Tau Ceti

Tau Ceti Beskrivelse av dette bildet, også kommentert nedenfor Tau Ceti (i sentrum) i den sørlige delen av konstellasjonen av hvalen (Cetus på latin ). Observasjonsdata
( epoke J2000.0 )
Høyre oppstigning 01 t  44 m  04.0829 s
Avvisning −15 ° 56 ′ 14.928 ″
Konstellasjon Hval
Tilsynelatende styrke 3,50

Plassering i konstellasjonen: Hval

(Se situasjonen i konstellasjonen: Hval) Cetus IAU.svg
Kjennetegn
Spektral type G8 V
UB- indeks 0,22
BV- indeks 0,72
Variasjon Noen
Astrometri
Radiell hastighet −16,4  km / s
Ren bevegelse μ α  = −1 721,94  mas / a
μ δ  = 854,17  mas / a
Parallaks 274,18 ± 0,80  mas
Avstand 11,896 ± 0,03  al
(3,647 ± 0,01  stk )
Absolutt styrke 5,69
Fysiske egenskaper
Masse 0,81  M ☉
Stråle 0,816 ± 0,013  R ☉
Overflate tyngdekraft (logg) 4.4
Lysstyrke 0,59  L ☉
Temperatur 5 344  ±  50  K
Metallisitet 22–74% av solens
Rotasjon 34 dager
Alder ~ 1,0 × 10 10  a

Andre betegnelser

Durre Menthor, 52 Ceti ( Flamsteed ), HD 10700 , HR 509 , BD -16 295, GCTP  365.00, GJ  71, LHS 146 , LTT  935, LFT  159, SAO  147986, LPM 84, FK5 59 , HIP  8102.

Tau Ceti (τ Ceti / τ Cet) er en stjerne i den sørlige delen av konstellasjonen Hval i armen til Orion . Ligger ca 12 lysår fra Jorden, er Tau Ceti den 22 th nærmeste stjernen til Solen . Den har en masse- og spektraltype som ligner på solen, men har lav metallisitet , det vil si at dens overflod av andre kjemiske elementer enn hydrogen og helium er lav der sammenlignet med solen. Den vil bli ledsaget av 5 planeter (bekreftes av etterfølgende observasjoner), hvorav to vil være plassert i den beboelige sonen .

Dens delvise likhet og nærheten til solen har gitt den litt interesse. Tau Ceti har for eksempel vært gjenstand for en rekke studier innenfor rammen av SETI-programmet for jakten på utenomjordisk liv. Slik refererer science fiction litteratur ofte  til den .

Posisjon, avstand og egen bevegelse

Tau Ceti ligger litt under himmelekvator , med en deklinasjon på ca. -16 °. Det kan således observeres fra Europa , inkludert de nordligste regionene, og mer generelt fra alle de tett befolkede regionene på den nordlige halvkule. Den var lett synlig med det blotte øye og ble derfor katalogisert veldig tidlig i astronomiens historie. Som navnet antyder, er den oppført i Uranometria regissert av astronomen tyske Johann Bayer tidlig på XVII -  tallet  : Navnet ( Tau Ceti ) følger Bayer-betegnelsen , brukt av ham til å katalogisere stjernene i de forskjellige konstellasjonene. Det vises også i John Flamsteeds mer omfattende katalog produsert tre kvart århundre senere. Den bærer da betegnelsen 52 Ceti. I prinsippet rangerte Bayers betegnelse stjernene i stjernebildene i avtagende lysstyrke. Imidlertid har Bayer ofte avviket fra denne konvensjonen: til tross for sin fjerne posisjon i det greske alfabetet , er Tau Ceti faktisk den sjette lyseste stjernen i konstellasjonen Hval, med en tilsynelatende styrke på 3,50 i det synlige domenet . Historisk har Tau Ceti også blitt katalogisert av kinesiske astronomer . Det var en del av Tiancang- asterismen ( bokstavelig talt "himmelsk loft"), som i alle seks andre stjerner, inkludert η Ceti , θ Ceti , ζ Ceti , alle tre ligger i umiddelbar nærhet i konstellasjonen av Hvalen, de to gjenværende stjernene ikke identifisert med sikkerhet.

Tau Ceti er animert av en høy egen bevegelse på to sekunders bue per år. Betydelig riktig bevegelse indikerer vanligvis stjernens nærhet til solen. Stjerner i nærheten beveger seg vanligvis raskere over himmelen enn fjerne stjerner, så det er mulig å måle deres parallaks. Når det gjelder Tau Ceti, kan disse tiltakene utledes at stjernen ligger 11,9 lysår fra solen . Dette er en av de nærmeste stjernene i Sun , stjernen type G nærmeste etter Alpha Centauri A .

Den radiale hastigheten til Tau Ceti ble målt med dopplereffekt  : den er - 17  km / s , den negative verdien indikerer at stjernen nærmer seg solen. Fra avstanden, riktig bevegelse og radiell hastighet er det mulig å utlede den tredimensjonale hastigheten til stjernen. Det er 37  km / s i forhold til solen. Dette resultatet gjør det mulig å beregne banen til Tau Ceti gjennom Melkeveien . Det er i bane rundt det galaktiske sentrum med en gjennomsnittlig avstand på 9,7 kiloparsek (32 000 lysår) og eksentrisiteten er 0,22, så langt man kan assimilere (som en første tilnærming) sin galaktiske bane til en ellips .
De to kjente stjernene nærmest Tau Ceti er den variable stjernen YZ Ceti som ligger bare 1,6 lysår unna; og dobbelt så langt unna, Luyten 726-8-systemet .

Fysiske egenskaper

Tau Ceti ville være sammensatt av bare en stjerne. En svak glødende optisk følgesvenn har blitt observert, og de to kroppene kan være i gravitasjonsinteraksjon, men den ligger mer enn 10 buesekunder fra hovedstjernen. Ingen astrometriske eller radiale hastighetsforstyrrelser ble notert, noe som tyder på at stjernen ikke har en stor følgesvenn i en nær bane, for eksempel en varm Jupiter .

Det meste av vår kunnskap om Tau Ceti er utledet fra spektroskopiske målinger . Ved å sammenligne spekteret med simuleringer basert på modeller av stjernevolusjon, er det mulig å vurdere alder, masse, radius og lysstyrke til Tau Ceti. Stjernens radius ble målt direkte og ganske presist i infrarød interferometri av Very Large Telescope . Det er 81,6% ± 1,3% av solradiusen , en normalverdi for en stjerne av denne massen. Eldre og mindre presise interferometriske målinger hadde antydet 77,3% ± 0,4% av solradiusen.

Rotasjon

Den rotasjonsperiode av Tau Ceti ble målt takket være de periodiske variasjonene av absorpsjonslinjer H og K til ionisert kalsium gang (Ca II). Disse linjene er svært avhengige av overflatemagnetisk aktivitet. Perioden med observerte variasjoner tilsvarer tiden som kreves for stedene med magnetisk aktivitet på stjernens overflate for å fullføre en fullstendig revolusjon av stjernen. Rotasjonsperioden for Tau Ceti er estimert til 34 dager. På grunn av Doppler-effekten påvirker rotasjonshastigheten til en stjerne bredden på absorpsjonslinjene i spektret. Analysen av bredden på disse linjene gjør det mulig å estimere stjernens rotasjonshastighet. Den projiserte verdien av rotasjonshastigheten til Tau Ceti er v eq  sin  i  =  1  km / s , hvor v eq er farten ved ekvator og i hellingen til rotasjonsaksen i forhold til synslinjen. For en typisk G8-stjerne er rotasjonshastigheten rundt 2,5  km / s . Den relativt lave rotasjonshastigheten til Tau Ceti kan indikere at stjernen blir sett i en retning nær polene.

Metallisitet

Den kjemiske sammensetningen til en stjerne gir viktige ledetråder om dens evolusjonshistorie, spesielt om dens alder. Det interstellare mediet som det dannes stjerner av inneholder hovedsakelig hydrogen , helium og spor av tyngre grunnstoffer. Når stjernene utvikler seg og dør, beriker de det omkringliggende rommet med tyngre kjemiske elementer. Disse elementene kalles metaller av astronomer, og andelen av disse elementene i en stjerne er metallisitet . Metalliciteten til en stjerne måles ved å bruke forholdet mellom andelen jern, et lett observerbart element, og hydrogen. Logaritmen til denne mengden sammenlignes med Solens. Den atmosfæriske metallisiteten til Tau Ceti er [Fe / H]  = -0,50, noe som betyr at forholdet mellom overflod av jern og hydrogen er omtrent tre ganger lavere enn for solen. Tidligere målinger har gitt estimater mellom -0,13 og -0,60.

Denne lave andelen jern indikerer at Tau Ceti absolutt er eldre enn solen: dens alder vil være 10 milliarder år, mer enn det dobbelte av den siste (4,57 milliarder år). Numeriske simuleringer forutsier en alder mellom 4,4 og 12 milliarder år, avhengig av modell som er valgt.

Bortsett fra rotasjon, er en annen faktor som kan utvide absorpsjonslinjene i en stjernes spektrum, stjernens overflatetrykk. Stråling som sendes ut av en partikkel blir modifisert av partikler nær den. Bredden på en linje avhenger derfor av overflatetrykket til stjernen, i seg selv en funksjon av overflatetemperaturen og tyngdekraften . Denne effekten gjorde det mulig å bestemme overflatenes tyngdekraft til Tau Ceti, veldig nær solens.

Lysstyrke og variasjon

Tau Ceti lysstyrke er 55% av solens . En jordisk planet må være plassert på en avstand litt under 0,7  astronomiske enheter for å motta en solstrøm lik den som mottas av jorden. Dette er litt mindre enn gjennomsnittsavstanden mellom Venus og solen.

Den Tau Ceti chromosphere , det vil si den del av den stjerneatmosfære like over den lysemitterende foto , som for tiden viser liten eller ingen tegn til magnetisk aktivitet, noe som er karakteristisk for en stabil stjerne. En studie av temperatur, granulering og kromosfæren viste fraværet av systematiske variasjoner over en periode på 9 år; Ca II-utslippslinjene rundt de infrarøde H- og K-linjene antyder en potensiell syklus på elleve år, men den er svak i forhold til solens. Alternativt har det blitt antydet at stjernen kunne være i en fase med lav aktivitet som ligner på Maunder Minimum , en historisk periode assosiert med den lille istiden i Europa , da solflekker ble ekstremt sjeldne på overflaten av solen. De spektrale linjene til Tau Ceti er veldig smale, noe som indikerer at Tau Ceti har lav rotasjon og turbulens.

Rusk Disc

I 2004 oppdaget et team av britiske astronomer ledet av Jane Greaves at Tau Ceti har mer enn ti ganger mer kometer- og asteroidemateriale i bane enn solen. Denne verdien ble oppnådd ved å måle skiven med kaldt støv som kretser rundt stjernen og produseres av kollisjonene mellom disse små gjenstandene. Det er derfor lite sannsynlig at systemet kan imøtekomme komplekse livsformer, da disse planetene vil bli utsatt for store støt omtrent ti ganger oftere enn på jorden. Greaves konkluderer i løpet av sin forskning at ”det er sannsynlig at enhver planet kontinuerlig blir bombardert av asteroider som ligner den som førte til at dinosaurene ble utryddet . ". Det er imidlertid mulig at en gigantisk gassplanet på størrelse med Jupiter kan presse ut kometer og asteroider.

Ruskdisken ble oppdaget ved å måle mengden av stråling som avgis av systemet i det infrarøde . Disken er symmetrisk og sentrert rundt stjernen. Den ytre grensen er i gjennomsnitt 55 AU fra stjernen. Fraværet av infrarød stråling fra de varmeste delene av disken i nærheten av stjernen indikerer at disken stopper 10 AU fra stjernen  . Til sammenligning strekker Kuiperbeltet seg fra 30 til 50 AU fra solen. For å opprettholde seg selv i så lange perioder, må en slik plate hele tiden "drives" av kollisjoner av større kropper. Hoveddelen av platen vil være i bane rundt Tau Ceti mellom 35 og 50 AU, langt utenfor den beboelige sonen . På denne avstanden kan støvbelte ligne på solsystemets Kuiper-belte som ligger utenfor Neptuns bane .

Tau Ceti beviser at stjerner ikke nødvendigvis mister søppelplaten under evolusjonen, og et slikt tett belte er kanskje ikke eksepsjonelt blant stjerner som ligner på solen. Tettheten av beltet rundt Tau Ceti er bare 1/ 20 th av at rundt sin unge nabo Epsilon Eridani . Det relative fraværet av rusk rundt solen kan være unntaket snarere enn regelen: en forskergruppe antydet at solen ville ha passert nær en annen stjerne tidlig i sin eksistens, og de fleste av dens kometer og asteroider ville ha blitt kastet ut fra sin bane på denne anledningen. Stjerner med store ruskdisker har endret astronomernes forståelse av planetformasjonsfenomener; ruskeplatene til disse stjernene, der støv kontinuerlig dannes ved kollisjon, ser ut til å bidra til dannelsen av planeter.

Finne planeter

En av hovedårsakene til interessen for Tau Ceti er dens likhet med solen, som gjør denne stjernen til en bestemt kandidat for jakten på planeter og utenomjordisk liv . Ifølge Hall og Lockwood, "uttrykkene Sol-lignende stjerne , solanalog og sol-tvilling indikerer en økende grad av likhet med Solen". Tau Ceti er en solanalog fordi den har en masse nær solens og en lav variabilitet, men en lavere overflod av metaller. Denne likheten er opprinnelsen til mange vitenskapelige arbeider, men også av stjernens plass i populærkulturen.

Tau Ceti har vært målet for flere planetariske undersøkelser ved hjelp av metoden for radial hastighet. Et internasjonalt team kunngjør19. desember 2012, i en artikkel publisert i Astronomy & Astrophysics , oppdagelsen av fem planeter med en masse mellom to og seks ganger jordens, hvorav den ene ( Tau Ceti e ) ligger i systemets beboelige sone. Periodene til planetene ville være mellom 14 og 640 dager. I følge Planetary Habitability Laboratory er den siste av disse 5 planetene ( Tau Ceti f ) også lokalisert i den beboelige sonen til stjernen.

Kjennetegn på planetene i Tau Ceti-systemet
Planet Masse Semi-hovedakse ( ua ) Omløpstid ( dager ) Eksentrisitet Tilbøyelighet Stråle
 Tau Ceti f  2,00 ± 0,79  M ⊕   0,105 ± 0,006   13,965 ± 0,02   0,16 ± 0,22 
 Tau Ceti c  3,11 ± 1,40  M ⊕   0,195 ± 0,01   35,362 ± 0,1   0,03 ± 0,03 
 Tau Ceti d  3,50 ± 1,59  M ⊕   0,374 ± 0,02   94,11 ± 0,7   0,08 ± 0,26 
 Tau Ceti e  4,29 ± 2,00  M ⊕   0,552 ± 0,02   168,12 ± 2,0   0,05 ± 0,2 
 Tau Ceti f  6,67 ± 3,50  M ⊕   1,35 ± 0,1   642 ± 30   0,03 ± 0,3 
 Tau Ceti g  1,8 ± 0,3  M ⊕   20 ± 0,10   0,06 ± 0,06 
 Tau Ceti h  1,8 ± 0,3  M ⊕   0,243 ± 0,003   49,41 ± 0,80   0,23 ± 0,16 

Imidlertid må eksistensen av disse planetene bekreftes av påfølgende observasjoner. Faktisk, ifølge Xavier Dumusque fra Genève-observatoriet  : "amplituden til planetariske signaler er av samme orden som stjernesignalene" .

Gitt stjernens store avfallsdisk, vil enhver planet som kretser rundt Tau Ceti være utsatt for hyppigere meteorbyger og muligens flere asteroideangrep enn Jorden. Dette antas å redusere sannsynligheten for at liv utvikler seg i dette systemet. Men disse dataene er også en funksjon av den eksakte sammensetningen av selve ruskdisken så vel som av den atmosfæriske sammensetningen av planetene. Siden disse er superjordene betydelig mer massive enn jorden, er det også sannsynlig at noen av dem, som Tau Ceti e og Tau Ceti f hvis deres eksistens er bekreftet, har en tykkere atmosfære og mer tett. En slik atmosfære ville være i stand til å avbøye eller fullstendig forbruke biler som er mer massive enn de som har falt på planeten vår så langt, eller vil sannsynligvis true dem. Spørsmålet om livet rundt Tau Ceti forblir derfor åpent mens du venter på å kunne få mer data.

For eksempel kan det tenkes i nær fremtid å utføre studier med teleskoper med tilstrekkelig oppløsning. Dette for å identifisere den atmosfæriske sammensetningen av planetene i Tau Ceti-systemet og for å undersøke om temperaturen deres er kompatibel med livet . Det kan være mulig å bekrefte tilstedeværelsen av (i det minste) primitive livsformer hvis disse observasjonene viser at en atmosfærisk sammensetning mest sannsynlig er av organisk opprinnelse, som atmosfærisk oksygen som er bevis på eksistensen av livet på planeten vår.

Planetene Tau Ceti g og Tau Ceti h ble oppdaget i 2017. De er bekreftet så vel som Tau Ceti e og Tau Ceti f.

SETI og HabCat

Tau Ceti ble gjenstand for forskning innenfor rammen av et prosjekt kalt Ozma-prosjektet , hvis mål var "søket etter utenomjordisk intelligens  ", innenfor rammen av SETI-programmet . Dette arbeidet, ledet av astronomen Frank Drake , hadde som mål å identifisere kunstige radiosignaler som kommer fra utenomjordiske sivilisasjoner. De første studiene var Tau Ceti og Epsilon Eridani, som ble valgt for deres nærhet og likhet med solen. Det ble ikke funnet noe signal i løpet av de 200 observasjonstimene. Videre forskning på Tau Ceti har også mislyktes.

Til tross for manglende resultater fortsatte søk etter livet rundt Tau Ceti. I 2002 utviklet astronomene Margaret Turnbull og Jill Tarter Catalog of Habitable Star Systems (HabCat) som en del av SETI-programmet Phoenix Project . Listen inneholder mer enn 17 000 potensielt beboelige systemer, eller omtrent 10% av stjernene som ble studert under denne studien. Året etter ble Tau Ceti inkludert i en liste som ble samlet av Turnbull over de 30 mest lovende stjernene blant de 5000 stjernene innen 100 lysår etter solen. Denne listen vil bli brukt som grunnlag for radiosøk utført med Allen Telescope Array . Tau Ceti var også på en liste over fem stjerner hun hadde valgt som studieobjekter for Terrestrial Planet Finder (romteleskopprosjekt avlyst i 2011). Ifølge Turnbull, “Dette er stedene [hun] ønsker å bo hvis Gud hadde plassert planeten vår rundt en annen stjerne. "

Vedlegg

Relatert artikkel

Kilde

Merknader og referanser

  1. (in) HD 10700 - High proper-motion Star i databasen Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center .
  2. (en) E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella et al. , “  VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  426,2004, s.  601–617 ( lest online , åpnet 14. august 2007 ).
  3. (en) G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois et al. , “  A catalog of Fe / H determinations - 1991 edition  ” , Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol.  95, n o  to1991, s.  273–336 ( les online , konsultert 14. august 2007 ).
  4. (en) NC Santos, G. Israelian, RJ Lopez Garcia, RJ et al. , “  Er beryllium overflod unormalt i stjerner med gigantiske planeter?  » , Astronomy and Astrophysics , vol.  427,2004, s.  1085–1096 ( les online , åpnet 26. februar 2007 ).
  5. (in) C. Flynn & O. Morell, "  Metallicities and kinematics of G and K dwarfs  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol.  286, n o  3,1997, s.  617–625 ( lest online , åpnet 14. august 2007 ).
  6. (no) S. Baliunas, D. Sokoloff & W. Snart, “  Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation?  ” , The Astrophysical Journal Letters , vol.  457,1996, s.  L99-L102 ( les online , åpnet 14. august 2007 ).
  7. Planeter of Tau Ceti: forsiktighet etter kunngjøringen (artikkel i tidsskriftet Ciel & Espace, 21. desember 2012)
  8. [1]
  9. "Tau Ceti May Have a Habitable Planet", Astrobiology Magazine , 19. desember 2012
  10. (in) To nærliggende beboelige verdener? (artikkel fra Planetary Habitability Laboratory ved University of Puerto Rico, Arecibo
  11. Kinesiske astronomiske asterismer er mye flere enn vestlige konstellasjoner (rundt 280 mot 88). De er derfor generelt mindre omfattende enn konstellasjonene og danner mer kompakte grupper.
  12. (in) Neill Reid, "  Meeting the neighbours: NStars and 2MASS  " , Space Telescope Science Institute,23. februar 2002(åpnet 11. desember 2006 ) .
  13. (i) Todd J. Henry, "  The One Hundred Nearest Star Systems  " , forskningskonsortium om nærliggende stjerner,1 st oktober 2006(åpnet 11. desember 2006 ) .
  14. (en) RP Butler , GW Marcy E. Williams et al. , “  Attaining Doppler Precision of 3 m · s −1  ” , Publikasjoner fra Astronomical Society of the Pacific , vol.  108,1996, s.  500-509 ( sammendrag )
  15. (en) GF Porto de Mello, EF del Peloso & L. Ghezzi, “  Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun  ” , Astrobiology , vol.  6, n o  to2006, s.  308-331.
  16. (in) "  Tau Ceti  " Flooring Company (åpnet 25. september 2007 ) .
  17. (in) FP Pijpers, FP, TC Teixeira, Garcia PJ, PJ et al. , “  Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  401,2003, s.  L15 - L18 ( les online , konsultert 24. september 2007 ).
  18. (i) Bruce Campbell & GAH Walker, "  et søk etter Substellar følges til Solar-Type Stars  " , The Astrophysical Journal , vol.  331,August 1988, s.  902–921 ( les online , åpnet 24. september 2007 ).
  19. (in) "  Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found  " , Extrasolar Planets Encyclopedia (åpnet 28. september 2007 ) .
  20. (in) "  HK Project: Overview of Chromospheric Activity  " , Mount Wilson Observatory (åpnet 15. november 2006 ) .
  21. . Lyset som kommer fra siden av stjernen vekk fra observatøren forskyves mot de lengste bølgelengdene, det som kommer fra siden til stjernen som nærmer seg observatøren forskyves mot de kortere bølgelengdene.
  22. (in) DF Gray & SL Baliunas, "  The Activity cycle of Tau Ceti  " , The Astrophysical Journal , vol.  427, n o  to1994, s.  1042–1047 ( les online )
  23. (in) Jeffrey C. Hall, GW Lockwood & Erika L. Sherman "  Aktivitetssykluser i kule stjerner. 1: Observasjons- og analysemetoder og case-studier av fire godt observerte eksempler  ” , The Astrophysical Journal , vol.  442, n o  to1995, s.  778–793 ( les online ).
  24. (in) G. Carraro, YK Ng, L. Portinari, "  Age metallicity relationship and Star Formation History of the Galactic Disk  " , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol.  296, n o  4,1999, s.  1045–1056 ( les online , åpnet 14. august 2007 ).
  25. Verdien på 10 -0,50 er omtrent lik 1/3.
  26. (in) P. Frick, SL Baliunas, Galyagin D. et al. , “  Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations  ” , The Astrophysical Journal , vol.  483, n o  1,1997, s.  426–434 ( leses online , åpnes 14. august 2007 ).
  27. (in) (in) Philip G. Judge & Steven H. Saar, "  Den ytre solatmosfæren under Maunder Minimum: Et fantastisk perspektiv  " ,2007(åpnet 14. august 2007 ) ,s.  643-656.
  28. (in) Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson et al. , “  A Comparison of the Ytre Atmosphere of the“ Flat Activity ”Star τ Ceti (G8 V) with the Sun (G2 V) and α Centauri A (G2 V)  ” , The Astrophysical Journal , vol.  609, n o  1,2004, s.  392–406 ( lest online , åpnet 14. august 2007 ).
  29. (in) G. Smith & JJ Drake, "  The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-like stars  " , Astronomy and Astrophysics , vol.  181, n o  1,Juli 1987, s.  103–111 ( leses online , åpnet 26. september 2007 ).
  30. (en) JS Greaves, MC Wyatt, WS Holland et al. , “  Ruskeplaten rundt tau Ceti: en massiv analog til Kuiperbeltet  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol.  351, n o  3,2004, s.  L54 - L58 ( les online , konsultert 14. august 2007 ).
  31. Gratis oversettelse av "det er sannsynlig at [eventuelle planeter] vil oppleve konstant bombardement fra asteroider av den typen man antar å ha utslettet dinosaurene." (no) Maggie McKee, "  Livet lite sannsynlig i asteroide-ridd star system  " , New Scientist ,7. juli 2004(åpnet 25. september 2007 ) .
  32. (in) Greaves, Jane S., "  Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems  " , Science , vol.  307, n o  5706,januar 2005, s.  68–71 ( les online , konsultert 27. september 2007 ).
  33. Gratis oversettelse av: "  Begrepene 'sollignende stjerne', 'solanalog' og 'soltvilling' [er] gradvis begrensende beskrivelser.  " (In) JC Hall & GW Lockwood, "  The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Solar Activity Analog-Stars  " , The Astrophysical Journal , vol.  614,2004, s.  942–946 ( les online , åpnet 18. september 2007 ).
  34. (i) Neville Woolf og J. Roger Angel , "  Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life  " , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  36,September 1998, s.  507-537 ( les online , åpnet 21. september 2007 ).
  35. (in) Amir Alexander, "  The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History  " , The Planetary Society,2006(åpnet 8. november 2006 ) .
  36. (i) Margaret C. Turnbull og Jill Tarter , "  Target Selection for SETI. I. En katalog over nærliggende beboelige stjernesystemer  ” , The Astrophysical Journal Supplement Series , vol.  145, n o  1,Mars 2003, s.  181–198 ( leses online , åpnes 21. september 2007 ).
  37. (in) "  Stars and Habitable Planets  " , Floor Company (åpnet 21. september 2007 ) .
  38. Gratis oversettelse av: "  Dette er steder jeg vil bo hvis Gud setter planeten vår rundt en annen stjerne."  " (En) "  Astronom Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars  " , American Association for the Advancement of Science ,18. februar 2006(åpnet 21. september 2007 ) .