě přibližně vzdálenost Venuše od Slunce.

Chromosféra – atmosféra hvězdy nad zářící fotosférou – nevykazuje v současné době žádnou magnetickou aktivitu, což dokazuje stabilní zářivý výkon hvězdy.[19] Devítiletá studie teploty, granulace a chromosféry nevykázala žádné systematické změny jasnosti hvězdy. Emise H a K linií a Ca II ukázaly možný jedenáctiletý sluneční cyklus, který je ale v porovnání se Sluncem relativně slabý. Existují domněnky, že se hvězda nyní nachází v době nízké aktivity, v období nízké tvorby slunečních skvrn. Toto období je porovnatelné s Maunderovým minimem z období 1638–1715, kdy na Zemi zavládla takzvaná malá doba ledová.[20]

Prachový disk[editovat | editovat zdroj]

Výtvarné vyjádření bombardování planety z okolního vesmíru

Neobvykle silné záření v infračervené oblasti spektra, které přichází ze systému Tau Ceti, je důkazem přítomnosti prachového disku v okolí hvězdy. Částečky prachu jsou zářením hvězdy ohřáty a září proto v oblasti infračerveného záření. V roce 2004 mohl tým britských astronomů, pod vedením Jane Greavesové, na velice citlivých infračervených záběrech James-Clerk-Maxwellova teleskopu na Mauna Kea na Havajských ostrovech najít plochý prachový disk o teplotě 210 °C.[21][8] Protože jsou částečky prachu tlakem záření a jinými mechanismy v krátké době vypuzeny z okolí hvězdy, může prachový disk existovat pouze, je-li prach doplňován kolizemi mezi těžšími tělesy.[8] Při stáří Tau Ceti se jedná o prach z existujících těžších těles (anglicky debris disc), nikoli o prach, který pochází z doby vzniku hvězdy, a ze kterého teprve vznikají nové planety. Disk tvoří symetrickou strukturu a má vnější okraj ve vzdálenosti 55 AU. Struktura záření dokazuje mezeru ve vzdálenosti 10 AU.

Ve Sluneční soustavě také najdeme podobný prachový disk. Je to Kuiperův pás ve vzdálenosti 30 až 50 AU za oběžnou dráhou Neptuna.[8] Množství prachu v disku u Tau Ceti je však zhruba 12 krát větší než v Kuiperově pásu. Z toho lze usoudit, že se v disku nachází hmota 1,2 Zemí v objektech větších než 10 km.[8] Kvůli tomu se naděje na komplexní život u Tau Ceti snížila, planety by tu dostávaly 10 krát více těžkých zásahů než Země.

Je nutno počítat s tím, že hypotetické planety by tam byly vystaveny dlouhotrvajícímu bombardování asteroidy, které na Zemi vyhubilo dinosaury.[22]
— J. S. Greavesová

Jestliže by v systému existoval plynný obr velikosti Jupitera, mohl by za určitých podmínek dráhy asteroidů a komet odklonit a jiné planety chránit.[A 3][A 4] Tau Ceti ukazuje, že s přibývajícím věkem hvězdy svůj prachový disk ztratit ze své planetární soustavy nemusejí. Hvězdy se silnými prachovými disky jsou ve vesmíru časté.[23] Přesto je možné se ztrátou prachu počítat. Hustota prachu podle dnešních modelů okolo Tau Ceti (o stáří 4,4 až 12 miliard let) je pouze 1/20 prachového disku, který obklopuje například hvězdu Epsilon Eridani o stáří 0,73 miliard let. Slunce staré 4,5 miliard let má ve své planetární soustavě prachu velice málo, takže mezi obě hvězdy hmotností svého prachového disku vůbec nezapadá. To by mohlo ukazovat, že Slunce představuje výjimku. Nejspíš v jeho mladých letech došlo k blízkému setkání s jinou hvězdou, která jej zbavila většiny komet a asteroidů.[22] Hvězdy s velkými prachovými disky změnily představy astronomů o vzniku planet. U hvězd, kde prach neustále vzniká kolizemi těles, planety vznikají snadněji.

Pohyb hvězdy a vzdálenost od Země[editovat | editovat zdroj]

Tau Ceti má roční pohyb po obloze 2 obloukové vteřiny,[A 5][24] je relativně vysoký a je důkazem blízké vzdálenosti ke Slunci.[25] Díky blízkosti ke Slunci může být měřením paralaxy dobře určena vzdálenost hvězdy, která je 271,18±0,80 mas (milliarcsecond = tisícina úhlové vteřiny), což odpovídá 11,9 světelným rokům nebo 3,65 parsekům. Hvězda je na 29. místě v seznamu nejbližších hvězd Zemi.[26]

Radiální rychlost hvězdy není možné jako vlastní pohyb hvězdy pozorovat přímo, ale musí se určit pozorováním spektra hvězdy. Vzdaluje-li se hvězda, posunují se na základě Dopplerova jevu spektrální čáry ve směru delších vlnových délek. Analogicky přibližuje-li se hvězda, linie se posunují do kratších vlnových délek. Její radiální rychlost je -16km/s a v současné době se přibližuje ke Slunci.

Se třemi veličinami: známou vzdáleností, vlastním pohybem hvězdy a radiální rychlostí lze spočítat celkovou rychlost pohybu hvězdy. Rychlost pohybu hvězdy je 37km/s relativně ke Slunci.[A 6] S tímto lze dále vypočítat oběžnou dráhu hvězdy v Mléčné dráze. Dráha má vůči galaktickému disku relativně vysokou excentricitu 0,22 a průměrnou vzdálenost od centra galaxie 32 000 světelných let (9700 pc).[27] Současná vzdálenost Tau Ceti od centra galaxie odpovídá vzdálenosti Slunce od centra galaxie, 25 900 světelných let (7940 pc).[28]

Hledání života a planet[editovat | editovat zdroj]

Související informace naleznete také v článku Mimozemský život.

Hlavní příčina, která budí zájem na průzkumu Tau Ceti, je její podobnost se Sluncem a z toho plynoucí možný výskyt planet a života. Tato příčina po desetiletí inspiruje autory science-fiction. Tau Ceti je osamocená hvězda, což může mít příznivé důsledky pro vznik planet, protože při svém vzniku nejsou gravitačně rušeny dalšími hvězdami.[10] Takzvaná Drakeova rovnice je matematický zápis pravděpodobnosti, který teoreticky umožňuje spočíst počet inteligentních forem mimozemského života ve vesmíru, se kterými je možné navázat kontakt. Kdyby mimo jiné hvězda zářila víceméně stabilně a dostatečně dlouho, mohl by na případných planetách v její blízkosti vzniknout život.[29]

Detailní pozorování radiální rychlosti Tau Ceti do dnešní doby neodhalilo žádné periodické změny, které by se daly připsat na vrub planetám.[12] Měření rychlosti dosáhlo přesnosti 11m/s v časovém intervalu pěti let.[30] Tento výsledek vylučuje existenci horkých Jupiterů. Je také vyloučena existence planety s hmotností větší než Jupiter s oběžnou dobou kratší než 15 let.[31] Tento výsledek ale nemůže vyloučit existenci planety, jejíž oběžná dráha je kolmo z pohledu od Země. Dodatečně byla hvězda v roce 1999 prozkoumána širokoúhlou planetární kamerou „Wide Field and Planetary Camera“ Hubbleova dalekohledu, která měla za úkol najít slabé průvodce hvězdy. K hranici rozlišení dalekohledu nebyl nalezen žádný průvodce.[32]

Přesto není vyloučeno, že menší planety do velikosti Země hvězdu obíhají. Nepřítomnost horkých Jupiterů uvnitř zóny života je důležitá podmínka oběžných drah planet velikosti Země pro jejich stabilitu, protože vylučují stabilní oběžnou dráhu planety. Také existence prachového prstence kolem hvězdy zvyšuje předpoklad pro existenci kamenných planet. Ale u hvězd s menší metalicitou, což je také Tau Ceti, statistické průzkumy ukazují menší pravděpodobnost existence planet.[33]

Terrestrial Planet Finder měl pozorovat také hvězdu Tau Ceti

Jestliže budou nalezeny planety, je možné v budoucnosti s dalekohledy s vyšším rozlišením pátrat v atmosférách planet po známkách vody a teplotách příznivých pro život. Život by měl být poznat ze složení atmosféry planety, které je netypické pro anorganické procesy. Například vysoký podíl kyslíku v atmosféře Země může být známkou života na Zemi.[34]

Terrestrial Planet Finder měl být teleskopem určeným k hledání stop života ve vesmíru. Měl mít vysoké optické rozlišení a schopnost zastínit světlo hvězdy, čímž mělo být umožněno najít nové planety do velikosti Země. Jeho spektroskop měl být schopen prozkoumat světlo případné planety a určit složení její atmosféry.[35] Projekt byl několikrát odložen a nakonec v roce 2011 úplně zrušen.

Radioteleskopická síť Allen Telescope Array, Kalifornská univerzita v Berkeley

Poslední projekt na hledání inteligentního života u hvězdy byl projekt OZMA, který se v roce 1960 při hledání inteligentního mimozemského života (Search for Extraterrestial Inteligence: SETI) u Tau Ceti a Epsilon Eridani pokusil najít rádiové signály umělého původu. Projekt řídil astronom Frank Drake, který vybral obě hvězdy pro jejich podobnost se Sluncem. Po dobu dvou set pozorovacích hodin však nebyly objeveny žádné signály umělého původu.[36] I následující pokusy najít u Tau Ceti signály umělého původu proběhly do dnešní doby bez úspěchu.

Neúspěšné pokusy najít v systému Tau Ceti známky života však na úsilí hledačů neubraly. V roce 2002 vytvořily astronomky Margaret Turnbullová a Jill Tarterová pod jedním z podprojektů SETI, „projektem Phoenix“ katalog „Nearby Habitable system“ (HabCat). Seznam obsahuje 17 000 teoreticky možných obyvatelných systémů, což je přibližně desetina objektů katalogu Hipparcos.[37] V následujícím roce vybrala Turnbullová třicet z 5 000 hvězd do vzdálenosti sto světelných let od Slunce, u kterých je největší šance výskytu života (mimo jiné také Tau Ceti). Hvězdy budou základem pro měření radioteleskopické sítě Allen Telescope Array.[38] Vybrala Tau Ceti mezi pět nejžádanějších hvězd, které by měly být prozkoumány kosmickým teleskopem Terrestrial Planet Finder. Komentovala výběr slovy:

Toto jsou místa, kde bych chtěla žít, kdyby Bůh umístil naší planetu k jiné hvězdě.
— Margaret Turnbullová[39]

Tau Ceti v kultuře[editovat | editovat zdroj]

Odkazy[editovat | editovat zdroj]

Souhvězdí Velryby, Johannes Hevelius 1690

Poznámky[editovat | editovat zdroj]

  1. Z Tau Ceti je Slunce na opačné straně hvězdné oblohy o souřadnicích rektascenze 13h 44m 04s, deklinace 15°56΄14΄΄ , v blízkosti hvězdy Tau souhvězdí Pastýře. Absolutní jasnost Slunce je 4,8M. Z toho vychází ze vzdálenosti 3,64 parseků \begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3{,}64) - 1) = 2{,}6^\mathrm{m}\end{smallmatrix} jasné.
  2. Tato hvězda může být „pouze“ ve stejném směru od Země jako Tau Ceti, ale ve skutečnosti je od ní vzdálená mnoho světelných let.
  3. Jestli Jupiter skutečně poskytuje ochranu vnitřním planetám Sluneční soustavy nebo ne, není dosud jasné, viz např.: Jupiter: Friend or Foe?
  4. S nadsázkou by se dalo říci, že bez římského boha Jova (Dia), vládce nebes, hromů a blesků, ochránce všeho živého, planety vznikat nemohou.
  5. Vlastní pohyb hvězdy je dán: \begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907{,}79\,\text{mas/rok} \end{smallmatrix}, přičemž \mu_\alpha a \mu_\delta jsou obě složky vlastního pohybu v rektascenzi a deklinaci \delta znamená deklinaci.
  6. Složky rychlosti hvězdy v prostoru (anglicky space velocity ) jsou: U = +18; V = +29; W = +13. Z toho vychází přibližně prostorová rychlost o \begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36{,}5\,\text{km/s.} \end{smallmatrix}

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Tau Ceti na německé Wikipedii.

  1. a b c d e f g h LHS 146 -- High proper-motion Star [online]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online.  
  2. a b c d e Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Cet [online]. Astronomy & Astrophysics., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20030837 (anglicky) 
  3. a b c DI FOLCO, E.; COUDÉ DU FORESTO, V.. VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars [online]. ESO 2004., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  4. a b c Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets? [online]. Astronomy and Astrophysics. 427, 2004, str. 1085 až 1096, [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  5. a b Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation? [online]. Astrophysical Journal Letters 457: L99., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  6. HALL, Jefrey C.; LOCKWOOD, G.W.. The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars [online]. The Astrophysical Journal. 614, 2004, s. 942 až 946 ., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  7. Tau Ceti [online]. 1998-2009 Sol Company ., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  8. a b c d e GREAVES, J. S.; DENT, W. R. F.. The debris disc around τ Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351, č. 3, 2004, s. L54 až L58, [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  9. WORLEY, C.E.. The Washington Visual Double Star Catalog, 1996.0. [online]. A & A Supplement series. 125, 1. November 1997, s. 523 až 523, [cit. 2009-04-29]. „I/237/catalog“, „Tau Ceti“. Dostupné online. (anglicky) 
  10. a b Spektraltyp G - Tau Ceti [online]. 1999 - 2005: Christoph Kulmann, [cit. 2009-06-07]. Dostupné online. (německy) 
  11. Poutníci vesmírem >> Sluneční soustava >> Slunce [online]. [cit. 2009-06-07]. Dostupné online. (česky) 
  12. a b Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found [online]. Extrasolar Planets Encyclopedia. http://exoplanet.eu/list_no.html., [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  13. E. DI FOLCO ET AL.:. A near-infrared interferometric survey of debris disk stars I. Probing the hot dust content around epsilon Eridani and tau Ceti with CHARA/FLUOR [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351, č. 3, 2004, s. L54 až L58, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  14. GRAY, D.F.; BALIUNAS, S.L.. The activity cycle of tau Ceti [online]. Astrophysical Journal. 427, č. 2, 1994, s. 1042 až 1047, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  15. HALL, Jeffrey C; LOCKWOOD, G. W.; GIBB, Erika L.. Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples [online]. Astrophysical Journal. 442, č. 2, 1995, s. 778 až 793, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  16. JEFFREY C, G.; NG, Y.K.; PORTINARI, K.. On the Galactic disc age-metallicity relation [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 296, č. 4, 1999, s. 1045 až 1056, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  17. FLYNN, Chris; MORELL, Olof. Metallicities and kinematics of G and K dwarfs [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286, č. 3, 1997, s. 617 až 625, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  18. Obsah kovů a záhada vzniku a vývoje hvězd [online]. Česká astronomická společnost, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (česky) 
  19. FRICK, P.; SOKOLOFF, D.. Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations [online]. The Astrophysical Journal. 483, č. 1, 1997, s. 426 až 434, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  20. JUDGE, Philip G.; SAAR, Steven H.; CARLSSON, Mats. 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) [online]. The Astrophysical Journal. 609, č. 1, 2004, s. 392 až 406, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  21. Außerirdisches Leben Tau Ceti im Dauerfeuer [online]. stern.de 1995-2009, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (německy) 
  22. a b Life unlikely in asteroid-ridden star system [online]. Reed Business Information Ltd., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  23. GREAVES, Jane S.. Disks Around Stars and the Growth of Planetary System [online]. Science., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  24. MAJEWSKI, Steven W.. STELLAR MOTIONS: PARALLAX, PROPER MOTION, RADIAL VELOCITY AND SPACE VELOCITY [online]. University of Virginia, 2006., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  25. REID, Neil. Meeting the neighbours: NStars and 2MASS [online]. Space Telescope Science Institute., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  26. TODD, J.Henry. The One Hundred Nearest Star Systems [online]. Research Consortium on Nearby Stars, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  27. DE MELLO, Gustavo Porto; DEL PELOSO, Eduardo Fernandez; GHEZZI, Luan. Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun [online]. Astrobiology. 6, č. 2, 2006, s. 308 až 331, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  28. EISENHAUER ET AL., F.. A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center [online]. Astrophysical Journal. 597, 2003, s. L121 až L124, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  29. POKORNÝ, Zdeněk. Život ve vesmíru z pohledu astronoma [PDF]. HVĚZDÁRNA A PLANETÁRIUM M. KOPERNÍKA V BRNĚ, [cit. 2009-05-05]. Dostupné online. (česky) 
  30. ENDL, M.; KURSTER, M.; ELS, S.. The planet search program at the ESO Coudé Echelle spectrometer [online]. Astron. Astrophys. 362, 2002, s. 585–594, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  31. WALKER, Gordon A. H.; WALKER, Andrew R.; IRWIN, W.Alan. A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars [online]. Astron. Astrophys. 362, 2002, s. 585 až 594, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  32. SCHROEDER, D. J.; GOLIMOWSKI, D. A.; BRUKARDT ET AL., R.A:. A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 [online]. Astronomical Journal. 119, č. 2, 2000, s. 906 až 922, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  33. GONZALES, G.. The Stellar Metallicity - Planet Connection [online]. ASP Conference Series, 17–21. březen 1997., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  34. NEVILLE, Woolf; ANGEL, J. Roger. Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life. [online]. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36, září 1998, s. 507 až 537, [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  35. WHAT IS TPF? [online]. Jet Propulsion Laboratory., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  36. AMIR, Alexander. The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History [online]. The Planetary Society, 2006., [cit. 2009-05-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  37. TURNBULL, Margaret C.; TALLER, Jill. Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems [online]. Astrophysical Journal Supplement Series. 145, č. 1, březen 2003, s. 181–198 ., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  38. Stars and Habitable Planets [online]. Sol Company, [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  39. Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars [online]. American Association for the Advancement of Science., [cit. 2009-04-29]. Dostupné online. (anglicky) 

Související články[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]

Logo Wikimedia Commons
Wikimedia Commons nabízí obrázky, zvuky či videa k tématu

1h44m04,083s; -15°56′14,93″