Quelltext der Seite Tau Ceti

{{Infobox Stern
| Name = τ Ceti
| Bild = Tau ceti map inv.png
| Bildtext = Ausschnitt des [[Walfisch (Sternbild)|Sternbilds Walfisch]] mit τ&nbsp;Ceti.
| Sternbild = Cet
| Rek = 01/44/04.083
| Dek = -/15/56/14.93
| Size = 3.5
| Caption = Tau Ceti
| Objekt = Tau Ceti
| Visuell = 3,49
| Gr = 3.49
| Planeten = 4
| Spektralklasse = G8 V
| B-V-Index = +0,72
| U-B-Index = +0,21
| R-I-Index = +0,47
| Variabel = 
| V-Radial = (−16,8 ± 0,1)
| Parallaxe = (273,96 ± 0,17)
| LJ = (11,905 ± 0,007)
| PC = (3,650 ± 0,002)
| Absolut-vis = +5,69 ± 0,01
| V-RA = (−1721,05 ± 0,18)
| V-DE = (+854,16 ± 0,15)
| Masse = ca. 0,77
| Radius = 0,773<small> ± 0,02 </small>
| Leuchtkraft = 0,52<small> ± 0,03 </small>
| Metallizität = −0,52<small> ± 0,05 </small>
| Temperatur = 5344<small> ± 50 </small>
| Rotation = 34 Tage<ref name="ApJL457" />
| Alter = ca. 10 Mrd.
| Bayer = τ Ceti
| Flamsteed = 52 Ceti
| BD = −16° 295
| GJ = 71
| HD = 10700
| HIP = 8102
| HR = 509
| SAO = 147986
| TYC = 5855-2292-1
| 2MASS = J01440402-1556141
| Weitere = [[FK5]] 59
<!-- Einzelnachweise -->| RekDekRef = <ref name="hip1">[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/239/hip_main&HIP=8102 Hipparcos-Katalog (ESA 1997)]</ref>
| VisRef = <ref name="hip1" />
| SpekRef = <ref name="hip1" />
| PlanetRef = <ref name="Nasa">{{NasaExoplanet | name=tau Cet | abruf=2024-01-11}}</ref>
| BVRef = <ref name="hr">[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&HR=509 Bright Star Catalogue]</ref>
| UBRef = <ref name="hr" />
| RIRef = <ref name="hr" />
| VradRef = <ref name="Pulkovo">[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=III/252/table8&HIP=8102 Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars]</ref>
| ParallaxeRef = <ref name="hip2" />
| LJPCRef = <ref name="hip2" />
| AbsRef = <ref name="Teixeira2009">{{Cite journal | display-authors=7 | author=T. C. Teixeira et al. | title=Solar-like oscillations in the G8 V star τ Ceti | journal=Astronomy and Astrophysics | issue=1 |date=2009-01 | pages=237–242 | doi=10.1051/0004-6361:200810746 | volume=494 | bibcode=2009A&A...494..237T|arxiv = 0811.3989 | s2cid=59353134}}</ref>
| VRef = <ref name="hip2">[https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&HIP=8102 Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)]</ref>
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| AlterRef = <ref name="aa426" />
}}
'''Tau Ceti''' [{{IPA|ˌtaʊ ˈʦeːti}}] ('''τ&nbsp;Ceti''', abgekürzt: '''τ&nbsp;Cet''') ist ein 11,9 [[Lichtjahr]]e entfernter [[Farbindex|gelber]] [[Hauptreihe]]nstern ([[Spektralklasse]] G8) im Sternbild [[Walfisch (Sternbild)|Walfisch]]. Von der Sonne aus gesehen ist er nach [[Alpha Centauri#Alpha Centauri A|Alpha&nbsp;Centauri&nbsp;A]] der [[Liste der nächsten Sterne|zweitnächste]] [[Sonnenähnlicher Stern|sonnenähnliche Stern]].<ref name="hall1" />

Der Stern hat keinen traditionellen Eigennamen. Die Benennung „Tau Ceti“ ist eine Bezeichnung nach der [[Bayer-Bezeichnung|Bayer-Klassifikation]]. [[Tau (Buchstabe)|Tau]]&nbsp;(τ) ist das 19. [[Griechisches Alphabet|griechische Schriftzeichen]], und „Ceti“ zeigt die Zugehörigkeit zum Sternbild Walfisch ([[Latein|lat.]] ''Cetus'') an.

Tau Ceti ist mit freiem Auge als schwacher Stern dritter [[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] zu erkennen. Umgekehrt betrachtet wäre die Sonne von Tau Ceti aus etwas heller im [[Bärenhüter|Sternbild Bärenhüter]] zu sehen.<ref group="A">Von Tau Ceti aus stünde die Sonne an der diametral entgegengesetzten Seite des Himmels auf den [[Äquatoriales Koordinatensystem|Koordinaten]] [[Rektaszension|α]] {{Rektaszension|13|44|04}}, [[Deklination (Astronomie)|δ]] {{Deklination|15|56|14}}, also in der Nähe von [[Tau Bootis]]. Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt 4,8<sup>M</sup>. So erscheint sie aus einer Entfernung von 3,64&nbsp;Parsec <math>\begin{smallmatrix} m = M_v + 5\cdot((\log_{10} 3{,}64) - 1) = 2{,}6^\mathrm{m}\end{smallmatrix}</math> hell.</ref> Wie bei der Sonne sind die meisten Nachbarsterne schwache [[Roter Zwerg|Rote M-Zwerge]] und von Tau Ceti aus mit freiem Auge nicht sichtbar. Der nächstgelegene Nachbar von Tau Ceti ist mit einem Abstand von 1,6&nbsp;Lj [[YZ Ceti|YZ&nbsp;Ceti]]. Das zweitnächste Sternsystem, [[Luyten 726-8|Luyten&nbsp;726-8]], ist 3,19&nbsp;Lj entfernt.<ref name="SolStation" />

Tau Ceti wurde immer wieder als Ziel für die Suche nach außerirdischer Intelligenz ([[Search for Extraterrestrial Intelligence|SETI]]) anvisiert. Bislang wurden mit Hilfe [[Astrometrie|astrometrischer]] Methoden und Beobachtung der [[Radialgeschwindigkeit]] vier [[Exoplanet|Planeten]] mit der 1,75- bis 4-fachen [[Erdmasse|Masse der Erde]] gefunden, zwei befinden sich womöglich in der [[Habitable Zone|habitablen Zone]], und es gibt Anzeichen für die Existenz weiterer Planeten. Tau Ceti ist von mehr als zwölfmal<ref name="Greaves" /> so viel Staub umgeben wie die Sonne. Wegen dieser Staubscheibe, die auch [[Komet]]en und [[Asteroid]]en enthalten muss, sind die Planeten mehr Einschlägen ausgesetzt als die [[Erde]]. Obwohl dies eventuelles Leben stark beeinträchtigen würde, erweckte die Ähnlichkeit mit der Sonne weit verbreitetes Interesse.

== Physikalische Eigenschaften ==
Tau Ceti ist wahrscheinlich ein Einzelstern. In einem [[Scheinbar (Astronomie)|scheinbaren]] Abstand von 137 [[Winkelsekunde|Bogensekunden]] (laut Messung im Jahr 2000) befindet sich allerdings ein lichtschwacher (13,1<sup>m</sup>) Stern,<ref name="worley" /> der gravitativ an Tau Ceti gebunden sein könnte.<ref name="Pijpers2003" /><ref group="A"> Dieser Stern könnte auch „nur“ zufällig in fast der gleichen Sichtlinie stehen und tatsächlich viele Lichtjahre von Tau Ceti entfernt sein.</ref>

[[Datei:Compare sun tau ceti.png|mini|links|hochkant=1.1|Die Sonne (links) ist sowohl größer als auch etwas heißer als der weniger aktive Tau&nbsp;Ceti (rechts, Illustration).]]

Tau Ceti gehört wie die Sonne der [[Spektralklasse]]&nbsp;G an, hat aber mit G8 einen etwas späteren Untertyp als die Sonne mit G2.<ref name="SIMBAD" /> Dieser geringe Unterschied kommt durch die gegenüber der Sonne etwas niedrigere Oberflächentemperatur von etwa 5070&nbsp;°C (5344 ± 50&nbsp;K)<ref name="aa427Santos" /> zustande. Beide Sterne sind Hauptreihensterne der [[Leuchtkraftklasse]] V. Folglich befinden sie sich in der stabilen Phase des [[Wasserstoffbrennen]]s ([[Kernfusion|Fusion]] von [[Wasserstoff]] zu [[Helium]]). Die Abweichungen der physikalischen Parameter zwischen Tau Ceti und der Sonne sind im Wesentlichen durch die unterschiedlichen Sternmassen bedingt. Das spiegelt sich auch in der Lage der Sterne zueinander auf der Hauptreihe wider. Die Masse von Tau Ceti beträgt etwa 0,77<ref name="Pijpers2003" /> Sonnenmassen. Daher wird der Stern etwa 12&nbsp;[[Milliarde|Mrd.]] Jahre –&nbsp;somit eine Mrd.&nbsp;Jahre länger als die Sonne&nbsp;– in der [[Hauptreihe]] verweilen.

Die meisten Parameter der physikalischen Eigenschaften des Sterns wurden durch [[Spektroskopie|spektroskopische]] Messungen ermittelt. Durch den Abgleich des Spektrums mit Computermodellen der Sternentstehung und -entwicklung können Masse, Alter, Radius und [[Leuchtkraft]] des Sterns bestimmt werden. Darüber hinaus kann mit astronomischen [[Interferometer]]n der Radius von Tau Ceti direkt und ziemlich genau gemessen werden. Es wird dabei eine lange Grundlinie genutzt, um sehr kleine Winkel (viel kleiner als bei herkömmlichen [[Teleskop]]en) auflösen zu können. Dadurch konnte der Radius von Tau Ceti zu 77,3 % (±&nbsp;0,02 %) des Sonnenradius bestimmt werden. Dies ist in etwa die Größe, die für einen Stern mit 0,75 Sonnenmassen zu erwarten ist.<ref name="aa475" />

=== Rotation ===
Die [[Sternrotation|Rotationsdauer]] von Tau Ceti wurde durch periodische Veränderungen in den klassischen Absorptionslinien H und K des einfach ionisierten [[Calcium]]s (Ca&nbsp;II) gemessen. Diese Linien werden durch die magnetische Aktivität an der Oberfläche beeinflusst,<ref name="mountwilson" /> so dass die beobachtete Variationsperiode gleich der Zeitspanne ist, welche die aktiven Bereiche für eine volle Rotation um den Stern brauchen. Auf diese Weise wurde eine Rotationsdauer von 34 Tagen festgestellt.<ref name="ApJL457" />

Die Rotationsgeschwindigkeit eines Sternes beeinflusst aufgrund des [[Dopplereffekt]]s die Breite der [[Spektrallinie|Absorptionslinien]] im Lichtspektrum. So kann durch Messung der Linienbreite die in Richtung der Sichtlinie liegende Komponente der Rotationsgeschwindigkeit geschätzt werden. Sie beträgt für Tau Ceti:

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

Die Geschwindigkeit am [[Äquator]] ist <math>v_{\text{eq}}</math> und <math>i</math> gibt den (unbekannten) Neigungswinkel der Rotationsachse gegen die Sichtlinie an. Aus der Rotationsperiode und dem Radius von Tau Ceti ergibt sich die Äquatorgeschwindigkeit von 1&nbsp;km/s, woraus der Inklinationswinkel <math>i</math> von etwa 42° abgeschätzt werden kann. Für einen typischen G8-Stern beträgt die Rotationsgeschwindigkeit etwa 2,5&nbsp;km/s. Der relativ geringe Wert weist darauf hin, dass Tau Ceti der Erde einen seiner Pole zuwendet.<ref name="Gray1994" /><ref name="hall2" />

Die Breite der Absorptionslinien im Spektrum eines Sternes wird neben der Rotation auch durch die Druck-Verbreiterung (engl. ''pressure broadening'') beeinflusst (siehe auch [[Spektrallinie]]n). Die Strahlung, die von einem einzelnen Teilchen ausgesendet wird, kann durch die Gegenwart anderer Teilchen verändert werden (z.&nbsp;B. durch Stöße). Daher ist die Linienbreite des Lichtspektrums auch von dem Druck an der Oberfläche des Sterns abhängig. Der Druck wiederum hängt von der Temperatur und der Schwerkraft ab. Dieser Zusammenhang wurde verwendet, um die [[Schwerebeschleunigung]] an der Oberfläche von Tau Ceti zu bestimmen. Dieser Wert beträgt etwa ''g''&nbsp;=&nbsp;251 m/s<sup>2</sup> und liegt damit sehr nahe bei dem entsprechenden Wert der Sonne (''g''&nbsp;=&nbsp;272,7 m/s<sup>2</sup>).<ref name="strobel" />

=== Metallizität ===
Die chemische Zusammensetzung eines Sterns liefert wichtige Hinweise zu seiner Entwicklung, insbesondere den Zeitpunkt seiner Entstehung. Das [[Interstellare Materie|interstellare Medium]] von Staub und Gas, aus dem sich Sterne bilden, besteht hauptsächlich aus [[Wasserstoff]] und [[Helium]] mit Spuren von schwereren Elementen. Während ständig neue Sterne entstehen und vergehen, reichern sie das interstellare Medium kontinuierlich mit schwereren Elementen an. Daher tendieren jüngere Sterne dazu, höhere Anteile an schwereren Elementen in ihren Atmosphären aufzuweisen als die älteren. Diese schwereren Elemente werden von den Astronomen „Metalle“ genannt und der Anteil der Metalle wird als [[Metallizität]] bezeichnet.<ref name="carraro" /> Die Metallizität eines Sterns wird durch das Verhältnis von [[Eisen]] (Fe) zu Wasserstoff (H) angegeben. Der [[Logarithmus]] des relativen Eisengehalts wird mit dem der Sonne verglichen. Im Fall von Tau Ceti beträgt die atmosphärische Metallizität etwa

:<math>\left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ] = -0{,}52</math>

Das entspricht etwa einem Drittel (10<sup>−0,52</sup>) des Anteils in der Sonne.<ref name="aa427Santos" /> Ältere Messungen hatten Werte zwischen −0,13 und −0,60 ergeben.<ref name="strobel" /><ref name="mnras286" />

Der niedrigere Anteil von Eisen weist darauf hin, dass Tau Ceti älter ist als die Sonne. Sein geschätztes Alter beträgt etwa 10&nbsp;Mrd. Jahre. Das ist ein beträchtlicher Anteil am Alter des sichtbaren [[Universum]]s. Zum Vergleich: Die Sonne ist nur 4,57&nbsp;Mrd. Jahre alt.<ref name="aa426" />

=== Leuchtkraft und Veränderlichkeit ===
Da die [[Leuchtkraft]] von Tau Ceti etwa 52 Prozent der Sonne beträgt,<ref name="Pijpers2003" /> liegt die [[habitable Zone]] ungefähr zwischen 0,6 und 0,9&nbsp;[[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]] (AE). Ein Planet müsste Tau Ceti in einem Abstand von weniger als 0,7&nbsp;AE umkreisen, um die gleiche Strahlung wie die Erde im Sonnensystem zu erhalten. Das liegt knapp unter der Durchschnittsentfernung der [[Venus (Planet)|Venus]] zur Sonne.

Die [[Chromosphäre]] – die Atmosphärenschicht unmittelbar über der lichtaussendenden [[Photosphäre]] – zeigt derzeit wenig bis gar keine magnetische Aktivität. Das weist auf einen stabilen Stern hin.<ref name="frick" /> Eine neunjährige Studie der Temperatur, der [[Granulation (Astronomie)|Granulation]] und der Chromosphäre zeigte keine systematischen Veränderungen. Emissionen in den H- und K-Linien des Ca&nbsp;II zeigten einen möglichen 11-Jahreszyklus. Dieser wäre verglichen mit dem der Sonne relativ schwach.<ref name="Gray1994" /> Es wurde auch vermutet, dass der Stern sich in einem vorübergehenden Zustand niedriger Aktivität befindet, vergleichbar mit dem [[Maunderminimum|Maunder-Minimum]], jener historischen sonnenfleckenarmen Periode, die mit der [[Kleine Eiszeit|kleinen Eiszeit]] in Europa zusammenfiel.<ref name="judge" /><ref name="judge2" />

=== Staubscheibe ===
Die ungewöhnlich starke Strahlung, die das Tau-Ceti-System im fernen [[Infrarotstrahlung|Infrarotbereich]] des Spektrums aussendet, deutet bereits darauf hin, dass der Stern von einer Staubscheibe umgeben ist. Die Staubpartikel werden von der Strahlung des Sterns erwärmt und geben dadurch wiederum selbst [[Wärmestrahlung]] im ferninfraroten Spektralbereich ab. 2004 konnte ein Team britischer Astronomen, unter Leitung von Jane Greaves, auf hoch aufgelösten Ferninfrarotaufnahmen mit dem James-Clerk-Maxwell-Teleskop auf dem [[Mauna Kea]] (Hawaiʻi) in der Tat eine flache Wolke aus −210&nbsp;°C warmem Staub erkennen.<ref name="Greaves" /><ref name="stern.de" /> Da die Staubteilchen durch den Strahlungsdruck des Sterns und andere Mechanismen in relativ kurzer Zeit aus dem System entfernt werden, kann eine solche Staubscheibe nur über einen längeren Zeitraum erhalten bleiben, wenn sie ständig durch Kollisionen zwischen schwereren Körpern aufgefüllt wird.<ref name="Greaves" /> Es handelt sich angesichts des Alters von Tau Ceti bei diesem Staub somit um den „Abrieb“ bereits bestehender größerer Körper (engl. ''debris disc'') und nicht um den kurz nach der Sternentstehung vorhandenen Staub, aus dem sich Planeten und andere Körper erst noch bilden. Die Scheibe bildet eine symmetrische Struktur um den Stern und weist einen äußeren Radius von 55&nbsp;AE auf. Das Ausbleiben infraroter Strahlung aus wärmeren Bereichen der Scheibe nahe Tau Ceti deutet auf eine zentrale Lücke mit einem Radius von 10&nbsp;AE hin. Im Vergleich dazu erstreckt sich der [[Kuipergürtel]] des Sonnensystems von 30 bis 50&nbsp;AE außerhalb der Umlaufbahn Neptuns.<ref name="Greaves" />

Die Staubmenge in der Scheibe um Tau Ceti ist etwa zwölfmal so groß wie die des Kuipergürtels im Sonnensystem. Aufgrund dieses Anteils lässt sich folgern, dass sich in der Scheibe etwa 1,2 Erdmassen an größeren Objekten (>&nbsp;10&nbsp;km) befinden.<ref name="Greaves" /> Mit diesem Ergebnis wird die Hoffnung auf komplexes Leben im Tau-Ceti-System gedämpft, da Planeten dort 10-mal häufiger schwere Einschläge ([[Impakt]]e) hinnehmen müssten als die Erde. Greaves bemerkte: „Es ist damit zu rechnen, dass [eventuelle Planeten] einem konstanten Bombardement durch Asteroiden ähnlich jenem ausgesetzt wären, das vermutlich die [[Dinosaurier]] ausgelöscht hat.“<ref name="McKee2004" /> Sollte allerdings ein Gasriese von der Größe [[Jupiter (Planet)|Jupiters]] im System existieren, könnte er unter Umständen die Kometen und Asteroiden ablenken und so andere Planeten schützen.<ref name="Greaves" /><ref group="A">Ob Jupiter jedoch tatsächlich einen Schutz für das innere Sonnensystem bietet oder nicht, ist immer noch ungeklärt. Siehe z.&nbsp;B.: [https://www.sciencedaily.com/releases/2007/08/070824133636.htm Jupiter: Friend or Foe?]</ref>

Tau Ceti zeigt, dass Sterne mit zunehmendem Alter ihre Staubscheiben nicht verlieren müssen. Somit sind sonnenähnliche Sterne mit einer dicken Staubscheibe wahrscheinlich nicht ungewöhnlich.<ref name="Greaves2005" /> Dennoch ist nach gängigen Modellen mit einem allmählichen Staubverlust zu rechnen. Die Staubdichte in der Scheibe um Tau Ceti (4,4 bis 12&nbsp;Mrd. Jahre alt) beträgt in Übereinstimmung mit den Modellen nur noch 1/20 der Staubdichte, die in der Scheibe seines jüngeren Nachbarn [[Epsilon Eridani]] (0,73&nbsp;Mrd. Jahre alt) vorhanden ist.<ref name="Greaves" /> Die Sonne, die ihrem Alter nach (4,5 Mrd. Jahre) zwischen den beiden liegt, besitzt jedoch zu wenig Staub, um sich in die Reihe der beiden anderen einzufügen. Das könnte bedeuten, dass die Sonne hier eine Ausnahme darstellt. Möglicherweise zog an der Sonne in ihren jungen Jahren ein anderer Stern knapp vorbei und entriss ihr dabei die meisten Kometen und Asteroiden.<ref name="McKee2004" /> Sterne mit ausgeprägter Geröllscheibe haben die Vorstellungen der Astronomen von Planetenentstehung verändert. Sterne mit Geröllscheibe, in der Staub andauernd durch Kollisionen erzeugt wird, scheinen geeignet zu sein, Planeten zu bilden.<ref name="Greaves2005" />

== Bewegung ==
Tau Cetis [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] (die quer zur Sichtlinie gerichtete Bewegungskomponente am Himmel) ist mit fast 2&nbsp;Bogensekunden<ref group="A">Die Eigenbewegung ist gegeben durch: <math>\begin{smallmatrix} \mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta } = 1907{,}79\,\text{mas/Jahr} \end{smallmatrix}</math>, wobei <math>\mu_\alpha</math> und <math>\mu_\delta</math> die beiden Komponenten der Eigenbewegung in Rektaszension und Deklination und <math>\delta</math> die Deklination darstellen.</ref><ref name="majewski" /> pro Jahr relativ hoch und damit bereits ein Indikator für einen relativ geringen Abstand zur Sonne.<ref name="reid" /> Wegen seiner Nähe kann die Entfernung des Sterns durch Messung seiner [[Parallaxe#Jährliche Parallaxe, Sternparallaxe|Parallaxe]] gut bestimmt werden – sie beträgt 274,18 ± 0,80 mas (milliarcsecond = ein Tausendstel einer Bogensekunde), das entspricht 11,9 [[Lichtjahr]]en oder 3,65 [[Parsec]]. Damit liegt er an 23.&nbsp;Stelle in der [[Liste der nächsten Sterne]].<ref name="henry" />

Die [[Radialgeschwindigkeit]] (die Geschwindigkeitskomponente in Richtung der Sichtlinie des Beobachters) lässt sich im Gegensatz zur Eigenbewegung nicht direkt beobachten; sie muss durch Untersuchung des [[Sternspektrum|Spektrums]] bestimmt werden. Entfernt sich der Stern, verschieben sich aufgrund des Dopplereffekts die Absorptionslinien des Sternspektrums in Richtung größerer Wellenlängen. Analog verschieben sich die Linien zu kürzeren Wellenlängen, falls sich der Stern nähert. Tau Cetis Radialgeschwindigkeit beträgt etwa −16&nbsp;km/s. Das negative [[Vorzeichen (Zahl)|Vorzeichen]] besagt, dass sich der Stern der Sonne nähert. Der Stern wird in 43.000 Jahren mit 10,6 Lj seine größte Annäherung zur Sonne erreicht haben.<ref name="aa575_A35" />

Mit dem bekannten Abstand, der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit kann die Gesamtbewegung des Sterns errechnet werden. Es ergibt sich eine Raumgeschwindigkeit von 37&nbsp;km/s relativ zur Sonne.<ref group="A">Die Komponenten der Raumgeschwindigkeit (engl. ''space velocity'') sind: U = +18; V = +29; W = +13. Dies ergibt eine netto Raumgeschwindigkeit von <math>\begin{smallmatrix} \sqrt{18^2 + 29^2 + 13^2} = 36{,}5\,\text{km/s.} \end{smallmatrix}</math></ref> Mit diesem Wert kann man die Umlaufbahn von Tau Ceti in der [[Milchstraße]] berechnen. Die Bahn hat eine für einen Stern der galaktischen Scheibe relativ hohe [[Exzentrizität (Mathematik)|Exzentrizität]] von 0,22 und einen durchschnittlichen Abstand zum Zentrum der Galaxis von 32.000&nbsp;Lj (9700&nbsp;pc).<ref name="Mello" />
Die derzeitige Entfernung von Tau Ceti zum galaktischen Zentrum entspricht der der Sonne, 25.900&nbsp;Lj (7940&nbsp;pc).<ref name="Eisenhauer2003" />

== Suche nach Planeten und Leben ==
Ein Hauptfaktor, der das Interesse an der Erforschung Tau Cetis antreibt, sind seine sonnenähnlichen Eigenschaften und deren Bedeutung für mögliche Planeten und Leben. Diese Tatsache inspiriert seit Jahrzehnten die [[Science-Fiction|Science Fiction]]. Dass Tau Ceti ein Einzelstern ist, könnte einen Vorteil für die Planetenentstehung bedeuten, da die Planetenbildung nicht durch einen zweiten Stern gestört wird.<ref name="exoplanet" /> Da der Stern schon so lange existiert, wäre für die Entstehung komplexen Lebens genug Zeit vorhanden gewesen.

=== Suche nach Planeten ===
Bereits 1988 ergab eine Auswertung von langjährigen Messreihen der Astrometrie und der Radialgeschwindigkeit keine direkten Hinweise auf einen großen Begleiter ([[Hot Jupiter]]) in einer engen Umlaufbahn, schloss aber nur die Existenz von Begleitern mit einer Masse größer als 4,2 Jupitermassen aus.<ref name="apj331" /> Bisherige Messungen der [[Radialgeschwindigkeit]] erreichten Genauigkeiten von 11&nbsp;m/s über eine Zeitspanne von 5 Jahren<ref name="Endl2002" /> und konnten die Existenz von „Hot Jupiters“ ausschließen. Ebenso können Planeten mit mehr als einer Jupitermasse und Umlaufzeiten von weniger als 15 Jahren ausgeschlossen werden.<ref name="Walker1995" /> Zusätzlich wurde 1999 eine Untersuchung von nahen Sternen durch die „Wide Field and Planetary Camera“ des [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble Space Teleskops]] abgeschlossen, die auch die Suche nach schwachen Begleitern von Tau Ceti umfasste. Bis zur Detektionsgrenze des Teleskops konnte jedoch keiner gefunden werden.<ref name="Schroeder2000" />

Das Fehlen von „Hot Jupiters“ innerhalb der Lebenszone ist möglicherweise eine wichtige Voraussetzung für die Existenz erdähnlicher Planeten, da „Hot Jupiters“ in einem sternnahen Orbit vermutlich keine stabilen Planetenbahnen zulassen würden. Auch der Nachweis der dicken Geröllscheibe erhöht die Wahrscheinlichkeit auf terrestrische Planeten.<ref name="SolStation" /><ref name="apj331" /> Andererseits haben statistische Untersuchungen ergeben, dass für Sterne mit geringerer Metallizität wie Tau Ceti die Wahrscheinlichkeit, Planeten zu besitzen, geringer ist.<ref name="gonzalez" />

Im Dezember 2012 gaben Astronomen bekannt, dass Radialgeschwindigkeitsdaten von Tau Ceti das Vorhandensein von fünf Planeten in dynamisch-stabilen [[Umlaufbahn|Orbits]] andeuteten: Die drei inneren entdeckten Planeten [[Tau Ceti b]], [[Tau Ceti c]] und [[Tau Ceti d]] besitzen mindestens 2, 3,1 und 3,6 [[Erdmasse]]n und haben Umlaufzeiten von 13,9, 35,3 und 94,1 Tagen. Zwei weitere Planeten, [[Tau Ceti e]] und [[Tau Ceti f]], besitzen Massen von mindestens 3,9 Erdmassen und könnten potentiell lebensfreundlich sein, da sie sich durch ihre Umlaufzeiten von 162 und 642 Tagen am jeweils inneren bzw. äußeren Rand der [[Habitable Zone|habitablen Zone]] des Sterns befinden.<ref name="toumi2012" /><ref name="mendez">{{Internetquelle |autor=Abel Mendez |url=https://phl.upr.edu/press-releases/two-nearby-habitable-worlds |titel=Two Nearby Habitable Worlds |werk=Planetary Habitability Laboratory |datum=2012-12-19 |sprache=en |abruf=2024-01-11}}</ref>

2017 wurden weitere Untersuchungen veröffentlicht, welche die Existenz der beiden Planeten Tau Ceti e und f bestätigten, jedoch keine klaren Anzeichen für die Existenz der drei inneren Planeten fanden. Dafür entdeckte man mit hoher Signifikanz zwei weitere Planeten, nämlich Tau Ceti g und h. Die beiden neu entdeckten Planeten besitzen mindestens 1,75 und 1,83 Erdmassen und umkreisen den Stern in jeweils 20 und 49,4 Tagen.<ref name="feng2017" />

2020 wurden in einer weiteren Arbeit anhand Beobachtungen anderer Planetensysteme dynamische Vorhersagen möglicher weiterer Planeten im System getroffen. Hierbei wurden drei Planeten vorhergesagt, deren Umlaufbahnen mit den inneren Planetenkandidaten b, c und d übereinstimmen, so dass deren tatsächliche Existenz belegt würde. Zudem wurde ein weiterer Planet mit einer Umlaufzeit von 270 bis 470 Tagen vorhergesagt, was einer Planetenbahn in Tau Cetis habitabler Zone entspricht und im Falle der tatsächlichen Existenz des Planeten lebensfreundliche Temperaturen ermöglichen würde.<ref name="dietrich&apai2020" />

=== Suche nach Leben ===
==== Suche nach Indizien ====
In Zukunft könnten Teleskope wie das im Bau befindliche [[European Extremely Large Telescope]] mit noch höherer Auflösung nach atmosphärischem Wasser und lebensfreundlichen Temperaturen Ausschau halten. Leben sollte sich durch eine atmosphärische Zusammensetzung bemerkbar machen, die für anorganische Prozesse untypisch ist. Beispielsweise kann der hohe Sauerstoffgehalt der Erdatmosphäre als Indikator für Leben angesehen werden.<ref name="woolf" />

==== Suche nach intelligentem Leben ====
Das bislang am meisten zielgerichtete Suchprojekt war das Projekt Ozma, das 1960 für die Suche nach außerirdischer Intelligenz („Search for Extraterrestrial Intelligence“: [[Search for Extraterrestrial Intelligence|SETI]]) Tau Ceti und [[Epsilon Eridani]] auf künstliche Radiosignale abhorchte. Es wurde von dem Astronomen [[Frank Drake]] geleitet, der die beiden Sterne wegen ihrer Nähe und Sonnenähnlichkeit als Ziele auswählte. Es wurden trotz 200&nbsp;Beobachtungsstunden keine künstlichen Signale gefunden.<ref name="alexander" /> Auch nachfolgende Versuche, Signale von Tau Ceti aufzufangen, verliefen bis heute erfolglos.

Diese fehlgeschlagenen Versuche haben jedoch die Anstrengungen nicht gedämpft, das Tau-Ceti-System weiter auf Biosignaturen zu untersuchen. 2002 erstellten die Astronominnen [[Margaret Turnbull]] und [[Jill Cornell Tarter|Jill Tarter]] unter der Schirmherrschaft von „Projekt Phoenix“ (einem SETI-Projekt) den „[[HabCat|Catalog of Nearby Habitable Systems]]“ (HabCat). Diese Liste enthält mehr als 17.000 theoretisch bewohnbare Systeme, das sind etwa 10 Prozent der Sterne des zugrunde gelegten [[Hipparcos]]-Katalogs.<ref name="turnbull" /> Im darauffolgenden Jahr wählte Turnbull aus den 5000 Systemen, die der Katalog im Umkreis von 100&nbsp;Lj. um die Sonne enthielt, die 30 meistversprechenden aus (unter anderem Tau Ceti). Diese Auswahl wird zur Arbeitsgrundlage für die Radio-Durchmusterungen mit dem [[Hat-Creek-Radioobservatorium|Allen Telescope Array]] gehören.<ref name="SolCompany" /> Turnbull wählte Tau Ceti auch in den Kreis der fünf geeignetsten Sterne, die mit dem [[Terrestrial Planet Finder]] untersucht werden sollten.<ref name="earl" /> Dieses Projekt wurde jedoch 2011 eingestellt.

== Tau Ceti in der Fiktion ==
In dem Roman [[Der Astronaut (Roman)|Der Astronaut]] von [[Andy Weir]] dient das Planetensystem um Tau Ceti als Haupthandlungsort. Der von der Erde ausgesandte Wissenschaftler Ryland Grace untersucht den Stern, da dieser als einziger der erdnahen Systeme nicht von den sogenannten ''Astrophagen'' befallen ist. Außerdem stellt er dort den Erstkontakt mit einem intelligenten außerirdischen Wesen her, das aus demselben Grund von [[Keid|40 Eridani]] dorthin gereist ist.

== Siehe auch ==
* [[Liste der nächsten Sterne]]

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* {{Alpha Centauri|199}}
* {{Internetquelle | url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/taucet.html | autor=Jim Kaler |werk=STARS | titel=Tau Ceti | abruf=2024-01-11 | abruf-verborgen=1}}

== Anmerkungen ==
<references group="A" />

== Einzelnachweise ==
<references responsive>
<!-- Referenzlistendefinition - hier alle definieren (Vorteil: sauberer, stört nicht beim Editieren) -->
<!-- Literatur alphabetical-->
<ref name="aa426">
 {{Literatur
 |Autor=E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella, A. Domiciano de Souza, V. Coudé du Foresto, D. Ségransan, P. Morel
 |Titel=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars
 |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics
 |Band=426
 |Datum=2004
 |Seiten=601–617
 |DOI=10.1051/0004-6361:20047189
 |bibcode=2004A&A...426..601D}}
</ref>
<ref name="aa427Santos">
 {{Literatur
 |Autor=N. C. Santos, G. Israelian, R. J. García López, M. Mayor, R. Rebolo, S. Randich, A. Ecuvillon, C. Domínguez Cerdeña
 |Titel=Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?
 |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics
 |Band=427
 |Datum=2004
 |Seiten=1085–1096
 |arXiv=astro-ph/0408108v1}}
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<ref name="aa475">
 {{Literatur
 |Autor=E. Di Folco et al.
 |Titel=A near-infrared interferometric survey of debris disk stars. I. Probing the hot dust content around ɛ Eridani and τ Ceti with [[CHARA-Array|CHARA]]/FLUOR
 |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics
 |Band=475
 |Datum=2007
 |Seiten=243–250
 |DOI=10.1051/0004-6361:20077625}}
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<ref name="apj331">
 {{Literatur
 |Autor=Bruce Campbell, G. A. H. Walker
 |Titel=A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars
 |Sammelwerk=[[Astrophysical Journal]]
 |Band=331
 |Datum=1988-08-15
 |ISSN=0004-637X
 |Seiten=902–921
 |bibcode=1988ApJ...331..902C}}
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<ref name="ApJL457">
 {{Literatur
 |Autor=S. Baliunas, D. Sokoloff, W. Soon
 |Titel=Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode’s Relation?
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal Letters
 |Band=457
 |Datum=1996
 |Seiten=L99
 |DOI=10.1086/309891
 |bibcode=1996ApJ...457L..99B}}
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<ref name="carraro">
 {{Literatur
 |Autor=G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari
 |Titel=Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk
 |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |Band=296
 |Nummer=4
 |Datum=1999
 |Seiten=1045–1056
 |bibcode=1997astro.ph..7185C}}
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<ref name="dietrich&apai2020">
 {{Literatur
 |Autor=Jeremy Dietrich, Dániel Apai
 |Titel=An Integrated Analysis with Predictions on the Architecture of the tau Ceti Planetary System, Including a Habitable Zone Planet
 |Sammelwerk=The Astronomical Journal
 |Band=161
 |Nummer=1
 |Seiten=17
 |Datum=2020-12-07
 |arXiv=2010.14675
 |DOI=10.3847/1538-3881/abc560}}
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<ref name="Eisenhauer2003">
 {{Literatur
 |Autor=F. Eisenhauer et al.
 |Titel=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal
 |Band=597
 |Datum=2003
 |Seiten=L121-L124
 |DOI=10.1086/380188}}
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<ref name="Endl2002">
 {{Literatur
 |Autor=Endl M.; Kurster M.; Els S.
 |Titel=The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer
 |Sammelwerk=Astron. Astrophys
 |Band=362
 |Datum=2002
 |Seiten=585–594
 |DOI=10.1051/0004-6361:20020937}}
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<ref name="feng2017">
 {{Literatur 
 |Autor=Fabo Feng, Mikko Tuomi, Hugh R.A. Jones, John Barnes, Guillem Anglada-Escude, Steven S. Vogt, R. Paul Butler 
 |Titel=Color difference makes a difference: four planet candidates around tau Ceti 
 |Sammelwerk=The Astronomical Journal 
 |Band=154
 |Nummer=4
 |Seiten=135
 |Datum=2017-09-05
 |arXiv=1708.02051 
 |bibcode=2017AJ....154..135F
 |DOI=10.3847/1538-3881/aa83b4}}
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 {{Literatur
 |Autor=P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin, D. Sokoloff, W. Soon
 |Titel=Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations
 |Sammelwerk=The Astrophysical Journal
 |Band=483
 |Nummer=1
 |Datum=1997
 |Seiten=426–434
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<ref name="Gray1994">
 {{Literatur
 |Autor=D. F. Gray, S. L. Baliunas
 |Titel=The activity cycle of tau Ceti
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal
 |Band=427
 |Nummer=2
 |Datum=1994
 |Seiten=1042–1047
 |DOI=10.1086/174210}}
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<ref name="Greaves">
 {{Literatur
 |Autor=J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent
 |Titel=The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt
 |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |Band=351
 |Nummer=3
 |Datum=2004
 |Seiten=L54–L58
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<ref name="Greaves2005">
 {{Literatur
 |Autor=Jane S. Greaves
 |Titel=Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems
 |Sammelwerk=Science (magazine)
 |Band=307
 |Nummer=5706
 |Datum=2005-01
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<ref name="hall1">
 {{Literatur
 |Autor=J. C. Hall, G. W. Lockwood
 |Titel=The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars
 |Sammelwerk=The Astrophysical Journal
 |Band=614
 |Datum=2004
 |Seiten=942–946
 |DOI=10.1086/423926}}
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 {{Literatur
 |Autor=Jeffrey C. Hall, G. W. Lockwood, Erika L. Gibb
 |Titel=Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal
 |Band=442
 |Nummer=2
 |Datum=1995
 |Seiten=778–793
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<ref name="judge">
 {{Literatur
 |Autor=Philip G. Judge, Steven H. Saar
 |Titel=The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective
 |Sammelwerk=The Astrophysical Journal
 |Band=663
 |Nummer=1
 |Datum=1995-07-18
 |Seiten=643–656
 |DOI=10.1086/513004}}
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<ref name="judge2">
 {{Literatur
 |Autor=Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson, Thomas R. Ayres
 |Titel=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)
 |Sammelwerk=The Astrophysical Journal
 |Band=609
 |Nummer=1
 |Datum=2004
 |Seiten=392–406
 |DOI=10.1086/421044}}
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<ref name="Mello">
 {{Literatur
 |Autor=G. F. Porto de Mello, E. F. del Peloso, L. Ghezzi
 |Titel=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun
 |Sammelwerk=Astrobiology
 |Band=6
 |Nummer=2
 |Datum=2006
 |Seiten=308–331
 |DOI=10.1089/ast.2006.6.308}}
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<ref name="mnras286">
 {{Literatur
 |Autor=C. Flynn, O. Morell
 |Titel=Metallicities and kinematics of G and K dwarfs
 |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |Band=286
 |Nummer=3
 |Datum=1997
 |Seiten=617–625
 |bibcode=1996astro.ph..9017F}}
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<ref name="Pijpers2003">
 {{Literatur
 |Autor=F. P. Pijpers, T. C. Teixeira, P. J. Garcia, M. S. Cunha, M. J. P. F. G. Monteiro, J. Christensen-Dalsgaard
 |Titel=Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=401
 |Datum=2003
 |Seiten=L15–L18
 |DOI=10.1051/0004-6361:20030837
 |bibcode=2003A&A...406L..15P}}
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<ref name="Schroeder2000">
 {{Literatur
 |Autor=D. J. Schroeder, D. A. Golimowski, R. A. Brukardt et al.
 |Titel=A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2
 |Sammelwerk=Astronomical Journal
 |Band=119
 |Nummer=2
 |Datum=2000
 |Seiten=906–922
 |DOI=10.1086/301227}}
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<ref name="strobel">
 {{Literatur
 |Autor=G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois, F. Thevenin, E. Friel, M. Mermilliod, S. Borde
 |Titel=A catalogue of Fe/H determinations – 1991 edition
 |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics Supplement Series
 |Band=95
 |Nummer=2
 |Datum=1991
 |ISSN=0365-0138
 |Seiten=273–336
 |bibcode=1992A&AS...95..273C}}
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 {{Literatur
 |Autor=Margaret C. Turnbull, Jill Tarter
 |Titel=Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems
 |Sammelwerk=Astrophysical Journal Supplement Series
 |Band=145
 |Nummer=1
 |Datum=2003-03
 |Seiten=181–198
 |DOI=10.1086/345779}}
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<ref name="toumi2012">
 {{Literatur
 |Autor=Mikko Tuomi, Hugh R. A. Jones, James S. Jenkins, Chris G. Tinney, R. Paul Butler, Steve S. Vogt, John R. Barnes, Robert A. Wittenmyer, Simon O’Toole, Jonathan Horner, Jeremy Bailey, Brad D. Carter, Duncan J. Wright, Graeme S. Salter, David Pinfield
 |Titel=Signals embedded in the radial velocity noise. Periodic variations in the tau Ceti velocities
 |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics 
 |Band=551 
 |Seiten=A79
 |Datum=2013-02-26
 |arXiv=1212.4277
 |bibcode=2012yCat..35510079T
 |DOI=10.1051/0004-6361/201220509}}
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<ref name="Walker1995">
 {{Literatur
 |Autor=Walker Gordon A. H.; Walker Andrew H.; Irwin W.Alan; ''et al.''
 |Titel=A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars
 |Sammelwerk=Icarus
 |Band=116
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 |Seiten=359–375
 |DOI=10.1006/icar.1995.1130}}
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<ref name="woolf">
 {{Literatur
 |Autor=Woolf Neville, J. Roger Angel
 |Titel=Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life
 |Sammelwerk=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |Band=36
 |Datum=1998-09
 |Seiten=507–537
 |DOI=10.1146/annurev.astro.36.1.507}}
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<ref name="worley">
 {{Literatur
 |Autor=C. E. Worley, G. G. Douglass
 |Titel=The Washington Visual Double Star Catalog, 1996.0
 |Sammelwerk=A & A Supplement series
 |Band=125
 |Datum=1997-11-01
 |Seiten=523–523
 |Kommentar=„I/237/catalog“ aufrufen, „Tau Ceti“ in Feld „Target Name“ eintippen
 |Online=https://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=I/237}}
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<ref name="alexander">
 {{Internetquelle
 |autor=Amir Alexander
 |url=http://www.planetary.org/explore/topics/seti/seti_history_05.html
 |titel=The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History
 |hrsg=The Planetary Society
 |datum=2006
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<ref name="earl">{{Internetquelle
 |autor=Earl Lane
 |url=http://www.aaas.org/news/releases/2006/0218habitable.shtml
 |titel=Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars
 |hrsg=[[American Association for the Advancement of Science]]
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 |autor=Todd J. Henry
 |url=http://www.recons.org/TOP100.posted.htm
 |titel=The One Hundred Nearest Star Systems
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 {{Literatur
 |Autor=G. Gonzalez
 |Titel=The Stellar Metallicity – Planet Connection
 |Reihe=[[ASP Conference Series]], 17–21. März 1997
 |Datum=
 |Sprache=en
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 {{Internetquelle
 |autor=Maggie McKee
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 |titel=Life unlikely in asteroid-ridden star system
 |hrsg= [[New Scientist]]
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 |zitat=It is likely that [any planets] will experience constant bombardment from asteroids of the kind believed to have wiped out the dinosaurs.}}
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<ref name="majewski">{{Internetquelle
 |autor=Steven R. Majewski
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 |titel=Stellar Motions
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 |titel=SIMBAD Query Result: HD 10700 – High proper-motion Star
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<ref name="aa575_A35">
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 |Autor=C. A. L. Bailer-Jones
 |Titel=Close encounters of the stellar kind
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{{Exzellent|7. April 2008|44646920}}

[[Kategorie:Gelber Zwerg]]