Mostra la font per a Tau de la Balena

{{Infotaula objecte astronòmic}}
'''Tau de la Balena''' (τ Ceti) és un [[estel]] de la [[constel·lació de la Balena]]<ref group="nota">La 19a estrella de la constel·lació.</ref> que és [[Classificació estel·lar|espectralment]] semblant al [[Sol]], tot i que només té el 78% de la [[Massa solar|massa del Sol]]. A una distància de poc menys de 12 [[anys llum]] del [[sistema solar]], és una [[llista d'estels més propers|estrella relativament propera]], i és l'estrella solitària més propera de [[nana groga|tipus G]].<ref group=nota>[[Alfa del Centaure|Alfa del Centaure A]] és més a prop, però forma part d'un sistema triple.</ref> L'estrella apareix estable, amb una lleugera [[variació estel·lar]].

Tau de la Balena és [[metal·licitat|deficient en metall]], que es relaciona normalment quan no hi ha planetes gegants i pocs [[planetes terrestres|planetes rocosos]]. Les observacions han detectat que hi ha deu vegades més la pols present en el sistema solar.

Des del desembre de 2012, hi ha proves de cinc planetes al voltant de Tau de la Balena, i un d'ells pot estar potencialment en la [[zona habitable]].<ref name=bbc-planet2012>{{ref-notícia|url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-20770103 |títol=Tau Ceti's planets nearest around single, Sun-like star|obra=BBC News|data=19 desembre 2012}}</ref><ref name=astrobio-2012>{{ref-notícia|url=http://www.astrobio.net/pressrelease/5220/tau-ceti-may-have-a-habitable-planet|títol=Tau Ceti May Have a Habitable Planet|obra=Astrobiology Magazine|data=19 desembre 2012|consulta=20 de desembre 2012|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20130514100756/http://www.astrobio.net/pressrelease/5220/tau-ceti-may-have-a-habitable-planet|arxiudata=14 de maig 2013}}</ref> A causa del [[disc residual]], qualsevol planeta que giri al voltant de Tau de la Balena pot patir més [[impacte astronòmic|impactes astronòmics]] que la Terra. Malgrat aquest obstacle de l'[[Habitabilitat planetària|habitabilitat]], les seves característiques com a [[anàleg solar]] (semblant al Sol) han marcat l'interès estès per l'estrella. D'acord amb la seva estabilitat, semblança i relativa proximitat al Sol, Tau de la Balena està sempre en la llista d'objectius pel projecte de la [[SETI|Search for Extra-Terrestrial Intelligence]] (SETI), i apareix en la literatura de [[Tau de la Balena en la ficció|ciència-ficció]].<ref name=rutkowski2010>{{citar ref|nom1=Chris A. |cognom1=Rutkowski |títol=The Big Book of UFOs
 |editorial=Dundurn |any=2010 | isbn=1554887607 |pàgina=33
 | url=http://books.google.cat/books?id=cqmizCB7iacC&pg=PA33}}</ref>

L'astre es pot veure a ull nu, ja que és una estrella de tercera [[magnitud aparent|magnitud]].<ref group="nota">No es pot veure per sobre de [[75è paral·lel nord|latitud 75°N]], ja que té una declinació 90° nord, [[15è paral·lel sud|15°S]]. A la pràctica, els [[Centelleig (astronomia)|efectes atmosfèrics]] redueixen la visibilitat de l'objecte quan és proper a l'horitzó.</ref> Des de Tau de la Balena, el Sol pot ser una estrella de tercera magnitud en la [[constel·lació del Bover]].<ref group="nota">Des de Tau de la Balena el Sol pot aparèixer en el costat oposat del cel a les coordenades RA={{RA|13|44|04}}, Dec={{DEC|15|56|14}}, on es troba la propera [[Tau del Bover]]. La magnitud absoluta del Sol és de 4,8, per tant, a una distància de {{val|3.65|ul=parsec}}, el Sol pot tenir una magnitud aparent de:<br> <math>\begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3.64) - 1) = 2.6 \end{smallmatrix}</math>.</ref>

== Nom ==
Tau de la Balena no té un nom tradicional reconegut àmpliament. El nom «Tau Ceti» és la [[nomenclatura de Bayer]] d'aquesta estrella, establerta en el 1603 com a part del catàleg estel·lar ''[[Uranometria]]'' del cartògraf celestial alemany [[Johann Bayer]]: és el «nombre T» en la seqüència de Bayer de la constel·lació Cetus. Té el nom propi de Durre Menthor,<ref>{{ref-llibre|autor=Moore, Patrick; Rees, Robin |any=2011
 |pàgina=409 |títol=Patrick Moore's Data Book of Astronomy
 |editorial=Cambridge University Press
 |edició=2a edició| isbn=0-521-89935-4
 | url=http://books.google.cat/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA408
 |llengua=anglès |consulta=2011-04-28}}</ref> que ve de l'aràb Al Durr' Al-Manthūur ('''الدرر المنثور'''), que significar Les Perles Disperses (del Collaret Trencat).<ref name=pelagos>{{ref-web|autor=Anonymous |títol=Cetus |editor=Omnipelagos.com |url=http://pelagos.fasterlight.com/entry?n=cetus |consulta=24-06-2009 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20110710225227/http://pelagos.fasterlight.com/entry?n=cetus |arxiudata=2011-07-10}} &lt; الدرر المنثور al durr' al-manthūur The Scattered Pearls (of the Broken Necklace).</ref> En el catàleg d'estrella ''Calendarium'' d'[[Al Achsasi al Mouakket]], escrit al [[El Caire|Caire]] al voltant del 1650, aquesta estrella va ser designada com a '''Thālith al Naʽāmāt''' ('''تالت ألنعامة''' - ''taalit al naʽāmāt''), que va ser traduït al [[llatí]] com a '''Tertia Struthionum''', que significa ''el tercer dels estruços''.<ref>{{ref-publicació|cognom=Knobel |nom=E. B.
 |títol=Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket
 |llengua=anglès |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |volum=55 |pàgina=429 |mes=Juny |any=1895
 | bibcode=1895MNRAS..55..429K}}</ref> Aquesta estrella, juntament amb [[Eta Ceti|η Cet]] (Deneb Algenubi), [[Theta Ceti|θ Cet]] (Thanih Al Naamat), [[Zeta Ceti|ζ Cet]] (Baten Kaitos), i [[Upsilon Ceti|υ Cet]], foren els '''Al Naʽāmāt''' ('''ألنعامة'''), les Estruces de Gallina.<ref>{{ref-llibre|cognom=Allen |nom=R. H. |any=1963
 |enllaçautor=Richard Hinckley Allen
 |títol=Star Names: Their Lore and Meaning
 | url=http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/Cetus*.html
 |llengua=anglès |consulta=2010-12-12 |edició=Reprint
 |editorial=Dover Publications Inc
 |lloc=Nova York | isbn=0-486-21079-0 |pàgina=162}}</ref><ref group=nota>[[Eta Ceti|η Cet]] com a '''Aoul al Naamat''' o '''Prima Sthrutionum''' (el primer estruç), [[Theta Ceti|θ Cet]] com a '''Thanih al Naamat''' o '''Secunda Sthrutionum''' (el segon estruç), τ Cet com a '''Thalath al Naamat''' o '''Tertia Sthrutionum''' (el tercer estruç), i [[Zeta Ceti|ζ Cet]] com a '''Rabah al Naamat''' o '''Quarta Sthrutionum''' (el quart estruç). [[Upsilon Ceti|υ Cet]] hauria de ser el '''Khamis al Naamat''' o '''Quinta Sthrutionum''' (el cinquè estruç) degudament, però Al Achsasi Al Mouakket va designar el títol de ''el cinquè estruç'' a [[Gamma Andromedae|γ Gam]] amb consideració incerta.</ref>

En xinès, el «[[Lou (constel·lació xinesa)|Graner Quadrat Celestial]]» (天倉) es refereix a un [[asterisme]] que consisteix en τ Ceti, [[Iota Ceti|ι Ceti]], [[Eta Ceti|η Ceti]], [[Zeta Ceti|ζ Ceti]], [[Theta Ceti|θ Ceti]] i [[57 Ceti]].<ref>{{ref-llibre
 |títol= 中國星座神話
 |autor= 陳久金
 |editorial= 台灣書房出版有限公司
 |any= 2005
 | isbn = 978-986-7332-25-7}}</ref> De manera conseqüent, τ Ceti és coneguda com a «Cinquena Estrella del Graner Quadrat Celestial» (天倉五).<ref>{{ref-web
 |llengua= xinès
 |url= http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060710.html
 |títol= 天文教育資訊網
 |trans_title= Activities of Exhibition and Education in Astronomy (AEEA)
 |autor= 陳輝樺 (Editor)
 |data= 10 juliol 2006
 |consulta= 1 de novembre 2013
 |arxiuurl= https://web.archive.org/web/20110716123113/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060710.html
 |arxiudata= 16 de juliol 2011
 }}</ref>

== Moviment ==
El [[moviment propi]] d'una estrella és la seva quantitat de moviment a través de l'[[esfera celeste]], determinada per la comparació de la seva posició relativa a objectes més distants en el fons. Tau de la Balena és considerat a ser una estrella d'alt moviment propi, ja que té un travessar anual de només dos [[segon d'arc|segons d'arc]].<ref group="nota">El moviment propi net és donat per:<br>
<math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907.79\,\text{mas/y} \end{smallmatrix}</math>
on ''&mu;<sub>&alpha;</sub>'' i ''&mu;<sub>&delta;</sub>'' són els components del moviment propi en la R.A. i la Declinació, respectivament, i ''&delta;'' és la Declinació. Vegeu:<br>
{{ref-web |cognom= Majewski |nom= Steven R. |any= 2006 |url= http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |títol= Stellar Motions |editor= Universitat de Virgínia |llengua= anglès |consulta= 27-09-2007 |arxiuurl= https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |arxiudata= 2012-01-25 }}</ref> Calen uns dos mil anys abans que aquesta estrella giri més d'un grau. Un alt moviment propi és un indicador de la proximitat al sol.<ref>{{ref-web|cognom=Reid |nom=Neill |data= 23 febrer 2002
 | url=http://www-int.stsci.edu/~inr/nstars2.html
 |títol=Meeting the neighbours: NStars and 2MASS
 |editor=Space Telescope Science Institute
 |llengua=anglès |consulta=11-12-2006}}</ref> Les estrelles properes poden travessar un angle d'arc a través del cel més ràpidament que les estrelles distants en el fons i són bones candidates per a estudis de [[paral·laxi]]. En el cas de Tau Ceti, les mesures de paral·laxi indiquen una distància d'11,9 anys llum. Això el converteix en [[llista d'estels més propers|un dels sistemes estel·lars més propers]] al sol, i el més proper de [[Classificació estel·lar#Tipus G|tipus G en l'espectre]] després d'[[Alfa del Centaure|Alfa del Centaure A]].<ref>{{ref-web|cognom=Henry |nom=Todd J.
 |data= 1 octubre 2006
 | url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm
 |títol=The One Hundred Nearest Star Systems
 |editor=Research Consortium on Nearby Stars
 |llengua=anglès |consulta=11-12-2006 |urlarxiu= http://web.archive.org/web/20061128221321/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm|dataarxiu= 28 novembre 2006}}</ref>

La [[velocitat radial]] d'una estrella és el moviment cap o més enllà del Sol. A diferència del moviment propi, la velocitat radial d'una estrella no pot ser directament observada, però es pot determinat a través del mesurament de l'espectre. A causa de l'[[efecte Doppler]], les [[línia d'absorció|línies d'absorció]] en l'espectre d'una estrella es desplacen lleugerament cap al vermell (o en ones de longitud d'ona més llargues) si l'estrella s'està allunyant de l'observador, o cap al blau (o en ones més curtes) quan es mou cap a l'observador. En el cas de Tau Ceti, la velocitat radial és de −17 km/s, amb el valor negatiu indicant que s'està movent cap al sol.<ref>{{ref-publicació|autor=Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Williams, E.; McCarthy, C.; Dosanjh, P.; Vogt, S. S.
 |títol=Attaining Doppler Precision of 3 M s-1
 |llengua=anglès |publicació=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 |any=1996 |volum=108 |pàgines=500
 | bibcode=1996PASP..108..500B | doi = 10.1086/133755}}</ref>

La distància a Tau de la Balena, amb el seu moviment propi i velocitat radial, permet que es pugui calcular el moviment de l'estrella a través de l'espai. La [[cinemàtica estel·lar|velocitat espacial]] relativa al Sol és de 37 km/s.<ref group="nota">Els components de velocitat espacial són: U = +18; V = +29, i W = +13. Aquests camps són una velocitat espacial neta de:<br><math>\begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36,5\,\text{km/s.} \end{smallmatrix}</math></ref> Aquest resultat pot ser utilitzar per calcular el camí orbital de Tau Ceti a través de la galàxia de la [[Via Làctia]]. Té una distància al centre galàctic de 9,7 quiloparsecs (32.000 anys llum) i una [[excentricitat orbital]] de 0,22.<ref name=Mello>{{ref-publicació|autor=Porto de Mello, G. F.; del Peloso, E. F.; Ghezzi, L.
 |títol=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun
 |llengua=anglès |publicació=Astrobiology |any=2006 |volum=6
 |exemplar=2 |pàgines=308–331
 | doi= 10.1089/ast.2006.6.308
 | pmid=16689649 | bibcode=2006AsBio...6..308P|arxiv = astro-ph/0511180}}</ref>

== Propietats físiques ==
Es creu que el sistema de Tau de la Balena té un únic component estel·lar. Es va observar un fosc company òptic, que és possiblement relacionat gravitacionalment, però està a 10 segons d'arc de la primària.<ref name=Pijpers2003>{{ref-publicació|cognom=Pijpers |nom=F. P.
 |coautors= Teixeira, T. C.; Garcia, P. J.; Cunha, M. S.; Monteiro, M. J. P. F. G.; [[Jørgen Christensen-Dalsgaard|Christensen-Dalsgaard, J.]]
 |any=2003 |títol= Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti
 |publicació=Astronomy & Astrophysics |volum=401
 |exemplar=1
 |pàgines= L15–L18 | url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2003/28/aafd171/aafd171.right.html
 |llengua=anglès |consulta= 2007-09-24 | doi= 10.1051/0004-6361:20030837 | bibcode=2003A&A...406L..15P}}</ref>

La majoria del que se sap sobre les propietats físiques de Tau de la Balena i el seu sistema vé determinat a través de mesuraments [[espectroscopia|espectroscòpics]]. Comparant l'espectre es pot estimar els models informàtics de l'[[evolució estel·lar]], l'edat, massa, radi i lluminositat de Tau de la Balena. Malgrat això, utilitzant un [[interferòmetre astronòmic]], es poden realitzar directament mesuraments del radi de l'estrella amb una presició del 0,5%.<ref name="aaa494">{{ref-publicació|autor=Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; [[Jørgen Christensen-Dalsgaard|Christensen-Dalsgaard, J.]]; Cunha, M. S.; Dall, T.; Frandsen, S.; Karoff, C.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Pijpers, F. P.
 |títol=Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti
 |llengua=anglès |publicació=Astronomy and Astrophysics |exemplar=1
 |any=2009 |mes=gener |pàgines=237–242
 | doi=10.1051/0004-6361:200810746
 |volum=494 | bibcode=2009A&A...494..237T|arxiv = 0811.3989}}</ref> Es desplega una línia de referència per mesurar angles molt més petits del que es poden resoldre utilitzant un [[telescopi]] convencional. Això va resultar, que el radi de Tau de la Balena va ser mesurat com el {{nowrap|79.3 ± 0.4%}} del [[radi solar]].<ref name="aaa494"/> Aquest valor és de la mida estimada per a una estrella amb poc menys de la massa del Sol.<ref name="aa426">{{ref-publicació|autor=Di Folco, E.; Thévenin, F.; Kervella, P.; Domiciano de Souza, A.; du Foresto, V. Coudé; Ségransan, D.; Morel, P.
 |títol=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars
 |llengua=anglès |publicació=Astronomy and Astrophysics
 |any=2004 |volum=426
 |exemplar=2 |pàgines=601–617
 | bibcode=2004A&A...426..601D
 | doi=10.1051/0004-6361:20047189}}</ref>

=== Rotació ===
El [[període de rotació]] de Tau de la Balena va ser mesurat en les variacions periòdiques en les línies d'absorció clàssiques H i K del [[calci]] lleugerament [[Ionització|ionitzat]], o Ca II. Aquestes línies són associades amb l'activitat [[magnetisme|magnètica]] de la superfície,<ref>{{ref-web
 |url= http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/
 |títol= H-K Project: Overview of Chromospheric Activity
 |editor= Mount Wilson Observatory
 |llengua= anglès
 |consulta= 2006-11-15
 |arxiuurl= https://web.archive.org/web/20060831111152/http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/
 |arxiudata= 2006-08-31
}}</ref> per tant la variació del període mesura el temps requerit per les zones d'activitat per completar una rotació completa d'una estrella. Això significa que el període de rotació de Tau de la Balena és estimat en 34 dies.<ref name="ApJL457">{{ref-publicació|autor=Baliunas, S.; Sokoloff, D.; Soon, W.
 |títol=Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?
 |llengua=anglès |publicació=Astrophysical Journal Letters |any=1996
 |volum=457
 |exemplar=2 |pàgines=L99
 | bibcode=1996ApJ...457L..99B | doi=10.1086/309891}}</ref> A causa de l'[[efecte Doppler]], l'[[rotació estel·lar|índex de rotació d'una estrella]] afecta el gruix de les línies d'absorció en l'espectre. (la llum del costat de l'estrella allunyant-se de l'observador serà canviada a una longitud d'ona més llarga; la llum del costat movent-se cap a l'observador serà canviat a una longitud d'ona més curta.) Per tant, analitzant el gruix d'aquestes línies, es pot determinar la velocitat rotacional d'una estrella. La velocitat de rotació projectada de Tau de la Balena és:

:<math> v_\mathrm{eq} \cdot \sin i \approx 1\ \text{km}/\text{s}. </math>

on ''v''<sub>eq</sub> és la velocitat a l'[[línia equatorial|equador]] i ''i'' és l'angle d'[[inclinació]] de l'eix de rotació a la línia en observació. Per a una estrella G8 comuna, la velocitat de rotació és d'uns 2,5 km/s Els mesuraments de la relativa baixa velocitat rotacional indiquen que Tau de la Balena és observada des d'aproximadament la direcció del seu pol.<ref name=Gray1994>{{ref-publicació|autor=Gray, D. F.; Baliunas, S. L.
 |títol=The activity cycle of tau Ceti
 |llengua=anglès |publicació=Astrophysical Journal
 |any=1994 |volum=427 |exemplar=2 |pàgines=1042–1047
 | bibcode=1994ApJ...427.1042G
 | doi = 10.1086/174210}}
</ref><ref>{{ref-publicació|autor= Hall, J. C.; Lockwood, G. W.; Gibb, E. L.
 |títol=Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples
 |llengua=anglès |publicació=Astrophysical Journal
 |any=1995 |volum=442 |exemplar=2 |pàgines=778–793
 | bibcode=1995ApJ...442..778H
 | doi=10.1086/175483}}</ref>

=== Metal·licitat ===
La composició química d'una estrella proveeix pistes importants de la seva història evolutiva, incloent-hi l'època quan es va formar. El [[medi interestel·lar]] de pols i gas on les estrelles es formen està compost bàsicament d'[[hidrogen]] i [[heli]] amb certes quantitats d'elements pesants. Com que les estrelles properes evolucionen contínuament i moren, van plantar en el medi interestel·lar un augment en la porció d'elements més pesants. Així que les estrelles més joves tendiran a tenir una porció d'elements més pesants més elevada en les seves atmosferes que les estrelles més antigues. Aquests elements pesants són anomenats metalls pels astrònoms i la porció d'elements pesants és la [[metal·licitat]].<ref>{{ref-publicació|autor=Carraro, G.; Ng, Y. K.; Portinari, L.
 |títol=Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk
 |llengua=anglès |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |any=1999 |volum=296 |exemplar=4 |pàgines=1045–1056
 | bibcode=1997astro.ph..7185C
 | doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x |arxiv = astro-ph/9707185}}</ref> La quantitat de metal·licitat en una estrella és donada en termes de la ràtio de [[ferro]] (Fe), i un element lleuger de fàcil observació com l'hidrogen. Un [[logaritme]] de la relativa abundància de ferro és la comparació amb el sol. En el cas de Tau de la Balena, la metal·licitat atmosfèrica és d'aproximadament:

:<math> \left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ] = -0.50 </math>

o una tercera part l'abundància del Sol. Els anteriors mesuraments han variat entre −0,13 a −0,60.<ref name="strobel">{{ref-publicació|autor=de Strobel, G. Cayrel; Hauck, B.; François, P.; Thevenin, F.; Friel, E.; Mermilliod, M.; Borde, S.
 |títol=A catalogue of Fe/H determinations – 1991 edition
 |llengua=anglès |publicació=Astronomy and Astrophysics Supplement Series
 |any=1991 |volum=95 |exemplar=2 |pàgines=273–336
 | bibcode=1992A&AS...95..273C}}</ref><ref name="mnras286">{{ref-publicació|autor=Flynn, C.; Morell, O.
 |títol=Metallicities and kinematics of G and K dwarfs
 |llengua=anglès |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |any=1997 |volum=286 |exemplar=3 |pàgines=617–625
 | bibcode=1996astro.ph..9017F |arxiv = astro-ph/9609017}}</ref>

Aquesta menor abundància de ferro indica que Tau de la Balena és gairebé sens dubte més antic que el sol. S'havia estimat anteriorment que l'edat aproximada és de 10 [[Any|Ga]] però ara es creu que és al voltant de la meitat en 5,8 Ga.<ref name="mh08">{{ref-publicació|autor=Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A.
 |títol=Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics
 |llengua=anglès |publicació=The Astrophysical Journal |volum=687 |exemplar=2
 |pàgines=1264–1293 |mes=novembre |any=2008
 | doi=10.1086/591785 | bibcode=2008ApJ...687.1264M |arxiv = 0807.1686}}</ref> Això es compara els 4,57 Ga del Sol. No obstant, l'edat calculada per ordinadors estimen que Tau de la Balena és de 4,4–12 Ga, depenent del model adoptat.<ref name="aa426"/>

A més de la rotació, un altre factor que poden ampliar les característiques d'absorció en l'espectre d'una estrella és l'ampliació de pressió. (Vegeu [[línia espectral]].) La presència de les partícules properes afecten la radiació emesa per una partícula individual. Per tant, el gruix de la línia és dependent de la pressió en la superfície de l'estrella, que al mateix torn és determinada per la temperatura i la gravetat de la superfície. Aquesta tècnica va ser utilitzada per determinar la gravetat de la superfície de Tau de la Balena. El {{nowrap|log ''g''}}, o [[logaritme]] de la gravetat superficial de l'estrella, és d'uns 4,4 —molt proper als {{nowrap|log ''g'' {{=}} 4,44}} del Sol.<ref name="strobel"/>

=== Lluminositat i variabilitat ===
La [[lluminositat]] de Tau de la Balena és igual a només el 55% de la [[lluminositat solar|lluminositat del sol]].<ref name=Mello /> Un [[planeta terrestre]] pot necessitar orbitar aquesta estrella a una distància d'uns 0,7 [[unitat astronòmica|ua]] perquè coincideixi amb el nivell d'[[insolació]] solar de la Terra. Això és aproximadament el mateix que la distància mitjana entre [[Venus (planeta)|Venus]] i el sol.

La [[cromosfera]] de Tau de la Balena —la part de l'atmosfera d'una estrella just per sobre de la [[fotosfera]] emissora de llum— actualment mostra una petita o nul·la activitat magnètica, indicant una estrella estable.<ref>{{ref-publicació|autor=Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. |títol=Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations
 |llengua=anglès |publicació=The Astrophysical Journal
 |any=1997 |volum=483 |exemplar=1 |pàgines=426–434
 | doi = 10.1086/304206 | bibcode=1997ApJ...483..426F}}</ref> Un estudi de nou anys sobre la temperatura, la [[Granulació fotosfèrica|granulació]], i la cromosfera van mostrar cap variació sistemàtica; les emissions de Ca II al voltant de les [[astronomia d'infraroig|bandes infraroges]] H i K mostren un possible cicle d'onze anys, però és feblement relatiu al sol.<ref name="Gray1994"/> Alternativament, es va suggerir que l'estrella pot estar en un estat de baixa activitat anàleg a un [[mínim de Maunder]]—un període històric, associat amb la [[Petita Edat de Gel]] a Europa, quan les [[erupció solar|erupcions solars]] es van convertir en extremadament rars en la superfície del Sol.<ref>{{ref-publicació|autor= Judge, P. G.; Saar, S. H.
 |data= 18 juliol 1995 |títol= The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective
 |llengua=anglès |publicació= High Altitude Observatory
 | bibcode= 2007ApJ...663..643J |doi = 10.1086/513004}}
</ref><ref>{{ref-publicació|autor=Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R. |títol= 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) |llengua=anglès |publicació= The Astrophysical Journal
 |volum= 609 |exemplar= 1 |pàgines= 392–406 |any= 2004
 | doi = 10.1086/421044 | bibcode=2004ApJ...609..392J}}</ref> Els perfils de [[línia espectral]] de Tau de la Balena són extremadament estrets, indicant una baixa turbulència i rotació observada.<ref>{{ref-publicació|autor= Smith, G.; Drake, J. J.
 |any= 1987 |mes= juliol |títol= The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars
 |llengua=anglès |publicació= Astronomy and Astrophysics 
 |volum= 181 |exemplar= 1 |pàgines= 103–111
 | bibcode = 1987A&A...181..103S}}</ref> L'amplitud de les oscil·lacions de l'estrella són la meitat del sol, i tenen una durada menor.<ref name="aaa494"/>

=== Disc de pols ===
El 2004, un equip d'[[astrònom]]s britànics dirigits per Jane Greaves van descobrir que Tau de la Balena té més de deu vegades la quantitat de material [[cometa]]ri i [[asteroide|asteroidal]] orbitant que la del Sol. Això va ser determinat mesurant el disc de pols fred orbitant l'estrella produït per col·lisions entre petits cossos.<ref name="Greaves">{{ref-publicació|autor=J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent |títol=The debris disc around Tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt
 |llengua=anglès |publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |any=2004 |volum=351 |exemplar=3 |pàgines=L54–L58
 | bibcode=2004MNRAS.351L..54G
 | doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x}}</ref> Aquest resultar posa un amortidor en la possibilitat de vida complexa en el sistema, ja que qualsevol planeta hauria patit de grans [[impacte astronòmic|impactes astronòmics]] aproximadament deu vegades la freqüència que la Terra. Greaves va observar durant la seva investigació: «és el que [qualsevol planeta] pot experimentar del bombardejament constant d'asteroides del tipus que va provocar l'extinció dels [[dinosaures]]».<ref name=McKee2004>{{ref-web|nom=Maggie |cognom=McKee |url=http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123 |títol=Life unlikely in asteroid-ridden star system |llengua=anglès |consulta=25-09-2007 |data=7 juliol 2004 |editor=[[New Scientist]] |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20071224211320/http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123 |arxiudata=24 de desembre 2007}}</ref> Aquests bombardejaments haurien inhibit el desenvolupament de la [[biodiversitat]] entre impactes.<ref name=Schirber2009>{{ref-web|nom=Michael |cognom=Schirber | url=http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=3066&mode=thread&order=0&thold=0
 |títol=Cometary Life Limit
 |llengua=anglès |consulta=2009-03-12 |data= 12 març 2009
 |editor= [[NASA]] Astrobiology}}</ref> Malgrat això, és possible que un [[gegant de gas]] de la mida de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] pot desviar els cometes i asteroides.<ref name="Greaves"/><ref group="nota">No és clar com és que Júpiter actualment proveeix protecció al sistema solar interior. Vegeu, per exemple:<br>
{{ref-notícia|títol=Jupiter: Friend Or Foe? |data=2007-08-25 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/08/070824133636.htm 
 |editorial=Science daily |llengua=anglès |consulta=2009-03-10}}</ref>

El disc de pols va ser descobert mesurant la quantitat de radiació emesa pel sistema en la part [[astronomia infraroja llunyana|infraroja llunyana]] de l'[[espectre]]. El disc forma una característica simètrica que se centra en l'estrella, i el radi exterior té una mitjana de 55 ua. La falta de radiació infraroja de les parts més calentes del disc proper a Tau de la Balena impliquen una retallada interior del radi de 10 ua. En comparació, el [[cinturó de Kuiper]] del sistema solar s'estén de les 30–50 ua. En ser mantingut per un llarg període, aquest anell de pols ha de ser constantment afectat per col·lisions per cossos més grans.<ref name="Greaves"/> La major part del disc apareix a estar orbitant Tau de la Balena a una distància de 35–{{val|50|u=AU}}, així fora de la [[zona habitable]]. A aquesta distància, el cinturó de pols pot ser anàleg al [[cinturó de Kuiper]] que es troba fora de l'òrbita de [[Neptú (planeta)|Neptú]] en el sistema solar.<ref name="Greaves"/>

Tau de la Balena mostra que les estrelles necessiten no perdre grans discs en aquesta edat i que un cinturó prim no pot ser comú en les estrelles semblants al sol.<ref name=Greaves2005>{{ref-publicació|cognom=Greaves |nom=Jane S.
 |títol=Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems 
 |llengua=anglès |publicació=[[Science]]
 |any=2005 |mes=gener |volum=307 |exemplar=5706
 |pàgines=68–71 | doi= 10.1126/science.1101979
 | pmid=15637266 |bibcode = 2005Sci...307...68G}}</ref> El cinturó de Tau de la Balena és només {{frac|1|20}}<sup>a</sup> part tan dens com el cinturó del seu jove veí, [[Epsilon Eridani]].<ref name="Greaves"/> La falta relativa de pols al voltant del sol pot ser el cas inusual: un membre de l'equip d'investigació suggereix que el sol pot haver passat a prop d'una altra estrella a principis de la seva història i va perdre la majoria dels cometes i asteroides.<ref name=McKee2004/> Les estrelles amb grans discs de pols han alterat astronòmicament el pensament sobre la formació de planetes; les estrelles de discos de pols, on el seu material és contínuament generat per col·lisions, semblen formar planetes fàcilment.<ref name=Greaves2005/>

== Investigacions planetàries i vida ==
[[Fitxer:Sol View from Tau Ceti.png|miniatura|esquerra|El sol vist des de Tau de la Balena.<br />{{mida|85%|Imatge realitzada amb el programa informàtic [[Celestia]]. ''Feu clic en la imatge per a una millor visualització.''}}]]
Els principals factors que condueixen a l'interès a investigar Tau de la Balena són les seves característiques semblants al sol i les seves implicacions per a possibles planetes i vida. Hall i Lockwood van informar que «els termes «estrella solar», «[[anàleg solar]]» i «bessona solar» [són] descripcions progressivament restrictives».<ref>{{ref-publicació|autor=Hall, J. C.; Lockwood, G. W.
 |títol=The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars
 |llengua=anglès |publicació=The Astrophysical Journal |any=2004
 |volum=614
 |exemplar=2 |pàgines=942–946
 | doi = 10.1086/423926
| bibcode=2004ApJ...614..942H}}</ref> Tau de la Balena cau en la segona categoria, donant la seva massa i variabilitat semblant, però la falta relativa de metalls.<ref group="nota">L'estrella [[18 Scorpii]], sens dubte la clara bessona solar, presenta un exemple que contrasta amb Tau de la Balena: la seva metal·licitat és d'acord amb el sol però la seva variabilitat és significantment més alta. Vegeu:<br>{{ref-publicació|autor=Hall, J. C.; Lockwood, G. W.
 |títol=Evidence of a Pronounced Activity Cycle in the Solar Twin 18 Scorpii |llengua=anglès |publicació=The Astrophysical Journal |volum=545
 |exemplar=2 |any=2000 |pàgines=L43–L45
 | doi=10.1086/317331 | bibcode=2000ApJ...545L..43H}}</ref> Les semblances han inspirat les [[Tau de la Balena en la ficció|referències de la cultura popular]] durant dècades, com també l'examinació científica.

Tau de la Balena va ser un objectiu de diverses recerques planetàries per velocitat radial. Fins al 1988, les observacions van descartar qualsevol variació periòdica atribuïbles a planetes massius al voltant de Tau de la Balena en distància semblants a Júpiter.<ref name="apj331">{{ref-publicació|cognom=Campbell|nom= Bruce
 |coautors=Walker, G. A. H. |any=1988 |mes=agost
 |títol=A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars
 |llengua=anglès |publicació=Astrophysical Journal |volum=331|pàgines=902–921 |doi=10.1086/166608 | bibcode=1988ApJ...331..902C}}</ref><ref name=EPE/> Fins al desembre de 2012, es van realitzar mesuraments més precisos que mai per descartar aquests planetes.<ref name=EPE>{{ref-web
 |títol=Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found
 |editor=Extrasolar Planets Encyclopedia
 |llengua=anglès
 |consulta=28-09-2007
 |url=http://exoplanet.eu/list_no.html
 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20071012151613/http://exoplanet.eu/list_no.html
 |arxiudata=2007-10-12
}}</ref> La precisió de la velocitat va arribar als 11 m/s mesurats en un període de cinc anys.<ref name=Endl2002>{{ref-publicació|cognom=Endl |nom=M.
 |coautors=Kurster M.; Els S.
 |títol=The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer
 |llengua=anglès |publicació=Astronomy & Astrophysics
 |any=2002 |volum=392
 |exemplar=2 |pàgines=585–594
 | bibcode=2002A&A...392..671E
 | doi=10.1051/0004-6361:20020937 |arxiv = astro-ph/0207512}}</ref> Aquest resultat exclou la presència de Júpiters calents, i probablement exclou qualsevol planeta amb una massa mínima més gran o igual a la de Júpiter i en períodes orbitals inferiors a 15 anys.<ref name=Walker1995>{{ref-publicació|cognom=Walker |nom=Gordon A. H.
 |coautors=Walker Andrew H.; Irwin W.Alan; ''et al.''
 |títol=A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars
 |llengua=anglès |publicació=Icarus |any=1995 |volum=116
 |exemplar=2
 |pàgines=359–375
 | bibcode=1995Icar..116..359W
 | doi=10.1006/icar.1995.1130}} —Observeu que aquest estudi no exlou la possibilitat de planetes gran amb una massa més gran que Júpiter i un [[pla orbital]] que és proper a la perpendicular de la línia de visió.</ref> A més, un sondeig d'estrelles properes completat en 1999 realitzat per la [[Wide Field and Planetary Camera]] del [[Telescopi Espacial Hubble]], incloent-hi una recerca de febles companys de Tau de la Balena; va resultar que no es van descobrir resultats fins als límits de la potència del telescopi.<ref name=Schroeder2000>{{ref-publicació|autor=Schroeder, D. J.; Golimowski, D. A.; Brukardt, R. A. ''et al.''
 |títol=A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2
 |publicació=Astronomical Journal |any=2000 |volum=119
 |exemplar=2 |pàgines=906–922
 | url = http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/119/2/906/990423.html
 |llengua=anglès |consulta=14-08-2007 | doi = 10.1086/301227 | bibcode=2000AJ....119..906S}}</ref>

Aquestes recerques només van excloure els cossos de [[nana marró|nanes marrones]] més grans i no es va impedir la troballa dels planetes gegants més petits, planetes semblants a la Terra en òrbita al voltant de l'estrella.<ref name=Schroeder2000/> Si els [[Júpiters calents]] haguessin existit propers a l'òrbita, haurien interromput la [[zona habitable]] de l'estrella; la seva exclusió va ser considerat com un punt positiu per a la possibilitat de l'existència de planetes semblants a la Terra.<ref name="apj331"/><ref name=SolStation>{{ref-web| url=http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm
 |títol= Tau Ceti |llengua=anglès |consulta=25-09-2007
 |editor=Sol Company}}</ref> Les investigacions generals han demostrat una correlació positiva entre la presència de [[planetes extrasolars]] i una estrella associada relativament alta en metall, suggerint que les estrelles amb metal·licitat més baixa com la de Tau de la Balena han reduït l'oportunitat de posseir planetes.<ref>{{ref-publicació|autor=Gonzalez, G. |data=17–21 març 1997
 |títol=The Stellar Metallicity - Planet Connection
 |llengua=anglès |publicació=ASP Conference Series
 | bibcode=1998bdep.conf..431G}}</ref> La composició atmosfèrica dels planetes de Tau de la Balena pot revelar que la vida primitiva seria inorgànica, com l'oxigen a la Terra és indicatiu de vida.<ref>{{ref-publicació|cognom=Woolf |nom= Neville
 |coautors=Angel, J. Roger |any=1998 |mes=setembre
 |títol=Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life
 |llengua=anglès |publicació=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |volum=36
 |exemplar=1 |pàgines=507–537
 | doi= 10.1146/annurev.astro.36.1.507 | bibcode=1998ARA&A..36..507W}}</ref>

=== SETI i HabCat ===
[[Fitxer:Terrestrial Planet Finder PIA04499.jpg|miniatura|Tau de la Balena pot ser un objectiu de recerca per la ''[[Terrestrial Planet Finder]]'']]

El projecte de recerca més optimístic fou el [[Projecte Ozma]], que va ser destinat a la recerca d'[[intel·ligència extraterrestre]] ([[SETI]]) per l'examinació d'estrelles seleccionades per indicacions de senyals de ràdio artificials. Es va executar per l'astrònom [[Frank Drake]], que va seleccionar Tau de la Balena i [[Èpsilon d'Eridà]] com a objectius inicials. Ambdós estan situats prop del sistema solar i són físicament semblants al sol. No es van trobar senyals artificials malgrat les 200 hroes d'observacions.<ref>{{ref-web|cognom= Alexander |nom= Amir |any= 2006 |url= http://www.planetary.org/explore/topics/seti/seti_history_05.html |títol= The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History |editor= The Planetary Society |llengua= anglès |consulta= 08-11-2006 |arxiuurl= https://web.archive.org/web/20070829220423/http://www.planetary.org/explore/topics/seti/seti_history_05.html |arxiudata= 2007-08-29}}</ref> Les recerques subsegüents de ràdio d'aquest sistema solar també han donat un resultat negatiu.

Aquesta falta de resultats no han humitejat l'interès per observar el sistema de Tau de la Balena per la recerca de [[Biosignatura|biosignatures]]. En el 2002, les astrònomes [[Margaret Turnbull]] i [[Jill Tarter]] van desenvolupar el [[Catalog of Nearby Habitable Systems]] (HabCat) sota els auspicis del [[Projecte Phoenix]], un altre esforç del SETI. La llista conté més de 17000 sistemes teòricament habitables, aproximadament el 10% de la mostra original.<ref>{{ref-publicació|cognom=Turnbull |nom= Margaret C.
 |enllaçautor=Margaret Turnbull |coautors=Tarter, Jill
 |any=2003 |mes=març |títol=Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems
 |llengua=anglès |publicació= Astrophysical Journal Supplement Series
 |volum=145 |exemplar=1 |pàgines=181–198
 | bibcode=2003ApJS..145..181T | doi=10.1086/345779 |arxiv = astro-ph/0210675}}</ref> El següent any, Turnbull va refinar la llista amb els 30 sistemes més prometedors de 5000 en cent anys llum del sol, incloent Tau Ceti; això forma part de les bases de recerca de ràdio amb l'[[Allen Telescope Array]].<ref>{{ref-web| url= http://www.solstation.com/habitable.htm
 |títol= Stars and Habitable Planets
 |llengua=anglès |consulta=21-09-2007 |editor=Sol Company}}</ref> També es va seleccionar a Tau de la Balena en una curta llista de les cinc estrelles més adequades per a les recerques (indefinidament ajornades)<ref>{{ref-web|data=06-02-2006 |url=http://www.planetary.org/about/press/releases/2006/0206_Planetary_Society_Charges.html |títol=NASA budget statement |editor=[[Planetary Society]] |llengua=anglès |consulta=17-07-2006 |arxiuurl=https://web.archive.org/web/20060616122446/http://www.planetary.org/about/press/releases/2006/0206_Planetary_Society_Charges.html |arxiudata=2006-06-16}}</ref> El sistema de telescopis ''[[Terrestrial Planet Finder]]'', va comentar que «aquests llocs serien bons per viure si Déu posés el nostre planeta al voltant d'una altra estrella».<ref>{{ref-web
 |url = http://www.aaas.org/news/releases/2006/0218habitable.shtml
 |títol = Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars
 |llengua = anglès
 |consulta = 21-09-2007
 |editor = [[American Association for the Advancement of Science]]
 |data = 18 febrer 2006
 |arxiuurl = https://web.archive.org/web/20110722110031/http://www.aaas.org/news/releases/2006/0218habitable.shtml
 |arxiudata = 22 de juliol 2011
}}</ref>

{{vegeu també|Vida extraterrestre}}

=== Planetes ===
[[Fitxer:Tau ceti planetary orbits.svg|miniatura|Òrbites dels planetes de Tau de la Balena]]
El 19 de desembre de 2012, es van presentar proves que existeix un sistema de cinc planetes orbitant Tau de la Balena.<ref name=Tuomi2012preprint>{{ref-publicació|cognom=Tuomi|nom=M.|coautors=et al|títol=Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the Tau Ceti velocities|llengua=anglès |publicació=Astronomy & Astrophysics|exemplar=preprint|url=http://star-www.herts.ac.uk/~hraj/tauceti/paper.pdf|arxiv=1212.4277|bibcode = 2012yCat..35519079T |doi = 10.1051/0004-6361/201220509}}</ref> La massa mínima dels planetes és estimada entre dues a sis vegades la de la Terra, amb períodes que van de 14 a 640 dies. Un d'ells, temptativament anomenat Tau de la Balena e, apareix en òrbita a mig camí de Tau de la Balena com la Terra ho fa des del Sol. Amb la lluminositat de Tau de la Balena del 52% del sol i una distància de l'estrella d'uns 0,552 ua, el planeta pot rebre 1,71 vegades més radiació estel·lar que la Terra, lleugerament menys que Venus amb 1,91 vegades la de la Terra. De totes maneres, algunes investigacions el situen en la zona habitable de l'estrella.<ref name=bbc-planet2012/><ref name=astrobio-2012/> El Planetary Habitability Laboratory va calcular que Tau de la Balena f, pot rebre el 28,5% de llum que la Terra, comparat amb Mart amb el 43%, indicant que està per poc també en zona habitable de l'estrella.<ref>{{ref-web|url=http://phl.upr.edu/press-releases/twonearbyhabitableworlds|obra=Planetary Habitability Laboratory|editor=Universitat de Puerto Rico|títol=Two Nearby Habitable Worlds?|nom1=Abel Mendez|cognom1=Torres|data=28 desembre 2012|llengua=anglès|consulta=22-03-2013|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20210308051741/http://phl.upr.edu/press-releases/twonearbyhabitableworlds|arxiudata=8 de març 2021}}</ref>

{{OrbitboxPlanet begin
| name=Tau de la Balena
| 
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Tau Ceti b|b]]
| mass_earth = 2,00 ± 0,80
| period = 13,965 ± 0,02
| semimajor = 0,105 ± 0,006
| eccentricity = 0,16 ± 0,22
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Tau Ceti c|c]]
| mass_earth = 3,1 ± 1,40
| period = 35,362 ± 0,1
| semimajor = 0,195 ± 0,01
| eccentricity = 0,03 ± 0,28
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Tau Ceti d|d]]
| mass_earth = 3,60 ± 1,7
| period = 94,11 ± 0,7
| semimajor = 0,374 ± 0,02
| eccentricity = 0,08 ± 0,26
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Tau Ceti e|e]]
| mass_earth = 4,30 ± 2,01
| period = 168,12 ± 2,0
| semimajor = 0,552 ± 0,03
| eccentricity = 0,05 ± 0,22
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[Tau Ceti f|f]]
| mass_earth = 6,67 ± 3,50
| period = 642 ± 37
| semimajor = 1,35 ± 0,09
| eccentricity = 0,03 ± 0,26
}}
{{Orbitbox end}}

== Veïnatge ==
Tau de la Balena és una estrella de l'hemisferi sud, en la [[constel·lació]] [[Cetus]] (''Balena''): assumint perfectes condicions visuals, és visible sobre la latitud 75°N. La constel·lació és gran, i es troba just al sud de l'[[equador celeste]]. Altres estrelles visibles són la variable [[Mira (estel)|Mira]] i unes altres que malgrat trobar-se en la mateixa direcció des de la Terra, no estan físicament properes unes de les altres: per exemple la [[gegant taronja]] [[Beta de la Balena]], la més brillant de la constel·lació, està aproximadament a 100 anys llum del sol, gairebé 10 vegades més lluny que Tau de la Balena. La majoria de les estrelles properes a Tau de la Balena són febles i no poden apreciar-se a simple vista, entre elles [[YZ de la Balena]] i [[Luyten 726-8]].

== En la ficció ==
{{article principal|Tau de la Balena en la ficció}}
Els [[sistema planetari|sistemes planetaris]] d'[[estrella|estrelles]] fora del [[sol]] i el [[sistema solar]] són un element bàsic en gran part de la [[ciència-ficció]]. Tau de la Balena és la segona estrella més propera al Sol (després d'[[Alfa del Centaure en la ficció|Alfa del Centaure A]]) amb una [[Classificació estel·lar#Tipus G|classe espectral G]], que permet popularment al sistema, l'origen dels relats de ciència-ficció. El sol, també de classe G, proporciona un model obvi per la possibilitat que l'estrella pot albergar mons capaços de sostenir la vida. Però Tau de la Balena, amb un pes de ~0,78 <math>\begin{smallmatrix}M_\odot\end{smallmatrix}</math>, és pobre en metall<ref>{{ref-publicació|cognom1=Flynn |nom1=C |cognom2=Morell |nom2=O |títol=Metallicities and kinematics of G and K dwarfs |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |any=1997 |volum=286 |exemplar=3 |pàgines=617–625 |bibcode=1996astro.ph..9017F |arxiv = astro-ph/9609017 |llengua=anglès |consulta=2012-05-23}}</ref> i així es pensa que és poc probable que contingui planetes rocosos; per altra banda, les observacions han detectat més de deu vegades la quantitat de pols al voltant de l'estrella del que hi ha al Sistema Solar,<ref>{{ref-publicació|cognom1=Greaves |nom1=J S |cognom2=Wyatt |nom2=M C |cognom3=Holland |nom3=W S |cognom4=Dent |nom4=W R F |títol=The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt |publicació=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |any=2004 |volum=351 |exemplar=3 |pàgines=L54–L58 |bibcode=2004MNRAS.351L..54G |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x |llengua=anglès |consulta=2012-05-23}}</ref> una condició que tendeix a augmentar la probabilitat d'aquests cossos. Atès que la lluminositat de l'estrella és tot just el 55% que el [[sol]], aquests planetes haurien de girar en el radi orbital de [[Venus (planeta)|Venus]] per tal que coincideixi amb la insolació rebuda per la Terra.<ref>{{ref-publicació|cognom1=Porto de Mello |nom1=G F |cognom2=del Peloso |nom2=E F |cognom3=Ghezzi |nom3=L |títol=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun |llengua=anglès |publicació=[[Astrobiology]] |any=2006 |volum=6 |exemplar=2 |pàgines=308–331 |doi= 10.1089/ast.2006.6.308 |pmid=16689649 |bibcode=2006AsBio...6..308P |arxiv = astro-ph/0511180}}</ref> A continuació es poden citar algunes obres de [[ciència-ficció]] que relaten sobre l'estrella o el seu sistema:
* En les sagues [[Sèrie dels robots|dels robots]] i de la [[Saga de la Fundació|Fundació]] d'[[Isaac Asimov]], el [[planeta]] [[Aurora (planeta fictici)|Aurora]] i les seves dues llunes de la grandària d'[[asteroides]] orbiten Tau de la Balena.
* En la [[Guia de l'Autoestopista Galàctic]] existeix un món conegut com a ''Sirius Tau Ceti'' colonitzat -o construït per- la Corporació Cibernètica Sirius.
* En la saga de novel·les de ciència-ficció ''[[Worldwar]]'', de [[Harry Turtledove]], el segon planeta de Tau de la Balena és el lloc d'origen dels alienígenes d'aspecte [[rèptil|reptilià]] que s'anomenen ''La Raça'' (''The Race'' en [[anglès]]), que envaeixen i tracten de conquerir la [[Terra]] mentre hi està tenint lloc la [[Segona Guerra Mundial]].

== Notes ==
{{referències|grup=nota|amplada=60em}}

== Referències ==
{{referències}}

== Bibliografia ==
[[Fitxer:Cetus Hevelius.jpg|miniatura|[[Constel·lació de la Balena]], Johannes Hevelius 1690]]
=== Bibliografia bàsica ===
* {{Ref-llibre |cognom=AA.VV |títol=L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia |editorial=De Agostini |lloc=Novara |data=2002 |llengua=italià}}
* {{Ref-llibre |cognom=Gribbin |nom=J. |títol=Enciclopedia di astronomia e cosmologia |editorial=Garzanti |lloc=Milà |data=2008 |llengua=italià |isbn=88-11-50517-8}}

=== Estrelles ===
* {{Ref-llibre |coautors=Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel |títol=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them |editorial=Courier Dover Publications |lloc=Dover |data=1964 |isbn=0-486-21099-5 |llengua=anglès |pàgina= 147}}
* {{Ref-llibre |nom=R. J. Tayler |títol=The Stars: Their Structure and Evolution |editorial=Cambridge University Press |data=1994 |llengua=anglès |isbn= 0-521-45885-4 |pàgina=16}}
* {{Ref-llibre |cognom=De Blasi |nom=A. |títol=Le stelle: nascita, evoluzione e morte |llengua=italià |editorial=CLUEB |lloc=Bolonya |data=2002 |isbn=88-491-1832-5}}
* {{Ref-llibre |títol=Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle |llengua=italià |editorial=Sandit |data=2007 |isbn=88-89150-32-7}}
* {{Ref-llibre |títol=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars |data=2008 |isbn=978-0-471-70410-2 |pàgina= 288 |llengua=anglès}}

=== Carta celeste ===
* {{Ref-web |nom=Toshimi Taki |títol=''Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas'' |url=http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm |data=2005 |llengua=anglès}} {{pdf}}
* {{Ref-llibre |cognom=Tirion, Rappaport, Lovi |títol=Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° |editorial=Willmann-Bell, inc. |lloc=Richmond, Virgínia, EUA |data=1987 |isbn=0-943396-15-8 |llengua=anglès}}
* {{Ref-llibre |cognom=Tirion, Sinnott |títol=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition |llengua=anglès}}
* {{Ref-llibre |cognom=Tirion |títol=The Cambridge Star Atlas 2000.0 |editorial=Cambridge University Press |lloc=Cambridge, EUA |data=1998 |isbn=0-933346-90-5 |llengua=anglès}}
* {{Ref-llibre |cognom=Tirion |títol=The Cambridge Star Atlas 2000.0 |editorial=Cambridge University Press |lloc=Cambridge, EUA |data=2001 |isbn=0-521-80084-6 |llengua=anglès}}

== Vegeu també ==
* [[Seqüència principal]]

== Enllaços externs ==
{{Commonscat}}
* {{en}} [http://uranometria.blogspot.com/p/near-star-catalogue.html Near Star Catalog]
* {{en}} [http://stars.astro.illinois.edu/sow/taucet.html Tau Ceti] al lloc web de Jim Kaler a STARS 
* {{en}} [http://www.centauri-dreams.org/?p=1471 Tau Ceti: Life Amidst Catastrophe?] a Centauri Dreams
* {{en}} [http://arxiv.org/abs/1212.4277 Senyals integrats en el soroll de la velocitat radial. Les variacions periòdiques en les velocitats de tau Ceti] (18 Des 2012 : [[arxiv]]:1212.4277) 
* {{en}} [http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=hipsearch ''The Hipparcos and Tycho Catalogues''] European Space Agency, 9. Juliol 2007, consultat el 24 març 2008 (anglès, Número de catàleg 8102 en camp de cerca „Hipparcos Identifier“).

{{Sky|01|44|04.0829|-|15|56|14.928|11.9}}
{{Article de qualitat}}
{{Constel·lació de la Balena}}

{{ORDENA:Ceti Tau}}
[[Categoria:Balena]]
[[Categoria:Anàlegs solars]]
[[Categoria:Sistemes planetaris]]
[[Categoria:Planetes extrasolars]]
[[Categoria:Articles de qualitat de física]]
[[Categoria:Traduccions que són articles de qualitat]]