Tau Ceti (τ Cet / τ Ceti) è una stella visibile nella costellazione della Balena, di magnitudine +3,50. Trovandosi a una distanza di 11,9 anni luce dal sistema solare, è la diciannovesima stella più vicina, nonché la settima stella più vicina visibile a occhio nudoLe prime sei sono: , Sirio, , Procione, 61 Cygni e . e la stella singola di classe G più vicina al Sole, pur essendo in termini assoluti la stella di classe G più vicina al Sole, fa parte di un sistema triplo, pertanto non è considerabile una stella singola..
è classificata come una nana gialla di classe spettrale G8,5 V; è dunque una stella simile al Sole, anche se più piccola: possiede infatti una massa pari al 78% di quella solare, una luminosità circa la metà di quella solare e un raggio equivalente al 79% di quello della nostra stella.
L'astro possiede un valore di metallicità piuttosto basso, una caratteristica che, da un punto di vista statistico, avrebbe reso poco probabile la presenza di pianeti attorno alla stella. Ciò nonostante, nel dicembre 2012 è stata annunciata la scoperta di cinque pianeti del tipo super Terra, due dei quali sarebbero situati all'interno della zona abitabile del sistema planetario. A completare il sistema concorre un disco di detriti, che contiene una quantità di materia, comprendente anche probabili asteroidi e comete, circa dieci volte maggiore rispetto a quella che costituisce le analoghe strutture del sistema solare.
appare una stella stabile, con appena lievi variazioni nella sua attività. Nonostante si ritenga che, a causa della folta cintura asteroidale, un eventuale pianeta simile alla Terra subirebbe un costante e intenso bombardamento meteorico, le somiglianze con il Sole e la relativa vicinanza al sistema solare hanno generato un grande interesse nei suoi confronti: è infatti tra gli obiettivi del programma SETI dedicato alla ricerca della vita intelligente extraterrestre ed è citata in numerose opere di fantascienza.
Osservazione
appare come una stella dal colore giallo-arancio visibile nella parte meridionale della vasta costellazione della Balena, ed è situata leggermente a sud dell'equatore celeste, non molto lontana dalle due stelle più famose della costellazione: Mira () e Deneb Kaitos (), rispettivamente la capostipite di una classe di variabili e la stella più brillante della costellazione.
La sua declinazione è −15° 56′, di conseguenza risulta visibile da quasi tutte le aree popolate della Terra; solo più a nord del parallelo 74°N la stella non sorge mai sopra l'orizzonte, mentre diventa circumpolare solo a sud del parallelo 74°S, ossia nel continente antartico. Con una magnitudine pari a +3,50, è la sesta stella più luminosa della costellazione della Balena, e la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella in vicinanza dell'equatore celeste.
Moti spaziali e ambiente galattico
Il moto proprio di una stella è il suo moto apparente sulla sfera celeste rispetto ad un oggetto di fondo il più lontano possibile, ed è causato dall'effettivo movimento della stella rispetto al Sole. è considerata una stella ad elevato moto proprio, con uno spostamento nella sfera celeste di quasi due secondi d'arco all'annoIl moto proprio totale può essere calcolato mediante la seguente formula:
dove μα è il moto proprio in ascensione retta, μδ è il moto proprio in declinazione e δ è la declinazione. Nel caso di si ottiene:
quindi μ è uguale a 1862,33. Cfr. ; un simile valore è indicativo della vicinanza della stella al Sole.
La velocità radiale di una stella indica invece se si sta avvicinando o allontanando rispetto al Sole; tale grandezza, a differenza del moto proprio, non può tuttavia essere misurata direttamente, ma per via spettroscopica. A causa dell'effetto Doppler, le linee di assorbimento si spostano verso il rosso nel caso in cui l'oggetto si stia allontanando, o verso il blu qualora si stia avvicinando alla Terra. Nel caso di la velocità radiale è circa −17 km/s, dove il segno negativo indica che la stella è in avvicinamento al sistema solare.
Le stelle vicine percorrono uno spazio maggiore nella sfera celeste, pertanto sono buone candidate per la rilevazione della parallasse, che permette una stima abbastanza precisa dell'effettiva distanza della stella dal sistema solare. Nel caso di , la parallasse misurata indica una distanza di 11,9 anni luce, che ne fa il 19° astro più vicino al sistema solare e la stella singola di classe G più vicina. Per questo motivo, condivide grossomodo il medesimo ambiente galattico della nostra stella, all'interno della Bolla Locale del Braccio di Orione.
La stella più vicina a è la nana rossa YZ Ceti, che dista 1,6 anni luce, mentre a 3,2 a.l. si trova Luyten 726-8, un sistema binario costituito da due nane rosse. A 5,5 anni luce si trova , una nana arancione attorno alla quale orbita un sistema planetario comprendente un pianeta extrasolare, due cinture asteroidali e un ampio disco di corpi ghiacciati. A poco più di 6 anni luce si trova la stella di van Maanen, una delle nane bianche più vicine non solo a ma anche al sistema solare. Numerose altre stelle sono poste entro un raggio di 10 a.l. da , ma sono tutte delle piccole nane rosse prive di rilievo.
La distanza di , insieme al suo moto proprio e alla velocità radiale, permette inoltre di calcolarne i movimenti attraverso la Via Lattea. La velocità relativa al Sole è di ; questo risultato può essere usato per calcolare il percorso orbitale della stella nella Galassia. La stella orbita attorno al centro galattico ad una distanza di ), con un'eccentricità orbitale di 0,22. Le sue coordinate galattiche sono 173,10° e −73,44°. Una longitudine galattica di circa 173° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e la stella, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 173°; ciò implica che è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non lo sia il Sole. Una latitudine galattica di circa −73° significa invece che la distanza che separa il Sole da è per la maggior parte dovuta al fatto che le due stelle non sono allineate sullo stesso piano e che si trova più a sud rispetto al piano su cui si trovano il Sole e il centro galattico.
Proprietà fisiche
Le osservazioni più recenti condotte su suggeriscono che si tratti di una stella singola; in realtà, è stata osservata una compagna ottica più debole a più di 10 arcosecondi di distanza che non si esclude possa essere gravitazionalmente legata a . Dal momento che non sono state osservate perturbazioni astrometriche o della velocità radiale, è stata esclusa la presenza di un compagno massiccio posto in un'orbita vicina, quale ad esempio un pianeta gioviano caldo; pertanto un eventuale gigante gassoso attorno a potrebbe trovarsi a una distanza simile a quella che separa Giove dal Sole.
Molto di quello che è noto circa le proprietà fisiche di , come l'età, la massa, il raggio e la luminosità, è stato stimato mediante misure spettroscopiche, confrontando al computer diversi modelli sull'evoluzione stellare. Inoltre, la misura del raggio della stella è stata eseguita anche in maniera diretta tramite rilevazioni interferometriche, con un'accuratezza dello 0,5%. Con questo metodo, il raggio di è risultato pari al % del raggio solare, dato compatibile con le dimensioni attese per una stella con una massa lievemente inferiore a quella del Sole.
Luminosità e attività magnetica La luminosità di è compresa nell'intervallo tra il 45 e il 55% della luminosità solare; pertanto, per poter ricevere lo stesso livello di irraggiamento della Terra un pianeta terrestre dovrebbe orbitare attorno alla stella alla distanza di circa , equivalente alla distanza media che separa il pianeta Venere dal Sole.
La cromosfera di , cioè la porzione dell'atmosfera stellare sovrastante la fotosfera, che è la parte che emette la maggior parte della luce di una stella, attualmente mostra un'attività magnetica nulla o bassissima, indicando che si tratta di una stella molto stabile. Uno studio, durato nove anni, mirato ad analizzare le variazioni della temperatura, della granulazione e della cromosfera della stella ha mostrato l'assenza di variazioni sistematiche; l'analisi delle emissioni del calcio ionizzato (Ca II) attorno alle bande di assorbimento infrarosse H e K, strettamente associate all'attività magnetica di superficie, mostra comunque l'esistenza di un possibile ciclo di undici anni, ma si tratterebbe di un ciclo relativamente debole rispetto a quello solare. Alternativamente è stato suggerito che la stella potrebbe trovarsi in uno stato di bassa attività analogo al minimo di Maunder, un periodo di attività abnormemente bassa (che coincise con la cosiddetta "piccola era glaciale") durante il quale le macchie divennero estremamente rare sulla superficie del Sole. I profili delle linee spettrali di sono estremamente stretti, indice di una bassa turbolenza e di una bassa velocità di rotazione. L'ampiezza delle oscillazioni della stella è pari a circa la metà di quelle del Sole, e le loro manifestazioni hanno una vita meno lunga.
Rotazione e gravità superficiale Il periodo di rotazione di è stato misurato a partire dalle variazioni periodiche delle bande H e K del Ca II: infatti, il periodo di variazione corrisponde al tempo necessario alle zone attive superficiali (in particolare le macchie fotosferiche) per compiere un'intera rotazione e, nel caso di , è stimato in 34 giorni. A causa dell'effetto Doppler, la velocità di rotazione influisce sull'ampiezza delle linee di assorbimento dello spettro: infatti, la luce emessa dal lato della stella che si muove allontanandosi dall'osservatore sarà spostata verso una lunghezza d'onda più lunga (redshift), mentre la luce emessa dal lato che si muove verso l'osservatore sarà spostata verso una lunghezza d'onda più corta (blueshift). Pertanto, dall'analisi dell'ampiezza di queste linee si può stimare la velocità di rotazione di una stella.
La velocità di rotazione calcolata per è pari a: .
dove veq è la velocità di rotazione all'equatore e i è l'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla linea di osservazione. Per una tipica stella G8, la velocità di rotazione è di circa 2,5 km/s; il valore calcolato, relativamente basso, può indicare che attualmente osserviamo da una direzione che è all'incirca quella di uno dei suoi poli. In effetti, anche uno studio del 2023 indica che la l'inclinazione dell'asse di rotazione della stella rispetto alla linea di vista di soli 7°, che implica che la stessa punta in direzione della Terra uno dei suoi poli. In base a questo parametro è stato misurato un periodo di rotazione di .
Oltre alla rotazione, un altro fattore che può rendere più ampie le linee di assorbimento è la pressione superficiale. La radiazione emessa da una singola particella viene influenzata dalla presenza delle particelle vicine; in particolare, l'ampiezza della linea dipende dalla pressione sulla superficie della stella, che a sua volta dipende dalla temperatura e dalla gravità superficiale. Nel caso di , il logaritmo della gravità superficiale (log g), è di circa 4,59, un valore molto simile a quello calcolato per il Sole, pari a 4,44.
Età e composizione chimica