タビーの星

タビーの星

赤外線（左）と紫外線（右）で見たタビーの星
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0 ( ICRS )
星座	白鳥座
赤経	20時間06分15.45265秒[1]
偏角	+44° 27′ 24.7909″ [1]
見かけの等級 （V）	+11.705 ± 0.017 [2]
特徴
KIC 8462852A
進化段階	主系列[2]
スペクトル型	F3V [2]
B−V色指数	0.557
V−R色指数	0.349
R−I色指数	0.305
J−H色指数	0.212
J−K色指数	0.264
KIC 8462852B
スペクトル型	M2V [3]
天体測量
KIC 8462852A
視線速度(R v )	−0.46 ± 3.91 [1]  km/s
固有運動（μ）	ラ: −10.375 ± 0.012 マス/年[1] 12 月: −10.273 ± 0.011 マス/年[1]
視差（π）	2.2545 ± 0.0099 マス[1]
距離	1,447 ± 6 光年 (444 ± 2  pc )
絶対等級 (M V )	3.08 [2] [4]
KIC 8462852B
固有運動（μ）	ラ: −10.097 ± 0.231 マス/年[5] 12 月: −10.610 ± 0.254 マス/年[5]
視差（π）	2.2470 ± 0.1620 マス[5]
距離	1,500 ± 100 光年 (450 ± 30  pc )
位置（タビーの星に対する相対位置）[3]
成分	KIC 8462852B
観測の時代	2019
角度距離	1951.88 ± 0.06ミリ秒
位置角度	96.062 ± 0.004°
予測される分離	880 ± 10 AU
詳細
KIC 8462852A
質量	1.43 [2] メートル☉
半径	1.58 [2]  R ☉
光度（ボロメトリック）	4.68 [2  ] L☉
表面重力（log  g）	4.0 ± 0.2 [6]  cgs
温度	6750 ± 120 [2] キロ
金属性	0.0 ± 0.1 [2]
回転	0.8797 ± 0.0001日[2]
回転速度( v  sin  i )	84 ± 4 [2]  km/s
KIC 8462852B
質量	0.44 ± 0.02 [3  ] M☉
半径	0.45 ± 0.02 [3  ] R☉
温度	3720 ± 70 [3]  K
その他の指定
TYC 3162-665-1、ボヤジャンの星、WISE J200615.45+442724.7、KIC 8462852、NSVS 5711291、ガイア DR2 2081900940499099136、2MASS J20061546+4427248、 UCAC4 673-083862、TIC 185336364、APASS 52502626
データベース参照
シンバド	データ
	B

タビーの星（ケプラー入力カタログではKIC 8462852として指定され、ボヤジャンの星やWTF（W here's T the F lux?）^[7]星としても知られています）は、はくちょう座にある連星で、地球から約1,470光年（450パーセク）離れています。この系は、F型主系列星と赤色矮星の伴星で構成されています。

タビーの星の異常な光変動は、最大22%の明るさの減光を含むもので、プラネットハンターズプロジェクトの一環として市民科学者によって発見されました。この発見は、太陽系外惑星を検出するために遠方の恒星の明るさの変化を観測したケプラー宇宙望遠鏡によって収集されたデータから行われました。この星の明るさの大きな不規則な変化を説明するためにいくつかの仮説が提案されていますが、2024年現在、結果として生じる光曲線のすべての側面を完全に説明できる仮説はありません。エイリアンの巨大構造物であるという説もありますが、証拠はこの説を否定する傾向があります。^{[8][アップデート]}

2019年9月、天文学者は、観測されたタビーの星の減光は、孤立した系外衛星の破壊によって生じた破片によって生じた可能性があると報告した。タビーの星は不規則に大きな減光を示す唯一の星ではなく、他のそのような星には、異なる減光パターンを示すYSOディッパーと呼ばれる若い恒星オブジェクトが含まれます。 ^{[引用が必要]}

「タビーの星」と「ボヤジャンの星」という名前は、 2015年にこの星の不規則な光変動の発見を発表した科学論文の筆頭著者であるアメリカの天文学者タベサ・S・ボヤジャンにちなんでいる。 ^{[9] [10]}「WTFスター」というニックネームは、この論文の副題「フラックスはどこ？」に由来しており、この副題ではこの星の放射フラックスに観測された低下が強調されている。^{[7] [11] [12] [13]}この星には「LGM-2」というニックネームも付けられている。これは、最初に発見されたパルサーPSR B1919+21にちなんで付けられたもので、このパルサーはもともと地球外文明からの送信であると理論づけられた際に「LGM -1」というニックネームが付けられた。^{[14]タビーの星には、さまざまな}星表で他の名称が付けられている。ケプラー宇宙望遠鏡によってカタログ化された天体コレクションであるケプラー入力カタログでは、タビーの星はKIC 8462852として知られています。^[2]ヒッパルコスによってカタログ化された星の拡張コレクションであるティコ2カタログでは、この星はTYC 3162-665-1として知られています。^[2]赤外線2ミクロン全天サーベイ（2MASS）では、この星は2MASS J20061546+4427248として識別されています。^[2]

白鳥座のタビーの星の位置（赤で囲んだ部分）

白鳥座のタビーの星は、北十字星の一部として、明るい星であるデネブと白鳥座デルタ星のほぼ中間に位置している。^{[16] [17]この星は、白鳥}座31番星の南、星団NGC 6866の北東に位置している。^[17]この星団からはわずか数分角しか離れていないが、無関係であり、星団よりも太陽に近い。

見かけの等級は11.7で、肉眼では見ることができませんが、光害の少ない暗い空では5インチ（130 mm）の望遠鏡^[18]で見ることができます。

タビーの星は1890年に観測された。^{[19] [20] [21]}この星はティコ、2MASS、UCAC4、WISEの 天文カタログ^[22]に掲載されている（それぞれ1997年、2003年、2009年、2012年に発行）。^{[23] [24] [25] [26]}

タビーの星の光度変動に関する主な情報源はケプラー宇宙望遠鏡である。2009年から2013年までの主ミッションと延長ミッションの間、ケプラー宇宙望遠鏡は白鳥座と琴座の空の一部にある10万個以上の星の光度曲線を継続的に監視した。 ^[27]

2017年5月20日、ボヤジアンと彼女の同僚は、天文学者の電報を介して、進行中の減光現象（「エルシー」と名付けられた）について報告した^{[32] [37]}この現象は、おそらく2017年5月14日に始まった。 ^{[38]この現象は、}ラス・クンブレス天文台世界望遠鏡ネットワーク、具体的にはマウイ島にある同天文台の望遠鏡（LCOマウイ）によって検出された。これは、南アリゾナ州のフェアボーン天文台（N2Kコンソーシアムの一部）によって確認された（後にLCOカナリア諸島によって確認された）。^{[39] [40] [41]}これらの現象の持続時間は数日または数週間と短いため、さらなる光学および赤外線分光法と測光が緊急に求められていた。^{[38] [42]}さらに、リック天文台で実施されている独立したSETIプロジェクトであるブレークスルー・リッスンと近赤外線光学SETI（NIROSETI）は、引き続きこの星を監視している。^{[38] [43] [44] [45]} 3日間の減光イベントの終わりまでに、^[46] 12の天文台がスペクトルを取得し、一部の天文学者は望遠鏡の時間とリソースを提供するために独自のプロジェクトを中止した。より一般的には、天文学界は、このユニークな星のリアルタイムデータを収集する機会に「少し夢中になった」と評された。^[47] 2％減光イベントは「エルシー」（ラス・クンブレスと光度曲線にちなんで「LC」の同音異義語）と名付けられた。^[48]

2メートルのリバプール望遠鏡でFRODOSpecを使用して測定した初期スペクトルでは、基準スペクトルとこの減光の間に目に見える変化は見られませんでした。^{[43] [44] [45]}しかし、ツインケック望遠鏡（HIRES）や多数の市民科学観測所を含むいくつかの観測所が、この星のスペクトルを取得しました。 ^{[38] [44] [45]複雑な形状の減光を示しており、当初はケプラーイベント2、}エポック2データの759.75日目のパターンに似ていました。観測は電磁スペクトル全体で行われました。^{[49] [50]}

2回目の減光現象（「セレステ」と名付けられた）^[37]の証拠は、2017年6月13日から14日にかけて、アマチュア天文家のブルース・L・ゲイリーによって観測された。^[51] 6月14日から15日にかけての光度曲線は減光現象からの回復の可能性を示していたが、その後も減光は増加し続け、^[51] 6月16日には、ボヤジャンは、この現象の明るさが2%低下しつつあると記した。^{[32] [52]}

3番目の顕著な1%減光現象（「スカラ・ブレイ」と名付けられた）^[37]は2017年8月2日から検出され、^{[53] [54]} 8月17日までに回復した。^{[32] [55]}

4回目の顕著な減光現象（「アンコール」と名付けられた）^[37]は2017年9月5日に始まり、^[56] 2017年9月16日現在、2.3% ^[29]から3% ^[30]の減光現象となっており、「今年最も深刻な減光」となっている。^{[32] [57]}

2017年9月21日頃には再び0.3%の減光が起こり、2017年10月4日までに完全に回復した。^[35]

2017年10月10日、ヘレフォードアリゾナ天文台のブルース・L・ゲイリー氏^[59]とボヤジャン氏^[60]は、KIC 8462852の恒星の光が約2週間にわたって増光していることに気づいた。KIC 8462852の異常な恒星光変動現象を説明するため、KIC 8462852の近くを1,600日の偏心軌道で周回する褐色矮星、暗さの「低下」、および増光予測間隔を含む可能性のある説明が提案されている。^{[59] [61] [62]}

2017年11月20日頃、5回目の顕著な減光現象が始まり、0.44%の深さまで深まりました。2017年12月16日現在、この現象は回復し、11日間にわたって最下部で横ばいとなり、再び弱まり、現在の総減光深度は1.25%となり、再び回復しています。^{[59] [31]}

恒星の暗くなったり明るくなったりする現象は引き続き監視されており、関連する光度曲線は頻繁に更新され、公開されています。^{[33] [63]}

2017年12月下旬から2018年2月中旬にかけて、この星は太陽の位置に近すぎたため見えなかった。観測は2月下旬に再開された。^{[33] [64]新たな一連の減光は2018年3月16日に始まった。}ブルース・L・ゲイリーによると、2018年3月18日までに、この星の明るさはgバンドで1%以上低下し、^[33]タベサ・S・ボヤジアンによると、rバンドでは約5%低下し、2013年のケプラー・ミッション以来最も深い減光となった。^{[34] [65] [66]} AAVSOの観測者ジョン・ホールによって確認されたように、深さが5%を超える2回目のさらに深い減光は2018年3月24日に始まった。 ^{[67] [68]} 2018年3月27日の時点で、この2回目の減光は回復しつつある。^[69]

2019年の観測シーズンは、恒星が毎年恒例の太陽との合の後に再び現れた3月中旬に始まりました。 ^[70]

地上観測キャンペーンは、トランジット系外惑星サーベイ衛星（TESS）によって補完され、2019年7月18日から9月11日まで2分ごとに恒星を観測しました。^{[71] [72]} 2019年9月3日から4日の間に明るさが1.4%低下したことを観測しました^。[73]

2019年10月から12月にかけて、少なくとも7回の個別の減光が観測され、そのうち最も深いものは2%の深さでした。観測シーズンの終わりである2020年1月初旬までに、星は再び明るさを回復しました。2019年の減光の合計深さは11%で、2011年と2013年に見られたものと同等でしたが、長い時間間隔にわたって広がっていました。^[74]この減光のクラスターは、サッコら^[75]が1 ,574日(4.31年)の周期で元の「D800」減光を構成する軌道物質が再び出現すると予測した2019年10月17日をほぼ中心としています。

ケプラー宇宙望遠鏡によるこの星の明るさの観測では、小さくて頻繁な非周期的な明るさの低下と、2年間隔で記録された2回の大きな明るさの低下が示されています。この星の明るさの変化の振幅と変化の非周期性は、この星が天文学者にとって特に興味深いものであることを意味します。^[76]この星の明るさの変化は、多くの小さな質量が「密集した編隊」で星の周りを回っていることと一致しています。^[77]

2011年3月5日の最初の大きな減光では、恒星の明るさが最大15%減少し、次の726日後（2013年2月28日）には最大22%減少した。（3回目の減光は約8%で、48日後に発生した。）比較すると、木星サイズの惑星はこのサイズの恒星をわずか1%しか隠さないため、恒星の大きな減光中に光を遮っているものは惑星ではなく、恒星の幅の半分までを覆う何かであることがわかる。^{[76]ケプラーの}反応ホイール2つが故障したため、2015年2月頃に予測されていた恒星の750日間の減光は記録されなかった。^{[2] [78]}減光には明らかなパターンは見られない。^[79]

一日中続く減光に加え、1世紀分の写真乾板を研究した結果、この恒星は100年間（1890年頃から1990年頃まで）で約20%徐々に暗くなってきたことが示唆されているが、これはF型主系列星としては前例のないことである。^{[19] [20]}しかし、長期にわたる写真アーカイブから正確な等級を引き出すのは複雑な手順であり、機器の変更に合わせて調整する必要があり、比較対象星の選択に大きく依存する。同じ写真乾板を調べた別の研究では、1世紀に及ぶ可能性のある減光はデータのアーティファクトであり、実際の天体物理学的イベントではない可能性が高いと結論付けられた。^[21] 1895年から1995年までの乾板を使った別の研究では、この恒星は減光しておらず、1978年10月24日の8%減光を除いて数%以内で一定の光度を保っているという強力な証拠が見つかり、その結果、推定掩蔽物の期間は738日間となった。^[80]

3番目の研究では、ケプラー天文台による4年間の光測定結果から、タビーの星は1年に約0.34%減光し、その後200日間で約2.5%減光することが判明した。その後、以前の緩やかな減光率に戻った。同じ手法で、タビーの星の近くにある193個の星と、タビーの星と大きさや組成が似ている355個の星を調べたが、これらの星はどれもこのような減光は見られなかった。^[81]

2018年には、この星の暗くなる周期が1,574日（4.31年）である可能性があると報告された。^[75]

タビーの星から880 ± 10AUの予測距離にある赤色矮星の伴星が、2021年に共動していることが確認された。^{[3] [82]}比較すると、これは木星の軌道の約180倍、^[83]海王星の軌道の約30倍、^[84]または2023年時点でのボイジャー1号までの距離の約5.5倍^[85]である。

もともと、そして2017年のコーラーの研究までは、タビーの星のスペクトルと恒星の種類に基づいて、その明るさの変化は固有の変動に起因するものではないと考えられていました。^[2]その結果、星の周りを周回して光を遮る物質を含むいくつかの仮説が提案されましたが、これらのどれも観測データに完全には適合しませんでした。^[86]

提案されている説明には、星間塵、非常に大きなリング構造を持つ一連の巨大惑星、^{[87] [88]、}最近捕獲された小惑星帯、^[2]、後期重爆撃を受けているシステム、^{[89] [90]}、および恒星を周回する人工の巨大構造物などがあります。 ^[91]

2018年までに、主な仮説は、恒星の暗化に関係する「失われた」熱流が恒星の内部に蓄えられている可能性があるというものでした。このような明るさの変化は、恒星内部の熱輸送の効率に影響を与えるいくつかのメカニズムから生じる可能性があります。^{[92] [93]}

しかし、2019年9月、天文学者たちは、観測されたタビーの星の暗化は、孤立した系外衛星の破壊によって生じた破片によって生じた可能性があると報告した。^{[94] [95]}

Mengら(2017)は、スイフトガンマ線バーストミッション、スピッツァー宇宙望遠鏡、ベルギーのアストロラボIRIS天文台によるタビーの星の観測データに基づいて、測定で検出された方法で星の光を分散させることができるのは、「星周物質」に由来する「微細な塵のスクリーン」のみであると示唆した。^{[96] [50] [97] [98]これらの研究に基づき、2017年10月4日、NASAはタビーの星の異常な減光現象は、星の周りを周回する「不均一な}塵のリング」によるものだと報告した。^[96]星の周りを周回する大量の小粒子の説明は、孟が指摘した「長期的減光」に関するものであるが、^{[50]この説明は、アマチュア天文家の}ブルース・L・ゲイリーと、天文学者のタベサ・S・ボヤジャンがコーディネートするタビーチームが、より最近の減光現象で発見した1週間にわたる減光とも一致しているようだ。^{[99] [32] [35] [100] [101]タビーの星の近くを1600日の偏心軌道で周回する「}褐色矮星」、暗さの「低下特性」、および「増光」の予測間隔を含む、関連しているがより洗練された減光現象の説明が提案されている。 ^{[59] [61] [62] [102]}タビーの星の減光と増光現象は引き続き監視されており、関連する光度曲線は頻繁に更新され、公開されている。^{[33] [103]}

それにもかかわらず、タビーの星で観測されたものと同様のデータが、チャンドラX線観測衛星からの裏付けデータとともに、白色矮星WD 1145+017を周回する塵の破片で発見された。この白色矮星も異常な光度曲線の変動を示す。 ^[104]さらに、不規則に明るくなったり暗くなったりする高度変光星RZうお座は、過剰な赤外線を放射していることが判明しており、この星が大量のガスと塵に囲まれていることを示唆しており、これはおそらく近傍惑星の破壊によるものである。^{[105] [106]}

光の減少について提案されている説明の1つは、崩壊しつつある彗星の雲が恒星の周りを楕円軌道で回っているためだというものである。 ^{[2] [89] [107] [108]}このシナリオでは、タビーの星の周りの惑星系がオールトの雲に似たものを持ち、近くの恒星の重力によってその雲から彗星が系に近づき、それによってタビーの星のスペクトルが遮られていると想定される。この仮説を裏付ける証拠には、タビーの星から1320億キロメートル（885  AU）以内にあるM型赤色矮星が含まれる。 ^[2]そのような雲から擾乱を受けた彗星が、恒星の観測された明るさの22％を隠すほど多く存在する可能性があるという考えは疑問視されている。^[76]

太陽のカイパーベルトに似た小惑星帯のさらに遠くにある冷たい塵を探すサブミリ波の観測は、遠方の「壊滅的な」惑星の破壊による説明はありそうにないことを示唆している。破壊された小惑星帯が彗星を内部系に散乱させる可能性はまだ決定されていない。^[109]

タビーの星を研究した天文学者のジェイソン・T・ライトらは、この星が位置と速度から推測されるよりも若いとすれば、周囲にまだ凝集物質がある可能性があると示唆している。^{[7] [13] [110]}

NASA赤外線望遠鏡施設（NASA IRTF）を用いた0.8～4.2マイクロメートルの分光法によるシステムの研究では、成熟した中心星から数天文単位以内に合体物質の証拠は見つかりませんでした。 ^{[89] [90]}

高解像度の分光観測や画像観測も行われており、スペインのノルディック光学望遠鏡を使用したスペクトルエネルギー分布分析も行われている。 ^{[2] [87]大規模な衝突シナリオでは、}赤外線波長で輝く温かい塵が生成されるが、過剰な赤外線エネルギーは観測されていないため、大規模な惑星衝突の破片は除外されている。^[76]他の研究者は、そのような規模の衝突はまれであるため、ケプラーがそのようなイベントを目撃する可能性は非常に低いため、惑星の破片フィールドによる説明はありそうにないと考えている。^[2]

恒星の周囲で物質が合体している可能性と同様に、NASA IRTF を使用した分光学的研究では、中心星から数天文単位以内の蒸発または爆発中の惑星からの高温の近接塵や恒星周縁物質の証拠は見つからなかった。^{[89] [90]}同様に、NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡と広域赤外線探査探査機による過去の赤外線データの研究では、恒星からの過剰な赤外線放射の証拠は見つからなかった。これは、この系内の流星または惑星の壊滅的な衝突から生じた可能性のある温かい塵粒子の指標であったはずである。この放射の欠如は、異常に偏心した軌道上の冷たい彗星の群れが恒星の独特の光度曲線の原因であるという仮説を裏付けているが、さらなる研究が必要である。^{[89] [6]}

2016年12月、研究者チームはタビーの星が惑星を飲み込み、重力エネルギーの放出により、一時的に観測されていない明るさの増加を引き起こしたと提唱した。惑星が恒星に落ち込むと、引き裂かれたり、衛星が剥がれたりして、偏心軌道で恒星を周回する破片の雲が残った可能性がある。恒星の周りをまだ周回している惑星の破片が、観測された明るさの低下を説明するだろう。^[111]さらに、研究者らは、飲み込まれた惑星が1万年前まで恒星の明るさの増加を引き起こした可能性があり、恒星の恒星フラックスは現在、通常の状態に戻りつつあると示唆している。^{[111] [112]}

スセルキアら（2017）は、振動するリングを持つ大きな惑星がタビーの星に関連する異常な減光を説明するのに役立つかもしれないと示唆した。^{[113] [114]}

Ballesteros et al. (2017) は、 L5ラグランジュ点にトロヤ群小惑星が連なる大きな環状惑星を提唱し、2021年初頭にトロヤ群小惑星による別のイベントが発生し、続いて2023年に仮想惑星が太陽面を通過すると予測する軌道を推定した。 ^{[115]モデルは、半径が}木星半径の4.7倍の惑星を示唆しており、非常に若い惑星でない限り、惑星としては大きい。約0.5  R _{☉の初期の}赤色矮星は、赤外線で簡単に見えるだろう。現在利用可能な視線速度観測値（σ _v ≈ 400 m/sで4回実行）は、モデルをほとんど制約しないが、新しい視線速度測定により不確実性が大幅に減少するだろう。モデルは、2017年5月の減光現象について、 KIC 8246852の後ろを通過する惑星の二次日食に対応する離散的で短命なイベントを予測しており、約2日間の通過時間で恒星フラックスが約3％減少します。これが2017年5月のイベントの原因である場合、惑星の公転周期はより正確には12.41年で、半長径は5.9 AUと推定されます。^[115]

タビー星の暗転中に観測された赤化は、その光球の冷却と一致する。^[116]ダストによる遮蔽は必要ない。このような冷却は、例えば星の強い差動回転による対流の効率低下などによる熱輸送効率の低下、または放射熱輸送と対流熱輸送の遷移に近い場合の熱輸送モードの変化によって生じる可能性がある。「失われた」熱流束は、内部エネルギーと位置エネルギーのわずかな増加として蓄えられる。^[92]

この初期の F 型星が放射輸送と対流輸送の境界付近にある可能性は、星の観測された明るさの変化が、相転移に近いシステムで発生することが知られている「雪崩統計」に一致するという発見によって裏付けられているようです。^{[117] [118]}自己相似またはべき乗法則スペクトルを持つ「雪崩統計」は、相転移または2 つの異なるタイプの動的動作間の分岐点の近くで動作する複雑な動的システムの普遍的な特性です。このような臨界に近いシステムは、「秩序」と「混沌」の中間の挙動を示すことがよく観察されます。ケプラー入力カタログの他の 3 つの星も同様に明るさの変化で同様の「雪崩統計」を示しており、3 つとも磁気的に活発であることが知られています。タビーの星には恒星の磁気が関係しているのではないかと推測されています。^[118]

一部の天文学者は、タビーの星を覆っている物体は、ダイソン群のような異星文明によって作られた巨大構造物の一部である可能性があると推測している。[77] [7] [91] [108] ダイソン群とは、高度^{な文明が恒星}の光を遮ってエネルギー需要を満たすために周囲に構築する可能性がある仮説上の構造物である。 ^{[119] [120] [121]}スタイン・シグルズソンによると、巨大構造物仮説は信じがたく、オッカムの剃刀に当てはまらず、減光を十分に説明できないという。しかし、それは反証可能な仮説であるため、科学的調査の有効な主題であり続けると彼は言う。^{[117]この件はメディアで大きく報道されたため、ケプラーのスティーブ・ハウエルはタビーの星を}KIC 4150611と比較した。^[122]この星は奇妙な光度曲線を持ち、長年の研究の結果、5つの星系の一部であることがわかった。^[123]減光の原因が地球外知的生命体である可能性は、完全に推測の域を出ない。^[101]しかし、この星は自然現象による説明がまだ完全にはできていないため、SETIの注目の的となっている。 ^{[7] [91]}最新の研究結果では、恒星、惑星、小惑星群、エイリアンの巨大構造物などの不透明な物体のみによる説明は不可能となっている。^[124]

2019年夏に発表された2つの論文は、大きな衛星が惑星から剥がれるというもっともらしい科学的シナリオを提示した。惑星系の形成後の最初の数億年間における巨大ガス惑星とその大きなガス衛星の移動に関する数値シミュレーションが行われた。その結果、約50％のケースで、衛星が親惑星から解放され、その軌道がタビーの星の光度曲線に似たものになるというシナリオが生成された。^{[95] [125] [126] [127]}

2015年時点では^{[アップデート]}、多数の光学望遠鏡がタビーの星を監視しており、数日にわたる減光現象の発生を予想している。また、分光器を備えた大型望遠鏡を使用して減光現象の追跡観測を計画しており、食の原因となる物質が固体なのか、塵やガスでできているのかを判断することになっている。^[128]追加の追跡観測には、地上のグリーンバンク望遠鏡、超大型干渉電波望遠鏡、^{[87] [129]および}ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡、TESS、PLATOなどの太陽系外惑星学専用の将来の軌道望遠鏡が関与する可能性がある。^{[91] [121]}

2016年、この星の異常な光曲線に関する初期研究の主著者であるタベサ・ボヤジアンが、キックスターターで資金調達キャンペーンを主導した。このプロジェクトでは、この星の継続的な監視にラス・クンブレス天文台グローバル望遠鏡ネットワークを使用することを提案した。このキャンペーンでは、望遠鏡の1年間の使用に十分な10万ドル以上が集まった。 ^{[130] [更新が必要]}さらに、2016年の時点で、アメリカ変光星観測者協会の支援の下で活動する50人以上のアマチュア天文学者が、2015年10月のAAVSOによるこの星に関する警報以来、事実上完全なカバレッジ、^[131]すなわちほぼ継続的な測光記録を提供している。^[132] 2018年1月に発表された研究で、ボヤジアンらは、タビーの星を遮っているものが何であれ、異なる波長の光を異なる方法でフィルタリングするため、不透明な物体ではあり得ないと報告した。彼らは、それが宇宙塵である可能性が高いと結論付けた。^{[99] [32] [133]}

2018年12月、タビーの星からのレーザー光放射の探索が、この距離で24MWのレーザーを検出できるほど感度の高い自動惑星探査機（APF）を使用して実施されました。候補となるものがいくつか特定されましたが、さらに分析した結果、それらは星からではなく地球から来ていることが判明しました。^[134]

2015年10月、SETI研究所はアレン望遠鏡アレイを使用して、恒星の近くにある可能性のある知的地球外生命体からの電波放射を探しました。 ^{[135] [136]}最初の2週間の調査の後、SETI研究所は、この恒星系から技術関連の無線信号の証拠は見つからなかったと報告しました。^{[137] [138] [139]} 1Hzチャネルで 180〜300Jyのレベルの狭帯域無線信号 、または100kHzチャネルで10Jyを超える中帯域信号は見つかりませんでした。^[138]

2016年、VERITASガンマ線観測所は天体からの超高速光トランジェントの探索に使用され、天文学者は1平方メートルあたり約1光子という低いフラックスのナノ秒パルスに敏感な効率的な方法を開発しました。この技術は2009年から2015年までのタビーの星のアーカイブ観測に適用されましたが、放射は検出されませんでした。^{[140] [141]}

2017年5月には、レーザー光の放射に基づく関連調査が報告されたが、タビーズ・スターからの技術関連の信号の証拠は見つからなかった。^{[142] [143]}

2017年9月、この星の周りの領域の以前のRF調査に基づいて、いくつかのSETI@Homeワークユニットが作成されました。 ^[144]これにより、SETI@Homeワークユニットのサイズが2倍になったため、この地域に関連するワークユニットは、量子化ノイズの問題が少ない最初のワークユニットになる可能性があります。

EPIC 204278916 ^{[145] [146]}と呼ばれる星や、他の若い恒星が、タビーの星で観測されたものと似たディップを示すことが観測されている^{[いつ? ] 。しかし、いくつかの点で異なっている。EPIC} 204278916 はタビーの星よりもはるかに深いディップを示し、より短い期間に集中しているのに対し、タビーの星のディップは数年にわたって広がっている。さらに、EPIC 204278916 は原始恒星円盤に囲まれているのに対し、タビーの星は円盤の証拠を示さない通常の F 型星のように見える。^[145]

2019年には、他の21個の同様の星に関する総合的な研究が発表されました。^{[147] [148]}

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  主要な（1%以上の）減光の統合プロット（2021年4月3日）

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  すべての光度曲線データ − 2009年12月から2013年5月、スキャン日0066日から1587日（ケプラー）
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  2011年3月5日 − 792日目
  15%最大低下（ケプラー）
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  2013年2月28日 − 1519日目
  最大低下率22%（ケプラー）
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  2013年4月17日 − 1568日目
  8%最大低下（ケプラー）
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  1年間の光度曲線 − 2018年5月4日まで（HAO）^{[35] [31] [36]}
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  2019年10月10日から2020年1月11日までの光度曲線（HAO）^[74]

• 混乱した惑星
• 潮汐力によって分離した系外衛星
• 異常に暗くなる期間を持つ星のリスト
• 人の名にちなんで名付けられた星