پرش به محتوا

تاو نهنگ

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد


تاو نهنگ
مکان تاو نهنگ
مکان تاو نهنگ (مرکز) در صورت فلکی نهنگ.
اطلاعات رصدی
مبدأ J2000      اعتدال J2000
صورت فلکی نهنگ
بعد 01h 44m 04.0829s[۱]
میل ‏ 14.928″ ۵۶′ ‎−۱۵°[۱]
قدر ظاهری (ع) 3.50[۱]
مشخصات
نوع طیف G8 V[۱]
شاخص رنگ U−B +0.22[۱]
شاخص رنگ B−V +0.72[۱]
نوع متغیر None
اخترسنجی
سرعت شعاعی (Rv)−۱۶٫۴[۱] ک.م./ث
حرکت خاص (μ) بعد: −۱٬۷۲۱٫۹۴[۱] mas/yr
میل: ۸۵۴٫۱۷[۱] mas/yr
اختلاف‌منظر (π)۲۷۴٫۱۸ ± ۰٫۸۰ mas
فاصله۱۱٫۹۰ ± ۰٫۰۳ سال نوری
(۳٫۶۵ ± ۰٫۰۱ پارسک)
قدر مطلق (MV)۵٫۶۹[۲]
جزئیات
جرم۰٫۸۱ M☉
شعاع۰٫۸۱۶±۰٫۰۱۳[۳] R☉
درخشندگی۰٫۵۹ L☉
گرانش سطحی (log g)۴٫۴[۴] cgs
درجه حرارت۵٬۳۴۴ ± ۵۰[۵] کلوین
فلزینگی۲۲–۷۴%[۴][۶]
چرخش۳۴ days[۷]
سن~۱٫۰ × ۱۰۱۰[۳] سال
نام‌گذاری‌های دیگر
Durre Menthor, 52 Ceti, HD 10700, HR 509, BD-16°۲۹۵, GCTP 365.00, GJ 71, LHS 146, LTT 935, LFT 159, SAO 147986, LPM 84, FK5 59, HIP 8102.[۱]

نَعامهٔ سوم (شترمرغ سوم) یا تاو نهنگ (τ Cet / τ Ceti, ˌtaʊ ˈsi:taɪ) یک ستاره در صورت فلکی نهنگ است که از لحاظ جرم و رده طیفی مشابه خورشید است؛ و فقط زیر ۱۲ سال نوری از سامانه خورشیدی فاصله دارد.

تاو نهنگ (Tau Ceti)، که لاتین‌شدهٔ τ Ceti است، یک ستاره تک در صورت فلکی نهنگ است که از نظر طیفی شبیه به خورشید است، هرچند تنها حدود ۷۸٪ جرم خورشیدی را دارد. این ستاره در فاصله‌ای درست کمتر از ۱۲ سال نوری (۳٫۷ پارسک) از منظومه شمسی، یکی از ستارگان نزدیک و نزدیک‌ترین ستارهٔ منفرد نوع جی رشته اصلی است. این ستاره پایدار به نظر می‌رسد، تغییرات ستاره‌ای اندکی دارد و نسبت به خورشید کم‌فلز (دارای مقادیر کمی از عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم) است.

این ستاره با قدر ظاهری ۳٫۵ با چشم غیرمسلح دیده می‌شود.[۸] از دید ناظری در «نعامه سوم»، خورشید در صورت فلکی نیم‌کره شمالی گاوران با قدر ظاهری حدود ۲٫۶ دیده خواهد شد.[nb ۱][۹]

رصدها نشان داده‌اند که گرد و غبار پیرامون «نعامه سوم» بیش از ده برابر گرد و غبار موجود در منظومه شمسی است. این ستاره هدف جذابی برای جستجوهای سیاره فراخورشیدی بوده و شماری سیارهٔ نامزد برای آن پیشنهاد شده‌اند،[۱۰] اما تا تاریخ ۲۰۲۵ هنوز شواهد بی چون و چرایی از وجود سیارات در آنجا وجود ندارد.[۱۱] به دلیل وجود خرده‌قرص، هر سیاره‌ای که به دور «نعامه سوم» بگردد با رویدادهای برخوردی بسیار بیشتری نسبت به زمین امروزی روبرو خواهد شد. با وجود این مانع بر سر راه زیست‌پذیری سیاره‌ای، ویژگی‌های خورشیدسان (شبیه به خورشید) آن منجر به علاقه گسترده‌ای به این ستاره شده است. با توجه به پایداری، شباهت و نزدیکی نسبی آن به خورشید، «نعامه سوم» همواره به عنوان هدفی برای جستجو برای هوش فرازمینی (SETI) فهرست شده است.[۱۲]

نام

[ویرایش]

نام «تاو نهنگ» (Tau Ceti) نام‌گذاری بایر برای این ستاره است که در سال ۱۶۰۳ به عنوان بخشی از کاتالوگ ستاره‌ای اورانومتری اثر نقشه‌نگار آسمان آلمانی، یوهان بایر، تثبیت شد: این ستاره «حرف T» در توالی صورت فلکی نهنگِ بایر است. در کاتالوگ ستارگانِ تقویم محمد اخصاصی موقت، که در حدود سال ۱۶۵۰ در قاهره نوشته شد، این ستاره ثالث النعامات نامیده شد که به لاتین به صورت Tertia Struthionum ترجمه شد که به معنای «سومین شترمرغ» (نعامه سوم) است.[۱۳] این ستاره، همراه با ذنب قیطس جنوبی (نعامه یکم)، تتا نهنگ (نعامه دوم)، زتا نهنگ (نعامه چهارم) و پسی نهنگ، «نَعامات» (شترمرغ‌ها) بودند.[۱۴][۱۵]

در اخترشناسی چینی، «انبار آسمانی مربع» (چینی: 天倉; پین‌یین: Tiān Cāng) به صورتواره‌ای اشاره دارد که شامل τ Ceti (نعامه سوم)، ذنب قیطس شمالی، ذنب قیطس جنوبی، زتا نهنگ، تتا نهنگ و ۵۷ نهنگ است.[۱۶] در نتیجه، نام چینی خودِ تاو نهنگ، «پنجمین ستاره انبار آسمانی مربع» (چینی: 天倉五; پین‌یین: Tiān Cāng wǔ) است.[۱۷]

جنبش

[ویرایش]

حرکت خاص یک ستاره، نرخ جابه‌جایی آن در پهنهٔ کره آسمان است که با مقایسهٔ موقعیت آن نسبت به اجرام دورترِ پس‌زمینه تعیین می‌شود. نعامه سوم با حرکت ۱٫۹ ثانیه قوسی در سال (۱۹۰۰ سال در هر درجه)،[nb ۲] ستاره‌ای با حرکت خاص زیاد به شمار می‌آید. حرکت خاص زیاد نشان‌دهندهٔ نزدیکی ستاره به خورشید است:[۱۸] ستارگان نزدیک می‌توانند زاویه‌ای از کمان آسمان را سریع‌تر از ستارگان دوردستِ پس‌زمینه بپیمایند و از این رو نامزدهای مناسبی برای مطالعات اختلاف‌منظر هستند. در مورد نعامه سوم، اندازه‌گیری‌های اختلاف‌منظر فاصله‌ای برابر با ۱۱٫۹ ly را نشان می‌دهند. این امر آن را به یکی از سامانه‌های ستاره‌ای نزدیک به خورشید و پس از آلفا قنطورس، به نزدیک‌ترین ستارهٔ ردهٔ جی رشته اصلی بدل می‌کند.[۱۹]

سرعت شعاعی یک ستاره مؤلفه‌ای از حرکت آن است که در جهتِ به سوی خورشید یا دور شدن از آن می‌باشد. این سرعت را می‌توان با سنجش طیف‌سنجی نجومی ستاره تعیین کرد: به دلیل اثر دوپلر، اگر ستاره از ناظر دور شود، خطوط جذبی در طیف ستاره اندکی به سمت قرمز (یا طول‌موج‌های بلندتر) و اگر به سمت ناظر حرکت کند، به سمت آبی (یا طول‌موج‌های کوتاه‌تر) جابه‌جا می‌شوند. در مورد نعامه سوم، سرعت شعاعی حدود ۱۷- کیلومتر بر ثانیه است و این مقدار منفی نشان می‌دهد که ستاره در حال حرکت به سوی خورشید است.[۲۰] این ستاره در حدود ۴۳۰۰۰ سال دیگر به نزدیک‌ترین فاصلهٔ خود با خورشید خواهد رسید و در فاصلهٔ ۱۰٫۶ سال نوری (۳٫۲۵ پارسک) قرار خواهد گرفت.[۲۱]

فاصلهٔ نعامه سوم، به همراه حرکت خاص و سرعت شعاعی آن، در مجموع حرکت ستاره در فضا را مشخص می‌کنند. سینماتیک ستاره‌ای آن نسبت به خورشید ۳۷٫۲ km/s است.[۲۲] از این نتیجه می‌توان برای محاسبهٔ مسیر مداری نعامه سوم در راه شیری استفاده کرد. فاصلهٔ میانگین این ستاره از مرکز کهکشان ۹٫۷ kiloparsecs (۳۲۰۰۰ ly) و خروج از مرکز مداری آن ۰٫۲۲ است.[۲۳]

ویژگی‌های فیزیکی

[ویرایش]
خورشید (چپ) هم بزرگ‌تر و هم تا حدی داغ‌تر از نعامه سومِ کم‌فعالیت‌تر (راست) است.

گمان می‌رود که سامانهٔ نعامه سوم تنها یک مؤلفهٔ ستاره‌ای داشته باشد. یک همدم نوری کم‌سو با قدر ۱۳٫۱ مشاهده شده است که تا سال ۲۰۰۰، در فاصلهٔ ۱۳۷ دقیقهٔ قوسی از ستارهٔ اصلی قرار داشت. ممکن است این دو از نظر گرانشی به هم مرتبط باشند، اما احتمال بیشتر آن است که این تنها یک هم‌راستایی دیدگانی باشد.[۲۴][۲۵][۲۶]

بیشترِ آنچه دربارهٔ ویژگی‌های فیزیکی نعامه سوم و سامانهٔ آن می‌دانیم، از طریق اندازه‌گیری‌های طیف‌شناسی تعیین شده است. با مقایسهٔ طیف آن با مدل‌های محاسباتی تکامل ستارگان، می‌توان سن، جرم، شعاع و درخشندگی نعامه سوم را تخمین زد. با این حال، با استفاده از یک تداخل‌سنج نجومی، می‌توان شعاع ستاره را به‌طور مستقیم و با دقت ۰٫۵٪ اندازه گرفت.[۸] بدین روش، شعاع نعامه سوم ۷۹٫۳%±۰٫۴% شعاع خورشیدی اندازه‌گیری شده است.[۸] این اندازه برای ستاره‌ای با جرمی اندکی کمتر از خورشید، دور از انتظار نیست.[۳]

چرخش

[ویرایش]

دوره چرخش برای نعامه سوم توسط تغییرات دوره‌ای در خطوط جذب کلاسیک H و K کلسیم تکیونیده (Ca II) اندازه‌گیری شد. این خطوط ارتباط نزدیکی با فعالیت مغناطیسی سطحی دارند،[۲۷] بنابراین دورهٔ تغییرات، زمان لازم برای یک چرخش کامل نواحی فعالیت به دور ستاره را می‌سنجد. بدین وسیله، دورهٔ چرخش برای نعامه سوم حدود ۳۴ روز برآورد شده است.[۷]

به دلیل اثر دوپلر، چرخش ستاره‌ای بر پهنای خطوط جذبی در طیف اثر می‌گذارد (نورِ سمتی از ستاره که از ناظر دور می‌شود به طول موج بلندتر، و نورِ سمتی که به سوی ناظر می‌آید به طول موج کوتاه‌تر جابه‌جا خواهد شد). با تحلیل پهنای این خطوط، می‌توان سرعت چرخشی ستاره را تخمین زد. سرعت چرخش تصویرشده برای نعامه سوم برابر است با:

veq · sin i ≈ 1 km/s,

که در آن veq سرعت در استوا، و i زاویهٔ انحراف محور چرخش نسبت به خط دید است. برای یک ستارهٔ معمولی ردهٔ G8، سرعت چرخش حدود ۲٫۵ km/s است. اندازه‌گیری‌های سرعت چرخش نسبتاً پایین ممکن است نشان‌دهندهٔ آن باشد که نعامه سوم تقریباً از جهت قطبش دیده می‌شود.[۲۸][۲۹]

اخیراً، یک مطالعه در سال ۲۰۲۳ دورهٔ چرخشی معادل ۴۶±۴ روز و veq sin i معادل ۰٫۱±۰٫۱ km/s را برآورد کرده است که متناظر با انحرافِ رو-به-قطبِ ۷±۷ درجه است.[۳۰]

فلزینگی

[ویرایش]

ترکیب شیمیایی یک ستاره سرنخ‌های مهمی از تاریخچهٔ تکاملی آن، از جمله سنی که در آن شکل گرفته است، به دست می‌دهد. محیط میان‌ستاره‌ای متشکل از غبار و گاز که ستارگان از آن شکل می‌گیرند، در درجهٔ اول از هیدروژن و هلیوم به همراه مقادیر ناچیزی از عناصر سنگین‌تر تشکیل شده است. همگام با تکامل و مرگ پیوستهٔ ستارگان نزدیک، آن‌ها محیط میان‌ستاره‌ای را با سهم فزاینده‌ای از عناصر سنگین‌تر بارور می‌کنند؛ بنابراین، ستارگان جوان‌تر معمولاً سهم بیشتری از عناصر سنگین در جو خود نسبت به ستارگان پیرتر دارند. اخترشناسان این عناصر سنگین را «فلز» می‌نامند و سهم عناصر سنگین، فلزینگی نامیده می‌شود.[۳۱]

میزان فلزینگی در یک ستاره بر حسب نسبت آهن (Fe)، که یک عنصر سنگین با مشاهدهٔ آسان است، به هیدروژن بیان می‌شود. لگاریتم فراوانی نسبی آهن با خورشید مقایسه می‌شود. در مورد نعامه سوم، فلزینگی جوی برابر است با:

 لگاریتم رایج،

که معادل حدود یک‌سوم فراوانی خورشیدی است. اندازه‌گیری‌های پیشین بین ۰٫۱۳- تا ۰٫۶۰- متغیر بوده‌اند.[۴][۶]

این فراوانی کمتر آهن نشان می‌دهد که نعامه سوم تقریباً به‌طور قطع مسن‌تر از خورشید است. پیش‌تر سن آن ۵٫۸ Ga تخمین زده می‌شد، اما اکنون گمان می‌رود که حدود ۹ Ga سن داشته باشد.[۳۲] این در مقایسه با سن ۴٫۵۷ Ga برای خورشید است. با این حال، برآوردهای سنی برای نعامه سوم بسته به مدلی که اتخاذ می‌شود، می‌تواند از ۴٫۴ تا ۱۲ Ga متغیر باشد.[۳]

علاوه بر چرخش، عامل دیگری که می‌تواند ویژگی‌های جذب را در طیف یک ستاره پهن کند، پهن‌شدگی فشاری است. حضور ذرات مجاور بر تابش گسیل شده توسط یک ذرهٔ منفرد اثر می‌گذارد؛ بنابراین پهنای خط به فشار سطحی ستاره وابسته است، که خود توسط دما و گرانش سطحی تعیین می‌شود. از این تکنیک برای تعیین گرانش سطحی نعامه سوم استفاده شده است. log g، یا لگاریتم گرانش سطحی ستاره، حدود ۴٫۴ است که بسیار نزدیک به log g = ۴٫۴۴ برای خورشید می‌باشد.[۴]

درخشندگی و تغییرپذیری

[ویرایش]

درخشندگی نعامه سوم تنها برابر با ۵۵٪ تابندگی خورشید است.[۲۳] یک سیاره زمین‌سان برای دریافت سطح تابش خورشیدی مشابه زمین، باید در فاصله‌ای حدود ۰٫۷ AU به دور این ستاره بگردد. این فاصله تقریباً برابر با فاصلهٔ میانگین بین زهره و خورشید است.

فام‌سپهر نعامه سوم — بخشی از جو ستاره درست بالای نورسپهر تابش‌کنندهٔ نور — در حال حاضر فعالیت مغناطیسی کمی نشان می‌دهد یا اصلاً فعالیتی ندارد که نشان‌دهندهٔ ستاره‌ای پایدار است.[۳۳] یک مطالعهٔ ۹ ساله روی دما، دانه‌بندی و فام‌سپهر هیچ‌گونه تغییرات منظمی را نشان نداد؛ گسیل‌های Ca II در اطراف خطوط H و K فروسرخ یک چرخهٔ احتمالی ۱۱ ساله را نشان می‌دهند، اما این نسبت به خورشید ضعیف است.[۲۸] به عنوان جایگزین، پیشنهاد شده است که ستاره ممکن است در حالتی کم‌فعالیت، مشابه کمینه ماندر باشد — یک دورهٔ تاریخی مرتبط با عصر یخبندان کوچک در اروپا، که در آن لکه‌های خورشیدی در سطح خورشید بسیار کمیاب شدند.[۳۴][۳۵] نمایه‌های خط طیف نوری نعامه سوم بسیار باریک هستند که نشان‌دهندهٔ تلاطم کم و چرخش مشاهده‌شدهٔ پایین است.[۳۶] نوسانات اخترلرزه‌شناختی ستاره دامنه‌ای در حدود نصف خورشید و طول عمر مُد پایین‌تری دارند.[۸]

جستجوی سیارات

[ویرایش]

عوامل اصلی که علاقهٔ پژوهشی به نعامه سوم را برمی‌انگیزند، نزدیکی، ویژگی‌های شبیه به خورشید و پیامدهای آن برای امکان حیات در سیاراتش هستند. برای مقاصد طبقه‌بندی، هال و لاک‌وود گزارش می‌دهند که «اصطلاحات 'ستارهٔ شبیه خورشید'، 'خورشیدسان' و 'دوقلوی خورشیدی' توصیفاتی هستند که به تدریج محدودتر می‌شوند».[۳۷] نعامه سوم در دستهٔ دوم قرار می‌گیرد، با توجه به جرم مشابه و تغییرپذیری کم، اما کمبود نسبی فلزات. این شباهت‌ها برای دهه‌ها الهام‌بخش ارجاعات در فرهنگ عامه و همچنین بررسی‌های علمی بوده است. در سال ۱۹۸۸، رصدهای سرعت شعاعی هرگونه تغییرات دوره‌ای قابل انتساب به سیارات عظیم در اطراف نعامه سوم در فواصل مشابه مشتری را رد کرد.[۳۸][۳۹] اندازه‌گیری‌های دقیق‌تر همچنان چنین سیاراتی را، حداقل تا دسامبر ۲۰۱۲، رد می‌کنند.[۳۹] دقت سرعتِ به‌دست‌آمده حدود ۱۱ متر بر ثانیه در یک بازهٔ زمانی ۵ ساله است.[۴۰] این نتیجه مشتری‌های داغ را رد می‌کند و احتمالاً هر سیاره‌ای با حداقل جرمِ بیشتر یا مساوی جرم مشتری و با دورهٔ مداری کمتر از ۱۵ سال را نیز رد می‌کند.[۴۱] افزون بر این، یک پیمایش ستارگان نزدیک توسط دوربین میدان‌باز و سیاره‌ای تلسکوپ فضایی هابل در سال ۱۹۹۹ تکمیل شد که شامل جستجو برای همدم‌های کم‌سو برای نعامه سوم بود؛ هیچ‌کدام تا حدود قدرت تفکیک تلسکوپ کشف نشدند.[۴۲]

با این حال، این جستجوها تنها اجرام بزرگ‌ترِ کوتوله قهوه‌ای و سیارات غول‌پیکر با مدار نزدیک‌تر را رد کردند، بنابراین سیارات کوچک‌تر و شبیه به زمین در مدار اطراف ستاره منتفی نشدند.[۴۲] اگر مشتری‌های داغ در مدار نزدیک وجود داشتند، احتمالاً کمربند حیات ستاره را مختل می‌کردند؛ بنابراین رد شدن آن‌ها برای امکان وجود سیارات شبیه به زمین مثبت تلقی شد.[۳۸][۴۳] تحقیقات کلی همبستگی مثبتی بین حضور سیارات و ستارهٔ مادری با فلزینگی نسبتاً بالا نشان داده‌اند، که پیشنهاد می‌کند ستارگانی با فلزینگی کمتر مانند نعامه سوم شانس کمتری برای داشتن سیارات دارند.[۴۴]

جستارهای وابسته

[ویرایش]

{{_}}

منابع

[ویرایش]
  1. ↑ ۱٫۰۰ ۱٫۰۱ ۱٫۰۲ ۱٫۰۳ ۱٫۰۴ ۱٫۰۵ ۱٫۰۶ ۱٫۰۷ ۱٫۰۸ ۱٫۰۹ "SIMBAD Query Result: HD 10700 -- High proper-motion Star", Centre de Données astronomiques de Strasbourg (به انگلیسی) Retrieved on 2007-08-14.
  2. ↑ For apparent magnitude m and parallax π, the absolute magnitude Mv is given by:
    See: Tayler, ‎Roger John (1994), The Stars: Their Structure and Evolution (به انگلیسی), Cambridge University Press, p. 16{{citation}}: نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link)
  3. ↑ ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ ۳٫۳ Di Folco, E. ; Thévenin, F. ; Kervella, P. ; Domiciano de Souza, A. ; du Foresto, V. Coudé; Ségransan, D. ; Morel, P. (2004), "VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars", Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی), vol. 426, p. 601–617 {{citation}}: External link in |شاپا= (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) Retrieved on 2007-08-14. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «aa426» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  4. ↑ ۴٫۰ ۴٫۱ ۴٫۲ ۴٫۳ de Strobel, G. Cayrel; Hauck, B. ; Francois, P. ; Thevenin, F. ; Friel, E. ; Mermilliod, M. ; Borde, S. (1991), "A catalogue of Fe/H determinations - 1991 edition", Astronomy and Astrophysics Supplement Series (به انگلیسی), vol. 95, p. 273–336{{citation}}: نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) Retrieved on 2007-08-14. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «strobel» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  5. ↑ Santos, N. C. ; Israelian, G. ; García López, R. J. ; Mayor, M. ; Rebolo, R. ; Randich, S. ; Ecuvillon, A. ; Domínguez Cerdeña, C. (2004), "Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?", Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی), vol. 427, p. 1085–1096 {{citation}}: External link in |شاپا= (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) Retrieved on 2007-02-26.
  6. ↑ ۶٫۰ ۶٫۱ Flynn, C. ; Morell, O. (1997), "Metallicities and kinematics of G and K dwarfs", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (به انگلیسی), vol. 286, p. 617–625{{citation}}: نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) Retrieved on 2007-08-14. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «mnras286» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  7. ↑ ۷٫۰ ۷٫۱ Baliunas, S. ; Sokoloff, D. ; Soon, W. (1996), "Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?", Astrophysical Journal Letters (به انگلیسی), vol. 457, p. L99 {{citation}}: External link in |شاپا= (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) Retrieved on 2007-08-14. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «ApJL457» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  8. ↑ ۸٫۰ ۸٫۱ ۸٫۲ ۸٫۳ Teixeira, T. C.; Kjeldsen, H.; Bedding, T. R.; Bouchy, F.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M. S.; Dall, T.; et al. (January 2009). "Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti". Astronomy and Astrophysics. 494 (1): 237–242. arXiv:0811.3989. Bibcode:2009A&A...494..237T. doi:10.1051/0004-6361:200810746. S2CID 59353134.
  9. ↑ Cox, Arthur N., ed. (2001-04-20), Allen's Astrophysical Quantities (Fourth ed.), Springer, p. 382, ISBN 0-387-95189-X.
  10. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Feng2017 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  11. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Figueira2025 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  12. ↑ Rutkowski, Chris A. (2010), [[۱](https://books.google.com/books?id=cqmizCB7iacC&pg=PA33) The Big Book of UFOs], Dundurn, p. 33, ISBN 978-1-55488-760-6 {{citation}}: Check |url= value (help)
  13. ↑ Knobel, E. B. (June 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket". ام‌ان‌رس. 55 (8): 429. Bibcode:1895MNRAS..55..429K. doi:10.1093/mnras/55.8.429.
  14. ↑ Allen, R. H. (1963). [[۲](https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle/page/162) Star Names: Their Lore and Meaning] (Reprint ed.). New York: Dover Publications Inc. p. [۳](https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle/page/162) 162]. ISBN 0-486-21079-0. Retrieved 2010-12-12. {{cite book}}: Check |url= value (help)
  15. ↑ [[ذنب قیطس جنوبی] به عنوان اول النعامه یا Prima Sthrutionum (نخستینِ شترمرغ‌ها)، تتا نهنگ به عنوان ثانی النعامه یا Secunda Sthrutionum (دومینِ شترمرغ‌ها)، τ Cet به عنوان ثالث النعامه یا Tertia Sthrutionum (سومینِ شترمرغ‌ها)، و زتا نهنگ به عنوان رابع النعامه یا Quarta Sthrutionum (چهارمینِ شترمرغ‌ها). پسی نهنگ باید قاعدتاً خامس النعامه یا Quinta Sthrutionum (پنجمینِ شترمرغ‌ها) باشد، اما اخصاصی موقت عنوان پنجمینِ شترمرغ‌ها را با ملاحظاتی نامشخص به عناق‌الارض اختصاص داد.
  16. ↑ 陳久金 (2005). 中國星座神話 (به چینی). 台灣書房出版有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  17. ↑ 陳輝樺, ed. (July 10, 2006). [[۴](https://web.archive.org/web/20110716123113/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060710.html) 天文教育資訊網] [Activities of Exhibition and Education in Astronomy (AEEA)] (به چینی). Archived from [[۵](http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060710.html) the original] on July 16, 2011. Retrieved December 13, 2010. {{cite web}}: Check |archive-url= value (help); Check |url= value (help)
  18. ↑ {{cite web  | last=Reid | first=Neill | date=February 23, 2002  | url=[۶](http://www-int.stsci.edu/~inr/nstars2.html)  | title=Meeting the neighbours: NStars and 2MASS  | publisher=Space Telescope Science Institute  | access-date=2006-12-11 }}
  19. ↑ {{cite web  | last=Henry | first=Todd J.  | date=October 1, 2006  | url=[۷](http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm)  | title=The One Hundred Nearest Star Systems  | publisher=Research Consortium on Nearby Stars  | access-date=2006-12-11 | archive-url = [۸](https://web.archive.org/web/20061128221321/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.htm)%7C archive-date = November 28, 2006}}
  20. ↑ {{cite journal  | author=Butler, R. P.  | author2=Marcy, G. W.  | author3=Williams, E.  | author4=McCarthy, C.  | author5=Dosanjh, P.  | author6=Vogt, S. S.  | title=Attaining Doppler Precision of 3 M s-1  | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific  | date=1996 | volume=108 | pages=500  | bibcode=1996PASP..108..500B  | doi = 10.1086/133755 | doi-access=free  }}
  21. ↑ {{Citation  | last1=Bailer-Jones | first1=C. A. L.  | title=Close encounters of the stellar kind  | journal=Astronomy & Astrophysics  | volume=575 | id=A35 | pages=13 | date=March 2015  | doi=10.1051/0004-6361/201425221 | bibcode=2015A&A...575A..35B  | postscript=. |arxiv = 1412.3648 | s2cid=59039482  }} (داده‌های نعامه سوم در CDS موجود است)
  22. ↑ {{Citation  | title=XHIP: An extended hipparcos compilation  | last1=Anderson | first1=E. | last2=Francis | first2=Ch.  | journal=Astronomy Letters  | volume=38 | issue=5 | pages=331 | year=2012  | bibcode=2012AstL...38..331A | doi=10.1134/S1063773712050015  | arxiv=1108.4971 | s2cid=119257644 | postscript=. }}
  23. ↑ ۲۳٫۰ ۲۳٫۱ {{cite journal  | author=Porto de Mello, G. F.  | author2=del Peloso, E. F.  | author3=Ghezzi, L.  | title=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun  | journal=Astrobiology | date=2006 | volume=6  | issue=2 | pages=308–331  | doi= 10.1089/ast.2006.6.308  | pmid=16689649 | bibcode=2006AsBio...6..308P|arxiv = astro-ph/0511180 | s2cid=119459291  }}
  24. ↑ Kaler, James. [[۹](http://stars.astro.illinois.edu/sow/taucet.html) "Tau Ceti"]. Stars. University of Illinois. Retrieved 27 July 2015. {{cite web}}: Check |url= value (help)
  25. ↑ [[۱۰](https://archive.today/20110816042149/http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html) "00-06 hour section"]. Washington Double Star Catalog. United States Naval Observatory. Archived from [[۱۱](http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html) the original] on August 16, 2011. Retrieved 27 July 2015. {{cite web}}: Check |archive-url= value (help); Check |url= value (help)
  26. ↑ Pijpers, F. P.; Teixeira, T. C.; Garcia, P. J.; Cunha, M. S.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Christensen-Dalsgaard, J. (2003). "Interferometry and asteroseismology: The radius of τ Ceti". Astronomy & Astrophysics. 401 (1): L15–L18. Bibcode:2003A&A...406L..15P. doi:10.1051/0004-6361:20030837.
  27. ↑ [[۱۲](https://web.archive.org/web/20060831111152/http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/) "H-K Project: Overview of Chromospheric Activity"]. Mount Wilson Observatory. Archived from [[۱۳](http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/) the original] on 2006-08-31. Retrieved 2006-11-15. {{cite web}}: Check |archive-url= value (help); Check |url= value (help)
  28. ↑ ۲۸٫۰ ۲۸٫۱ Gray, D. F.; Baliunas, S. L. (1994). "The activity cycle of tau Ceti". ژورنال اخترفیزیکی. 427 (2): 1042–1047. Bibcode:1994ApJ...427.1042G. doi:10.1086/174210.
  29. ↑ Hall, J. C.; Lockwood, G. W.; Gibb, E. L. (1995). "Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples". Astrophysical Journal. 442 (2): 778–793. Bibcode:1995ApJ...442..778H. doi:10.1086/175483.
  30. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Korolik2023 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  31. ↑ Carraro, G.; Ng, Y. K.; Portinari, L. (1999). "Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 296 (4): 1045–1056. arXiv:astro-ph/9707185. Bibcode:1998MNRAS.296.1045C. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01460.x. S2CID 14071760.
  32. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام TG11 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  33. ↑ Frick, P.; Baliunas, S. L.; Galyagin, D.; Sokoloff, D.; Soon, W. (1997). "Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations". The Astrophysical Journal. 483 (1): 426–434. Bibcode:1997ApJ...483..426F. doi:10.1086/304206.
  34. ↑ Judge, P. G.; Saar, S. H. (July 18, 1995). "The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective". The Astrophysical Journal. High Altitude Observatory. 663 (1): 643–656. Bibcode:2007ApJ...663..643J. doi:10.1086/513004.
  35. ↑ Judge, Philip G.; Saar, Steven H.; Carlsson, Mats; Ayres, Thomas R. (2004). "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)". The Astrophysical Journal. 609 (1): 392–406. Bibcode:2004ApJ...609..392J. doi:10.1086/421044.
  36. ↑ Smith, G.; Drake, J. J. (July 1987). "The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars". Astronomy and Astrophysics. 181 (1): 103–111. Bibcode:1987A&A...181..103S.
  37. ↑ Hall, J. C.; Lockwood, G. W. (2004). "The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars". The Astrophysical Journal. 614 (2): 942–946. Bibcode:2004ApJ...614..942H. doi:10.1086/423926.
  38. ↑ ۳۸٫۰ ۳۸٫۱ Campbell, Bruce; Walker, G. A. H. (August 1988). "A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars". Astrophysical Journal. 331: 902–921. Bibcode:1988ApJ...331..902C. doi:10.1086/166608.
  39. ↑ ۳۹٫۰ ۳۹٫۱ [[۱۴](https://web.archive.org/web/20071012151613/http://exoplanet.eu/list_no.html) "Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found"]. دانشنامه سیاره‌های فراخورشیدی. Archived from [[۱۵](http://exoplanet.eu/list_no.html) the original] on 2007-10-12. Retrieved 2007-09-28. {{cite encyclopedia}}: Check |archive-url= value (help); Check |url= value (help)
  40. ↑ Endl, M.; Kurster M.; Els S. (2002). "The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer". Astronomy & Astrophysics. 392 (2): 585–594. arXiv:astro-ph/0207512. Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID 17393347.
  41. ↑ Walker, Gordon A. H.; Walker Andrew H.; Irwin W. Alan; et al. (1995). "A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars". Icarus. 116 (2): 359–375. Bibcode:1995Icar..116..359W. doi:10.1006/icar.1995.1130. با این حال، این احتمال وجود یک سیارهٔ بزرگ با جرم بیشتر از مشتری و صفحه مداری تقریباً عمود بر خط دید را رد نمی‌کند.
  42. ↑ ۴۲٫۰ ۴۲٫۱ Schroeder, D. J.; Golimowski, D. A.; Brukardt, R. A.; et al. (2000). "A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2". Astronomical Journal. 119 (2): 906–922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227.
  43. ↑ [[۱۶](http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm) "Tau Ceti"]. Sol Company. Retrieved 2007-09-25. {{cite web}}: Check |url= value (help)
  44. ↑ Gonzalez, G. (March 17–21, 1997). "The Stellar Metallicity – Planet Connection". Brown Dwarfs and Extrasolar Planets. ASP Conference Series. 134: 431. Bibcode:1998ASPC..134..431G.

پیوند به بیرون

[ویرایش]


خطای یادکرد: خطای یادکرد: برچسب <ref> برای گروهی به نام «nb» وجود دارد، اما برچسب <references group="nb"/> متناظر پیدا نشد. ().

برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=تاو_نهنگ&oldid=43120733»