タウ・クジラ

タウ・クジラ

τ Ceti の位置 (丸で囲んだ部分)
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	クジラ
発音	/ ˌ t aʊ ˈ s iː t aɪ /
赤経	01時間44分04.083秒[1]
偏角	−15° 56′ 14.93″ [1]
見かけの等級 （V）	3.50 ± 0.01 [2]
特徴
進化段階	主系列
スペクトル型	G8V [3]
U−B色指数	+0.21 [4]
B−V色指数	+0.72 [4]
天体測量
視線速度(R v )	−16.68 ± 0.05 [5]  km/s
固有運動（μ）	RA:  −1721.728 マス/年[1] 12 月:  +854.963 マス/年[1]
視差（π）	273.8097 ± 0.1701 マス[1]
距離	11.912 ± 0.007 光年 (3.652 ± 0.002  pc )
絶対等級 (M V )	5.69 ± 0.01 [2]
ボロメトリーの絶対 等級 (M bol )	5.52 ± 0.02 [2]
詳細
質量	0.69 ± 0.09 [6] メートル☉
半径	0.793 ± 0.004 [ 6]  R☉
明るさ	0.488 ± 0.010 [ 2]  L☉
明るさ（視覚、L V）	0.45 [注 1]  L ☉
表面重力（log  g）	4.48 ± 0.05 [6]  cgs
温度	5,320 ± 40 [6]  K
金属性	28 ± 3 % 太陽
金属度[Fe/H]	−0.55 ± 0.05 [7] デックス
回転	46 ± 4 日[6]
回転速度( v  sin  i )	0.1 ± 0.1 [6]  km/s
年	8～10 [8] ジル
その他の指定
52 Cet、BD −16° 295、FK5  59、GJ  71、HD  10700、HIP  8102、HR  509、SAO  147986、LFT  159、LHS  146、LTT  935 [4]
データベース参照
シンバド	データ
太陽系外惑星アーカイブ	データ
アリンス	データ

タウ・クジラ（ τ Cetiのラテン語表記）は、くじら座にある単独の恒星で、スペクトル的には太陽に似ているが、質量は太陽の約 78% しかない。太陽系から 12光年（3.7パーセク）弱の距離にあるこの恒星は、比較的近くにある恒星であり、最も近い孤立したG 型恒星である。この恒星は安定しており、恒星変動はほとんど見られず、太陽に比べて金属が不足している（水素とヘリウム以外の元素が少ない）。

肉眼で3.5等級の太陽を見ることができる。^[2]タウ・クジラ座から見ると、太陽は北半球のうしかい座にあり、見かけの等級は約2.6である。^{[注 2] [9]}

観測により、タウ・クジラの周囲には太陽系全体よりも10倍以上の塵が存在していることが分かっています。2012年12月以来、タウ・クジラの周りを少なくとも4つの惑星（おそらくスーパーアース）が周回している証拠があり、このうち2つは居住可能領域内にある可能性があります。^{[10] [11] [12]}さらに最大で4つの未確認惑星の証拠があり、そのうちの1つは恒星から3〜20 AUの間に位置する木星系惑星です。 ^[13]破片円盤があるため、タウ・クジラの周りを周回する惑星は、現在の地球よりもはるかに多くの衝突に直面することになります。これらの惑星候補は最近異論が出ており^[14]、恒星の傾斜角に関する最近の発見により、これらの世界の地球的性質に疑問が投げかけられていることに留意してください。 ^[6]この居住可能性へのハードルにもかかわらず、太陽類似（太陽のような）特性により、この恒星への関心が広がっています。安定性、類似性、太陽への相対的な近さから、タウ・クジラは一貫して地球外知的生命体探索（SETI）の対象として挙げられている。^[15]

「くじら座タウ」という名前は、ドイツの天体地図作成者ヨハン・バイエルのウラノメトリア星カタログの一部として 1603 年に確立された、この星のバイエル指定です。バイエルのくじら座配列では「番号 T」です。1650年頃にカイロで書かれたアル・アクサシ・アル・ムアケットの暦表にある星のカタログでは、この星はターリス・アル・ナーマート（ثالث النعامات - thālith al-naʽāmāt ）と指定されており、ラテン語では「テルティア・ストルティオヌム」と訳され、3番目を意味する。ダチョウ。^{[16]この星は、} η Cet (デネブ・アルゲヌビ)、θ Cet (タニー・アル・ナーマット)、η Cet (バテン・カイトス)、υ Cetとともに、鶏ダチョウのAl Naʽāmāt (النعامات) であった。 ^{[17] [18]}

中国の天文学では、「方形天倉」（中国語：天倉、ピンイン：Tiān Cāng）は、くじら座τ、くじらι、くじらη、くじら座η、くじらθ、およびくじら57星からなる星図を指します。^[19]したがって、くじら座τそのものの中国語名は「方陣天倉五星」（中国語：天倉五、ピンイン：Tiān Cāng wƔ）である。^[20]

恒星の固有運動とは、天球を横切る恒星の移動速度であり、より遠くにある背景の天体との位置関係によって決定される。タウ・クジラは、年間移動距離がわずか2 秒角未満であるにもかかわらず、固有運動の大きい恒星であると考えられている。^[注3]したがって、この恒星の位置が1度以上移動するには約2000年かかる。固有運動が大きいことは、太陽に近いことの指標である。^{[21]近くの恒星は、遠くにある背景の恒星より​​も速く空を1角度の弧で横切ることができるため、}視差の研究に適している。タウ・クジラの場合、視差の測定は、11.9 光年の距離にある。太陽に最も近い恒星系の一つであり、アルファケンタウリAに次いで太陽に近いスペクトル型G恒星である。^[22]

星の視線速度は、星が太陽に近づく、または太陽から遠ざかる運動の成分です。固有運動とは異なり、星の視線速度は直接観測することはできませんが、スペクトルを測定することで決定できます。ドップラーシフトにより、星が観測者から遠ざかっている場合は星のスペクトルの吸収線がわずかに赤（または長波長）の方向にシフトし、星が観測者に近づく場合は青（または短波長）の方向にシフトします。タウ・クジラの場合、視線速度は約 -17 km/s で、負の値は太陽に近づいていることを示しています。^[23]この星は約 43,000 年後に太陽に最も接近し、10.6 光年（3.25 パーセク）以内に近づきます。^[24]

タウ・クジラまでの距離、その固有運動、視線速度は、星の宇宙空間における運動を表す。太陽に対する相対的な宇宙速度は、37.2 km/s。^{[25]この結果は、タウ・クジラが}天の川銀河を通過する軌道を計算するのに使用できます。その平均銀河中心距離は9.7キロパーセク（約32,000 光年）、軌道離心率は0.22である。^[26]

タウ・クジラ系には、1つの恒星しか存在しないと考えられている。13.1等級の暗い伴星が観測されている。2000年時点では、主星から137 秒角離れている。重力で結びついている可能性もあるが、視線の一致である可能性が高いと考えられている。^{[27] [28] [29]}

タウ・クジラとその系の物理的特性について知られていることのほとんどは、分光測定によって決定されています。スペクトルを星の進化の計算モデルと比較することで、タウ・クジラの年齢、質量、半径、明るさを推定できます。しかし、天文干渉計を使用すると、星の半径を0.5％の精度で直接測定できます。^[2]このような手段により、タウ・クジラの半径は次のように測定されています。太陽半径の79.3% ± 0.4%です。^[2]これは太陽よりもやや質量の小さい恒星に予想される大きさです。^[30]

タウ・クジラの自転周期は、一価イオン化 カルシウム（Ca II）の典型的なHおよびK吸収線の周期的変動によって測定された。これらの線は表面の磁気活動と密接に関連しているため^[31]、変動周期は活動部位が恒星の周りを一回転するのに必要な時間を測定している。この方法により、タウ・クジラの自転周期は次のように推定される。34 d . ^[32]ドップラー効果により、星の回転速度はスペクトルの吸収線の幅に影響します（観測者から遠ざかる星側からの光はより長い波長にシフトし、観測者に向かう側からの光はより短い波長にシフトします）。これらの線の幅を分析することで、星の回転速度を推定できます。タウ・クジラの予測回転速度は

v _eq · sin i ≈ 1 km/s、

ここで、v _eqは赤道での速度、iは視線に対する回転軸の傾斜角です。典型的なG8星の場合、回転速度は約2.5 km/s。比較的低い自転速度の測定値は、タウ・クジラがほぼその極の方向から観測されていることを示している可能性がある。^{[33] [34]}

最近では、2023年の研究では、回転周期は46 ± 4 dとa v _eq sin iの0.1 ± 0.1 km/s、これは極に対する傾斜角に相当します。7° ± 7°。^[6]

星の化学組成は、星が形成された年齢など、星の進化の歴史を知るための重要な手がかりとなる。星が形成される塵とガスの星間物質は、主に水素とヘリウムで構成され、微量のより重い元素が含まれている。近くの星が進化して死ぬにつれて、星間物質に重い元素の割合が増える。したがって、若い星は、古い星よりも大気中に重い元素の割合が高い傾向がある。これらの重い元素は天文学者によって「金属」と呼ばれ、重い元素の割合が金属量である。^[35]星の金属量の量は、簡単に観察できる重元素である鉄（Fe）と水素の比率で表されます。相対的な鉄の存在量の対数が太陽と比較されます。タウ・クジラの場合、大気の金属量は

${\displaystyle \left[{\frac {\text{Fe}}{\text{H}}}\right]\approx -0.50}$ デックス、

太陽の約3分の1に相当する。過去の測定値は-0.13から-0.60の範囲であった。^{[36] [37]}

この鉄の含有量の少なさは、タウ・クジラが太陽よりも古いことはほぼ間違いないことを示しています。その年齢はこれまで5.8  Gyrですが、現在では9 Gyr . ^[8]これは太陽の年齢は4.57億年である。しかし、タウ・クジラの年齢は4.4億年から採用されたモデルに応じて12億年かかる。 ^[30]

自転のほかに、恒星のスペクトルの吸収特性を広げる要因として圧力による広がりがある。近傍の粒子の存在は、個々の粒子が発する放射線に影響を与える。そのため、線幅は恒星の表面圧力に依存し、表面圧力は温度と表面重力によって決まる。この技術は、タウ・クジラの表面重力を決定するために使用された。恒星の表面重力の対数log gは約4.4で、太陽のlog g = 4.44に非常に近い。^[36]

タウ・ケティの明るさは太陽の明るさのわずか55%に等しい。^[26]地球型惑星がこの星を周回するには、約地球の太陽放射レベルに一致するように0.7  AUに設定されています。これは、金星と太陽 の平均距離とほぼ同じです。

タウ・クジラの彩層（光を発する光球のすぐ上にある恒星の大気の部分）は現在、磁気活動がほとんどないか全く見られず、安定した恒星であることを示している。^{[38]温度、}顆粒、彩層に関する9年間の研究では、系統的な変動は見られなかった。HおよびK赤外線バンド周辺のCa II放出は11年周期の可能性を示しているが、これは太陽に比べると弱い。 ^[33]あるいは、この恒星はマウンダー極小期（太陽表面の黒点が極めて稀になった、ヨーロッパの小氷期に関連する歴史的期間）に類似した低活動状態にある可能性が示唆されている。 ^{[39] [40]タウ・クジラの}スペクトル線プロファイルは非常に狭く、乱流が少なく、自転が観測されていることを示す。^[41]この恒星のアストロセイショロジー振動は、振幅が太陽の約半分で、モード寿命は短い。^[2]

タウ・クジラへの研究の関心を駆り立てる主な要因は、その近さ、太陽に似た特徴、そしてその惑星に生命が存在する可能性である。分類の目的で、ホールとロックウッドは「『太陽のような恒星』、『太陽類似体』、『太陽の双子』という用語は、次第に制限された説明になっている」と報告している。^[45]タウ・クジラは、質量が似ていて変動性が低いが、金属が比較的少ないことから、2番目のカテゴリに当てはまる。この類似性は、何十年にもわたって大衆文化の参照や科学的調査に影響を与えてきた。1988年、視線速度観測により、木星のような距離内にあるタウ・クジラの周りの大質量惑星に起因する周期的な変動は排除された。^{[46] [47]}より正確な測定により、少なくとも2012年12月までは、そのような惑星は排除され続けている。^[47] 5年間の測定で到達した速度精度は約11m/sである。^[48]この結果ではホットジュピターは除外され、また、木星の質量以上で公転周期が15年未満の最小質量を持つ惑星もおそらく除外される。^[49]さらに、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野惑星カメラによる近傍恒星の調査が1999年に完了し、その中にはタウ・クジラの暗い伴星の探索も含まれていたが、望遠鏡の分解能の限界に達するものは発見されなかった。^[50]

しかし、これらの探索では、より大きな褐色矮星とより近い軌道を周回する巨大惑星のみが除外されたため、2012年に発見されたような、恒星の周りを周回するより小さな地球のような惑星は除外されませんでした。^[50]ホットジュピターが近い軌道に存在する場合、恒星のハビタブルゾーンを乱す可能性が高いため、それらを除外したことで、地球のような惑星が存在する可能性が高まりました。^{[46] [51]}一般的な研究では、惑星の存在と比較的金属量の多い親星の間には正の相関関係があることが示されており、タウ・クジラのような金属量の低い恒星では惑星が存在する可能性が低いことを示唆しています。^[52]

2012年12月19日、タウ・クジラを周回する5つの惑星系を示唆する証拠が提示された。^[7]惑星の推定最小質量は地球の2～6倍で 、公転周期は14～640日である。そのうちの1つであるタウ・クジラeは、地球が太陽から離れている距離の半分ほどの距離をタウ・クジラから周回していると思われる。タウ・クジラeの明るさは太陽の52%で、星からの距離は0.552 AUであるため、この惑星は地球の1.71倍の恒星放射線を受けることになり、地球の1.91倍の金星よりわずかに少ない。しかし、一部の研究ではこの惑星は恒星のハビタブルゾーン内にあるとされている。^{[10] [11]}惑星居住可能性研究所は、地球の28.5％の恒星光を受け取るタウ・クジラfが、狭いながらも恒星の居住可能領域内にあると推定している。^[12]

新たな結果は2017年8月に発表された。^[43]彼らはTau Ceti eとfを候補として確認したが、惑星b（偽陰性の可能性がある）、c（その見かけの信号が弱く定義され、恒星の自転と相関していた）、およびd（すべてのデータセットに現れなかった）を一貫して検出できなかった。代わりに、軌道が20日と49日の2つの新しい惑星候補gとhを発見した。候補惑星から検出された信号の視線速度は30cm/sと低く、HARPSに適用された検出に使用された実験方法では、理論上は約20cm/sまで検出できた可能性がある。^[43]更新された4惑星モデルは動的にパックされており、数十億年にわたって安定している可能性がある。

しかし、さらに改良を重ねた結果、さらに多くの候補惑星が検出されています。2019年にAstronomy & Astrophysicsに掲載された論文では、約11.3 m/sの接線天文測定速度に基づいて、タウ・クジラに木星または超木星が存在する可能性があることが示唆されました。この推定天体の正確な大きさと位置は決定されていませんが、3〜20 AUの間を周回する場合、最大で木星の5倍の質量です。^{[13] [注4]} 2020年の天文学ジャーナルに掲載された天文学者のジェイミー・ディートリッヒとダニエル・アパイによる研究では、既知の惑星の軌道安定性を分析し、他の何百もの惑星系から特定された統計パターンを考慮して、まだ検出されていない追加の惑星が存在する可能性が最も高い軌道を調査しました。この分析では、惑星候補b、c、dと一致する軌道に3つの惑星候補が予測されました。^[54]独立して予測された惑星周期と、視線速度データで以前に特定された3つの惑星候補の周期との近い一致は、候補b、c、dが本物の惑星であることを裏付けています。さらに、この研究では、惑星eとfの間に、つまり居住可能領域内に、少なくとも1つの未検出の惑星が存在することも予測しています。^[54]この予測された太陽系外惑星はPxP-4として識別されています。^[注5]

タウ・クジラは、地球のほぼ真上を向くように配置されている可能性が高いため（自転速度から判断）、^[6]惑星がこの配置を共有し、ほぼ正面を向いた軌道を回っている場合、それらの質量は地球の質量に近く、海王星、土星、木星の質量に近くなります。たとえば、タウ・クジラfの軌道が地球の正面から70度傾いている場合、その質量は次のようになります。4.18+1.12
−1.46地球の質量の半分以下で、中～低質量のスーパーアースとなる。しかし、これらのシナリオは必ずしも真実ではない。タウ・クジラのデブリディスクの傾斜角は35 ± 10、惑星の軌道も同様に傾いている可能性がある。破片円盤とfの軌道が等しいと仮定すると、fは5.56+1.48
−1.94そして9.30+2.48
−3.24地球の質量とほぼ同じであるため、ミニ海王星である可能性がわずかに高くなります。それに加えて、惑星の軌道傾斜角が低いほど、一定期間にわたって安定性が低下する傾向があります。これは、惑星の質量が大きくなり、重力が強くなり、その結果、近隣の惑星の軌道安定性が乱れるためです。したがって、たとえば、Korolik et al 2023の研究で推定されているように、Tau Cetiの極傾斜角が約7度で、想定される惑星も同様である場合、それらの惑星の軌道はわずか1000万年の期間内に不安定になりそうであり、したがって、恒星系の寿命を構成する数十億年の間、それらの惑星が存続していた可能性は極めて低いです。^[6]

タウ・クジラeは、HIRES、AAPS、HARPSを使用して得られた恒星の視線速度の変動データの統計的分析によって2012年に初めて提案された、タウ・クジラを周回する候補惑星[ ^43] です。^{[7] [55]}その可能性のある特性は2017年に洗練されました：^{[43]もし確認されれば、それは0.552 AU（}太陽系の金星と水星の軌道の間）の距離を168日の公転周期で公転し、最小質量は地球の3.93倍になります。タウ・クジラeが地球のような大気を持っていたとしたら、表面温度は約68℃（154℉）になります。^[56]惑星への入射光束に基づいて、Güdelらによる研究（2014）は、この惑星は居住可能領域の外にあり、金星のような世界に近い可能性があると推測した。^[57]

タウ・クジラfは、2012年に星の視線速度の変動の統計的分析によって提案され、2017年にさらなる分析によっても発見された、タウ・クジラfを周回する候補惑星^[43]です。 ^[7]軌道がタウ・クジラfの拡張居住可能領域内にあるため、興味深いものです。^[58]しかし、2015年の研究では、この惑星が温帯に存在していた期間は10億年未満であると示唆されているため、検出可能な生物学的特徴はない可能性があります。^{[59] [60] [61]}

この惑星の特性は、軌道と質量以外にはほとんど知られていない。この惑星は、太陽系における火星の軌道に近い1.35AUの距離でタウ・ケティを公転しており、公転周期は642日で、最小質量は地球の3.93倍である。^[43]

しかし、2021年にデータを再解析したところ、HARPS分光器の系統的特性に関する詳細な研究が行われ、600日間の信号は、機器の系統的特性と、潜在的に1000日間の未知の信号との誤った組み合わせである可能性が高いことが示されました。^[14]

2004年、ジェーン・グリーブス率いる英国の天文学者チームは、タウ・クジラの周りを回る彗星や小惑星の物質の量が太陽の10倍以上であることを発見した。これは、このような小さな天体同士の衝突によって生じた、恒星を周回する冷たい塵の円盤を測定することで判明した。 ^[62]この結果は、この系に複雑な生命が存在する可能性に水を差すものである。なぜなら、惑星は現在の地球のおよそ10倍の頻度で大きな衝突に見舞われるからである。グリーブスは研究当時、「[どの惑星も]恐竜を絶滅させたと考えられる種類の小惑星からの絶え間ない衝突に見舞われる可能性が高い」と指摘した。^[63]このような衝突は、衝突間の生物多様性の発達を阻害する。 ^{[64]しかし、}木星サイズの巨大なガス巨星（提案されている惑星「i」など）が彗星や小惑星を逸らす可能性はある。 ^[62]

デブリディスクは、スペクトルの遠赤外線部分でシステムから放出される放射線の量を測定することによって発見されました。ディスクは星を中心とする対称的な特徴を形成し、その外半径は平均55 AU。タウ・クジラの近くの円盤の暖かい部分からの赤外線放射が不足していることから、半径で内側が遮断されていることがわかる。10 AU。比較すると、太陽系のカイパーベルトは30 AUから50 AU。長期間にわたってこの塵のリングが維持されるためには、より大きな天体との衝突によって絶えず補充されなければならない。^[62]ディスクの大部分は、35～50 AU の距離にあるタウ・クジラの周りを回っているように見える。50 AU 、つまりハビタブルゾーンの軌道からかなり外れたところにある。この距離では、ダストベルトは太陽系の海王星の軌道の外側にあるカイパーベルトに似ているかもしれない。 ^[62]

タウ・クジラは、星が年をとるにつれて大きな円盤を失う必要はなく、太陽のような星ではそのような厚いベルトは珍しくないかもしれないことを示している。^[65]タウ・クジラのベルトの密度は、若い隣人であるエリダヌス座イプシロン星の周りのベルトのわずか20分の1である。^[62]太陽の周りのデブリの相対的な少なさは珍しいケースかもしれない。研究チームのメンバーの1人は、太陽は誕生初期に別の星の近くを通過し、ほとんどの彗星と小惑星が剥ぎ取られた可能性があると示唆している。^[63]大きなデブリ円盤を持つ星は、衝突によって塵が絶えず生成されるデブリ円盤星が容易に惑星を形成するように見えるため、天文学者の惑星形成に関する考え方を変えた。^[65]

タウ・クジラのハビタブルゾーン（地球サイズの惑星で液体の水が存在する可能性のある場所）は、半径0.55～1.16  AUに及び、1 AUは地球から太陽までの平均距離である。^[66]タウ・クジラの惑星の原始的な生命は、分光法による大気の組成の分析を通じて明らかになる可能性がある。ただし、その組成が非生物的である可能性は低い。地球上の酸素が生命の存在を示すのと同様である。^[67]

これまでで最も楽観的な探索プロジェクトは、オズマ計画である。これは、人工電波信号の兆候がないか選ばれた恒星を調べることで「地球外知的生命体の探索」（SETI ）を行うことを目的とした。このプロジェクトを指揮したのは天文学者のフランク・ドレイクで、彼は最初のターゲットとしてくじら座タウ星とエリダヌス座イプシロン星を選んだ。どちらも太陽系の近くに位置し、物理的には太陽に似ている。200時間の観測にもかかわらず、人工信号は発見されなかった。^[68]その後のこの恒星系の電波探索では、何も発見されなかった。

こうした成果の欠如は、タウ・クジラ星系における生物の痕跡の観測への関心を弱めることにはつながらなかった。2002年、天文学者のマーガレット・ターンブルとジル・ターターは、別のSETIプロジェクトであるプロジェクト・フェニックスの支援のもと、近傍居住可能系カタログ（HabCat）を作成した。このリストには、17,000の理論的に居住可能なシステム、これは最初のサンプルの約10％に相当します。^[69]翌年、ターンブルはさらにリストを絞り込み、最も有望な30のシステムを選びました。太陽から100光年以内の5000個の恒星のうち、タウ・クジラを含む5000個は、アレン望遠鏡アレイによる電波探索の基礎の一部となる。^{[70]彼女は、（現在は中止されている） [71]} 地球型惑星探査望遠鏡システムによる探索に適した5つの恒星の最終候補リストにタウ・クジラを選び、「神が私たちの惑星を別の恒星の周りに置いたとしたら、これらの場所に住みたいと思うだろう」とコメントした。^[72]

• エリダニ座イプシロン星
• 最も近い恒星と褐色矮星のリスト
• 居住可能な可能性のある太陽系外惑星のリスト
• 最も近い地球型太陽系外惑星候補のリスト
• フィクションにおけるタウ・クジラ

ウィキメディア・コモンズには、 Tau Cetiに関連するメディアがあります。

• Jim Kaler の STARS サイトのくじら座タウ
• タウ・クジラ：大惨事の中の生命？ ケンタウリ・ドリームスにて