Тау Кита (латинизовано: τ Ceti) јесте звезда појединац у сазвежђу Кит која је спектрално слична Сунцу, иако има само око 78% Сунчеве масе. Са удаљености од нешто мање од од Сунчевог система, она је релативно блиска звезда и најближа звезда појединац класе G (попут Сунца). Звезда изгледа стабилно, са малим звезданим варијацијама, и сиромашна је металима (има мало елемената тежих од водоника и хелијума) у поређењу са Сунцем.
Може се видети голим оком са привидном магнитудом од 3,5. Посматрано са Тау Кита, Сунце би било у сазвежђу Волар на северној хемисфери са привидном магнитудом од око 2,6.Са Тау Кита, Сунце би се појавило на дијаметрално супротној страни неба на координатама РА = , Дек = , што је локација близу звезде Тау Волара. Апсолутна магнитуда Сунца је 4,8, тако да би на удаљености од , Сунце имало привидну магнитуду .
Посматрања су открила више од десет пута више прашине која окружује Тау Кита него што је присутно у Сунчевом систему. Тау Кита је предмет интересовања у потрази за егзопланетама, и предложен је већи број кандидата за планете, али не постоје недвосмислени докази о постојању планета. Због свог диска крхотина, било која планета која кружи око Тау Кита суочила би се са далеко више удара небеских тела него Земља данас. Упркос овој препреци за настањивост, њене карактеристике Сунчевог аналога довеле су до широког интересовања за ову звезду. С обзиром на њену стабилност, сличност и релативну близину Сунцу, Тау Кита се доследно наводи као циљ за потрагу за ванземаљском интелигенцијом (SETI).
Име Име „Тау Кита” је Бајерова ознака за ову звезду, установљена 1603. године као део звезданог каталога Uranometria немачког небеског картографа Јохана Бајера: то је „слово Т” у Бајеровом низу сазвежђа Кит. У каталогу звезда у Calendarium-у Ал Аксаси ал Муакета, написаном у Каиру око 1650. године, ова звезда је означена као Thālith al Naʽāmāt (ثالث النعامات – thālith al-naʽāmāt), што је преведено на латински као Tertia Struthionum, што значи „трећи ној”. Ова звезда, заједно са η Cet (Денеб Алгенуби), θ Cet (Таних Ал Наамат), ζ Cet (Батен Каитос) и υ Cet, чиниле су „Ал Наамат” (النعامات), Нојеве.η Cet као Aoul al Naamat или Prima Sthrutionum (први ној), θ Cet као Thanih al Naamat или Secunda Sthrutionum (други ној), τ Cet као Thalath al Naamat или Tertia Sthrutionum (трећи ној), и ζ Cet као Rabah al Naamat или Quarta Sthrutionum (четврти ној). υ Cet би требало да буде Khamis al Naamat или Quinta Sthrutionum (пети ној) доследно, али је Ал Аксаси Ал Муакет доделио назив „пети ној” звезди γ And без јасног објашњења.
У кинеској астрономији, „Квадратна небеска житница” () односи се на астеризам који чине τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti и 57 Ceti. Сходно томе, кинеско име за τ Ceti је „Пета звезда квадратне небеске житнице” ().
Кретање Сопствено кретање звезде је брзина њеног кретања преко небеске сфере, одређена поређењем њеног положаја у односу на удаљеније позадинске објекте. Крећући се брзином од лучних секунди годишње ( година по степену),Нето сопствено кретање је дато са , где су μα и μδ компоненте сопственог кретања у РА и деклинацији респективно, а δ је деклинација. Види: Тау Кита се сматра звездом са високим сопственим кретањем. Високо сопствено кретање је показатељ близине Сунцу: блиске звезде могу прећи угао лука преко неба брже од удаљених позадинских звезда и стога су добри кандидати за проучавање паралаксе. У случају Тау Кита, мерења паралаксе указују на удаљеност од . Ово је чини једним од најближих звезданих система Сунцу и следећом најближом звездом спектралне класе G након Алфа Кентаура А.
Радијална брзина звезде је компонента њеног кретања која је усмерена ка или од Сунца. Може се одредити мерењем звезданог спектра: због Доплеровог ефекта, апсорпционе линије у спектру звезде ће бити померене благо ка црвеном (или дужим таласним дужинама) ако се звезда удаљава од посматрача, или ка плавом (или краћим таласним дужинама) када се креће ка посматрачу. У случају Тау Кита, радијална брзина је око −17 km/s, при чему негативна вредност указује на то да се креће ка Сунцу. Звезда ће се највише приближити Сунцу за око 43.000 година, када ће доћи на . (Data for Tau Ceti is in the CDS)
Удаљеност до Тау Кита, заједно са њеним сопственим кретањем и радијалном брзином, заједно дају кретање звезде кроз простор. Просторна брзина у односу на Сунце је . Овај резултат се затим може користити за израчунавање орбиталне путање Тау Кита кроз Млечни пут. Има средњу галактоцентричну удаљеност од () и орбитални ексцентрицитет од 0,22.
Физичке особине лево|мини|320px|Сунце (лево) је и веће и нешто топлије од мање активне Тау Кита (десно). Верује се да систем Тау Кита има само једну звездану компоненту. Примећен је затамњени оптички пратилац магнитуде 13,1. Године 2000. био је удаљен од примарне звезде. Можда је гравитационо везан, али се сматра вероватнијим да је у питању случајност поравнања видне линије.
Већина онога што је познато о физичким особинама Тау Кита и њеног система утврђена је путем спектроскопских мерења. Поређењем спектра са рачунарским моделима еволуције звезда, могу се проценити старост, маса, полупречник и луминозност Тау Кита. Међутим, коришћењем астрономског интерферометра, мерења полупречника звезде могу се извршити директно са тачношћу од 0,5%. На тај начин, измерен је полупречник Тау Кита који износи Сунчевог полупречника. Ово је отприлике величина која се очекује за звезду са нешто мањом масом од Сунца.
Ротација
Период ротације за Тау Кита измерен је периодичним варијацијама у класичним H и K апсорпционим линијама једноструко јонизованог калцијума (Ca II). Ове линије су уско повезане са површинском магнетном активношћу, па период варијације мери време потребно да места активности направе пуну ротацију око звезде. На овај начин, период ротације за Тау Кита процењен је на . Због Доплеровог ефекта, брзина ротације звезде утиче на ширину апсорпционих линија у спектру (светлост са стране звезде која се удаљава од посматрача биће померена ка дужој таласној дужини; светлост са стране која се креће ка посматрачу биће померена ка краћој таласној дужини). Анализом ширине ових линија може се проценити ротациона брзина звезде. Пројектована брзина ротације за Тау Кита је:
где је veq брзина на екватору, а i је угао нагиба осе ротације у односу на линију вида. За типичну звезду G8, брзина ротације је око . Релативно ниска мерења брзине ротације могу указивати на то да се Тау Кита посматра скоро из правца њеног пола.
Недавно, студија из 2023. године проценила је период ротације од и veq sin i од , што одговара нагибу гледано с пола од .
Металичност
Хемијски састав звезде пружа важне трагове о њеној еволуционој историји, укључујући старост у којој је настала. Међузвездана материја прашине и гаса из које настају звезде првенствено се састоји од водоника и хелијума са траговима тежих елемената. Како оближње звезде непрестано еволуирају и умиру, оне засејавају међузвездани простор све већим уделом тежих елемената. Тако млађе звезде имају тенденцију да имају већи удео тешких елемената у својим атмосферама него старије звезде. Ове тешке елементе астрономи називају „металима”, а удео тешких елемената је металичност. Количина металичности у звезди даје се у односу гвожђа (Fe), лако уочљивог тешког елемента, према водонику. Логаритам релативне заступљености гвожђа пореди се са Сунцем. У случају Тау Кита, атмосферска металичност је:
dex,
што је еквивалентно око трећини Сунчеве заступљености. Ранија мерења су варирала од −0,13 до −0,60.
Ова мања заступљеност гвожђа указује на то да је Тау Кита готово сигурно старија од Сунца. Њена старост је раније процењена на , али се сада сматра да је око . Ово се пореди са за Сунце. Међутим, процене старости за Тау Кита могу се кретати од 4,4 до , у зависности од усвојеног модела.
Поред ротације, још један фактор који може проширити апсорпционе карактеристике у спектру звезде је ширење услед притиска. Присуство оближњих честица утиче на зрачење које емитује појединачна честица. Дакле, ширина линије зависи од површинског притиска звезде, који је заузврат одређен температуром и површинском гравитацијом. Ова техника је коришћена за одређивање површинске гравитације Тау Кита. , или логаритам површинске гравитације звезде, износи око 4,4, што је веома близу за Сунце.
Луминозност и променљивост Луминозност Тау Кита је једнака само 55% Сунчеве луминозности. Терестричка планета би морала да кружи око ове звезде на удаљености од око да би одговарала нивоу соларне инсолације Земље. Ово је приближно исто као просечна удаљеност између Венере и Сунца.
Хромосфера Тау Кита — део атмосфере звезде непосредно изнад фотосфере која емитује светлост — тренутно показује малу или никакву магнетну активност, што указује на стабилну звезду. Једна 9-годишња студија температуре, гранулације и хромосфере није показала систематске варијације; емисије Ca II око H и K инфрацрвених опсега показују могући 11-годишњи циклус, али је то слабо у поређењу са Сунцем. Алтернативно, сугерисано је да би звезда могла бити у стању ниске активности аналогном Маундеровом минимуму — историјском периоду, повезаном са Малим леденим добом у Европи, када су Сунчеве пеге постале изузетно ретке на површини Сунца. Профили спектралних линија Тау Кита су изузетно уски, што указује на ниску турбуленцију и посматрану ротацију. Астеросеизмолошке осцилације звезде имају амплитуду око половине Сунчеве и краћи животни век мода.
Потрага за планетама Главни фактори који покрећу истраживачки интерес за Тау Кита су њена близина, њене карактеристике сличне Сунцу и импликације за могући живот на њеним планетама. За потребе категоризације, Хол и Локвуд наводе да су „термини 'звезда слична Сунцу', 'Сунчев аналог' и 'Сунчев близанац' прогресивно рестриктивни описи”. Тау Кита одговара другој категорији, с обзиром на њену сличну масу и ниску варијабилност, али релативни недостатак метала. Сличности су инспирисале референце у популарној култури деценијама, као и научна испитивања. Године 1988, посматрања радијалне брзине искључила су било какве периодичне варијације које би се могле приписати масивним планетама око Тау Кита унутар удаљености сличних Јупитеру. Све прецизнија мерења настављају да искључују такве планете, барем до децембра 2012. Достигнута прецизност брзине је око 11 m/s мерена током временског периода од 5 година. Овај резултат искључује вруће Јупитере и вероватно искључује било какве планете са минималном масом већом или једнаком маси Јупитера и са орбиталним периодима краћим од 15 година. Међутим, ово не искључује могућност велике планете са масом већом од Јупитерове и орбиталном равни која је скоро нормална на линију вида. Поред тога, истраживање оближњих звезда помоћу Свемирског телескопа Хабл и његове Wide Field and Planetary Camera завршено је 1999. године, укључујући потрагу за слабим пратиоцима Тау Кита; ниједан није откривен до граница разлучивости телескопа.
Међутим, ове потраге су искључиле само већа тела смеђих патуљака и ближе орбитрирајуће џиновске планете, тако да мање планете сличне Земљи у орбити око звезде нису искључене. Да постоје врући Јупитери у блиској орбити, они би вероватно пореметили настањиву зону звезде; њихово искључење је стога сматрано позитивним за могућност постојања планета сличних Земљи. Општа истраживања су показала позитивну корелацију између присуства планета и релативно високе металичности матичне звезде, сугеришући да звезде са нижом металичношћу као што је Тау Кита имају мању шансу да имају планете.
Планетарни кандидати