<page> <title>Tau Ceti</title> <id>936982</id> <revision> <id>30296201</id> <timestamp>2008-06-03T20:43:38Z</timestamp> <contributor> <username>Pld</username> <id>71269</id> </contributor> <comment>/* SETI et HabCat */ Onde radio</comment> <text xml:space="preserve">{{Étoile | nom=Tau Ceti | image=[[Image:Tau ceti map.png|250px|Location of Tau Ceti]] | légende=Tau Ceti (au centre) dans la partie sud de la constellation de la Baleine (Cetus en [[latin]]) | constellation=[[Baleine (constellation)|Baleine]] | constellation notes= | ascension droite={{Ascension droite|01|44|04.0829}} | ascension droite notes=<ref name="SIMBAD">{{Simbad|id=HD+10700|nom=HD 10700 -- High proper-motion Star}}</ref> | déclinaison={{Déc|−15|56|14.928}} | déclinaison notes=<ref name="SIMBAD"/> | magnitude apparente=3.50 | magnitude apparente notes=<ref name="SIMBAD"/> | type spectral=G8&nbsp;V | type spectral notes=<ref name="SIMBAD"/> | u-b=+0.22 | u-b notes=<ref name="SIMBAD"/> | b-v=+0.72 | b-v notes=<ref name="SIMBAD"/> | variabilité= Aucune | variabilité notes= | vitesse radiale=−16.4 | vitesse radiale notes=<ref name="SIMBAD"/> | mouvement propre ad=−1721.94 | mouvement propre ad notes=<ref name="SIMBAD"/> | mouvement propre déc=854.17 | mouvement propre déc notes=<ref name="SIMBAD"/> | parallaxe=274.18 ± 0.80 | parallaxe notes=<ref name="SIMBAD"/> | distance al=11.90 ± 0.03 | distance al notes= | distance pc=3.65 ± 0.01 | distance pc notes= | magnitude absolue=5.68 | magnitude absolue notes= | masse=0.81 | masse notes= | rayon=0.816±0.013 | rayon notes=<ref name="aa426">{{cite journal | auteur=E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella ''et al.'' | titre=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars | journal=[[Astronomy and Astrophysics]] | année=2004 | volume=426 | pages=601–617 | lang=en | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003IAUS..219E.184D | consulté le=14 aout 2007}}.</ref> | gravité=4.4 | gravité notes=<ref name="strobel" /> | luminosité=0.59 | luminosité notes= | température=5344&nbsp;±&nbsp;50 | température notes=<ref>{{cite journal | auteur=N. C. Santos, G. Israelian, R. J. GarcÃa López, R. J. ''et al.'' | titre=Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets? | journal=[[Astronomy and Astrophysics]] | année=2004| volume=427 | pages=1085–1096 | lang=en |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0408108 | consulté le=26 février 2007}}.</ref> | métallicité=22–74% | métallicité notes=<ref name="strobel">{{cite journal | auteur=G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois ''et al.'' | titre=A catalogue of Fe/H determinations - 1991 edition | journal=[[Astronomy and Astrophysics Supplement Series]] | année=1991 | volume=95 | issue=2 | pages=273–336 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&AS...95..273C | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>{{exp|,}}<ref name="mnras286">{{cite journal | auteur=C. Flynn & O. Morell | titre=Metallicities and kinematics of G and K dwarfs | journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | année=1997 | volume=286 | issue=3 | pages=617–625 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996astro.ph..9017F | consulté le=14 aout 2007}}.</ref> | rotation=34 | rotation unité=jours | rotation notes=<ref name="ApJL457">{{cite journal | auteur = S. Baliunas, D. Sokoloff & W. Soon | titre=Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation? | journal=[[Astrophysical Journal Letters]] | année=1996| volume=457 | pages=L99-L102 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...457L..99B | consulté le=14 aout 2007}}.</ref> | âge=~1.0&nbsp;×&nbsp;10<sup>10</sup> | âge notes=<ref name="aa426" /> | composants stellaires= | planètes= | désignations=Durre Menthor, {{StarFlam|52|Ceti}}, {{StarHD|10700}}, {{StarHR|509}}, {{StarBD|-16|295}}, {{StarGCTP|365.00}}, {{StarGJ|71}}, {{StarLHS|146}}, {{StarLTT|935}}, {{StarLFT|159}}, {{StarSAO|147986}}, LPM 84, {{StarFK5|59}}, {{StarHIP|8102}}.<ref name="SIMBAD"/> }} '''Tau Ceti''' (Ï„ Ceti / Ï„ Cet) est une [[étoile]] de la partie méridionale de la [[Baleine (constellation)|constellation de la Baleine]]. Située à 12 [[année-lumière|années-lumière]] de la Terre, Tau Ceti est la [[Liste d'étoiles proches|19{{e}} étoile la plus proche du Soleil]]. Elle est de [[masse solaire|masse]] et [[type spectral]] similaires au [[Soleil]] mais a une faible [[métallicité]], c'est-à -dire que son abondance en [[élément chimique|éléments chimiques]] autres que l'[[hydrogène]] et l'[[hélium]] y est faible comparativement au Soleil. Sa ressemblance partielle et sa proximité au Soleil lui valent un certain intérêt. Tau Ceti a par exemple fait l'objet de nombreuses études dans le cadre du [[programme SETI]] de recherche de vie extraterrestre. C'est ainsi que la littérature de [[science-fiction]] s'y réfère souvent. Toutefois, en 2007, aucune [[planète]] n'a encore été détectée autour de Tau Ceti. Les recherches effectuées ont permis d'exclure la présence de certains compagnons sous-stellaires, telles les [[naine brune|naines brunes]] et certaines [[géante gazeuse|planètes géantes gazeuses]]. Sa faible métallicité rend de plus peu probable qu'une [[planète tellurique]] soit en orbite autour d'elle. En outre, elle possède un important disque de débris : toute planète en orbite autour de l'étoile serait par conséquent soumise à un plus grand nombre d'[[cratère d'impact|impacts]] que la Terre, ce qui diminue la probabilité de développement de la [[vie]] dans ce système. == Position, distance et mouvement propre == Tau Ceti est située légèrement en-dessous de l'[[équateur céleste]], avec une [[déclinaison (astronomie)|déclinaison]] d'environ -16°. Elle est ainsi observable depuis l'[[Europe]], y compris ses régions les plus septentrionales, et plus généralement depuis toutes les régions à forte densité de population de l'hémisphère nord. Aisément visible à l'Å“il nu, elle a de ce fait été cataloguée très tôt dans l'histoire de l'astronomie. Comme son nom l'indique, elle est répertoriée dans l’''[[Uranometria]]'' réalisé par l'[[astronome]] [[Allemagne|allemand]] [[Johann Bayer]] au tout début du {{XVIIe siècle}} : Son nom (''Tau Ceti'') suit la [[désignation de Bayer]], employée par ce dernier pour cataloguer les étoiles des différentes constellations. Elle figure également dans le catalogue plus étendu de [[John Flamsteed]] réalisé trois quarts de siècle plus tard. Elle porte alors la désignation de 52&nbsp;Ceti. La désignation de Bayer classait en principe les étoiles des constellations par ordre décroissant de brillance. Cependant, Bayer s'est souvent écarté de cette convention : malgré sa position éloignée dans l'[[alphabet grec]], Tau Ceti est en réalité la sixième étoile la plus brillante de la constellation de la Baleine, avec une [[magnitude apparente]] de 3,50 dans le [[domaine visible]]. Historiquement, Tau Ceti a également été cataloguée par les [[astronomie chinoise|astronomes chinois]]. Elle faisait partie de l'[[astérisme]] ''[[Tiancang]]'' (''littéralement'' « Grenier céleste »), comprenant en tout six autres étoiles, dont [[Eta Ceti|η&nbsp;Ceti]], [[Theta Ceti|θ&nbsp;Ceti]], [[Zeta Ceti|ζ&nbsp;Ceti]], toutes trois situées dans son voisinage proche au sein de la constellation de la Baleine<ref>Les astérismes de l'astronomie chinoises sont beaucoup plus nombreux que les constellations occidentales (environ 280 contre 88). Ils sont de ce fait en général moins étendus que les constellations et forment des groupes plus compacts.</ref>, les deux étoiles restantes n'étant pas identifiées avec certitude. Tau Ceti est animée d'un [[mouvement propre]] élevé de deux [[seconde d'arc|secondes d'arc]] par an. Un mouvement propre important indique en général la proximité de l'étoile au Soleil<ref name="Neill_2002">{{en}}{{Lien web | auteur = Neill Reid | date = [[23 février]] [[2002]]| url = http://www-int.stsci.edu/~inr/nstars2.html | titre = Meeting the neighbours: NStars and 2MASS | éditeur = Space Telescope Science Institute| consulté le = 11 décembre 2006}}.</ref>. Les étoiles proches se déplacent généralement plus rapidement sur la voûte céleste que les étoiles lointaines et il est donc possible de mesurer leur parallaxe. Dans le cas de Tau Ceti, ces mesures permettent de déduire que l'étoile est située à 11,9 [[année-lumière|années-lumière]] du [[Soleil]]. C'est une des [[Liste d'étoiles proches|étoiles les plus proches du Soleil]], l'étoile de [[type spectral|type G]] la plus proche après [[Alpha Centauri|Alpha Centauri A]]<ref name="Henry_2006">{{en}}{{Lien web| auteur = Todd J. Henry | date = {{1er octobre}} [[2006]] | url = http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm | titre = The One Hundred Nearest Star Systems | éditeur = Research Consortium on Nearby Stars | consulté le = 11 décembre 2006}}.</ref>. La [[vitesse radiale]] de Tau Ceti a été mesurée par [[effet Doppler]] : elle est de -17&nbsp;km/s, la valeur négative indiquant que l'étoile se rapproche du Soleil<ref name="Butler_1996">{{article astro| auteur= [[R. Paul Butler|R.P. Butler]], [[Geoffrey Marcy|G.W. Marcy]], E. Williams ''et al.'' | année=1996 | titre=Attaining Doppler Precision of 3 m·s{{exp|-1}} | revue=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] | vol=108 | pages=500-509 | bibcode=1996PASP..108..500B | consulté le = 11 décembre 2006}}</ref>. À partir de la distance, le mouvement propre et la vitesse radiale, il est possible de déduire la vitesse tridimensionnelle de l'étoile. Elle est de 37&nbsp;km/s par rapport au Soleil. Ce résultat permet de calculer la trajectoire de Tau Ceti à travers la [[Voie lactée]]. Elle est en orbite autour du centre galactique à une distance moyenne de 9,7 [[parsec|kiloparsecs]] ({{formatnum:32000}} années-lumière) et son excentricité est de 0,22<ref name=Mello>{{Périodique |lang=en |auteur=G. F. Porto de Mello, E. F. del Peloso & L. Ghezzi |titre=Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun |journal=[[Astrobiology]] | date=2006 |vol=6 |issue=2 |pages=308-331 |consulté le=14 août 2007}}.</ref>, pour autant que l'on puisse assimiler (en première approximation) sa trajectoire galactique à une [[ellipse (géométrie)|ellipse]]. <br> Les deux étoiles connues les plus proches de Tau Ceti sont l'étoile variable [[YZ Ceti]] située à seulement 1,6 année-lumière de celle-ci ; et deux fois plus lointain, le système de [[Luyten 726-8]]<ref name=SolStation/>. ==Propriétés physiques== [[Image:Compare sun tau ceti.png|left|thumb|320px|Vue d'artiste comparant le [[Soleil]] (à gauche) à Tau Ceti (à droite). Tau Ceti est plus petite et plus froide que le Soleil, d'où sa couleur tirant plus vers l'orangé. Présentant une activité magnétique moins importante, elle possède sans doute beaucoup moins de [[tache solaire|taches stellaires]].]] Tau Ceti ne serait composée que d'une seule étoile. Un compagnon optique de faible éclat a été observé et les deux corps pourraient être en interaction gravitationnelle, mais il est situé à plus de 10&nbsp;secondes d'arc de l'étoile principale<ref name=Pijpers2003>{{cite journal |auteur=F. P. Pijpers, F. P., T. C. Teixeira, P. J. Garcia, P. J. ''et al.'' |année=2003 |titre= Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=401 |pages= L15–L18 | lang=en |url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2003/28/aafd171/aafd171.right.html |consulté le= 24 septembre 2007}}.</ref>. Aucune perturbation astrométrique ou de la vitesse radiale n'a été constatée, ce qui suggère que l'étoile ne possède pas de grand compagnon sur une orbite proche, tel qu'un [[Jupiter chaud]]<ref name="apj331">{{cite journal |auteur = Bruce Campbell & G. A. H. Walker|année=1988 |mois= août |titre=A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars |journal=[[Astrophysical Journal]] |volume=331|pages=902–921 | lang=en |url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...331..902C |consulté le= 2007-09-24 |quote= }}.</ref><ref name=EPE/>. La plus grande partie de nos connaissances sur Tau Ceti ont été déduites de mesures [[spectroscopie|spectroscopiques]]. En comparant son spectre à des simulations basées sur des modèles d'évolution stellaire, il est possible d'évaluer l'âge, la masse, le rayon et la luminosité de Tau Ceti. Le rayon de l'étoile a été mesuré directement et assez précisément en [[interférométrie]] [[infrarouge]] par le [[Very Large Telescope]]. Il est de 81,6±1,3% du [[rayon solaire]], une valeur normale pour une étoile de cette masse<ref name="aa426" />. Des mesures interférométriques plus anciennes et moins précises avaient suggéré 77,3±0,4% du rayon solaire<ref name=Pijpers2003/>. ===Rotation=== La [[période de rotation]] de Tau Ceti a été mesurée grâce aux variations périodiques des raies d'absorption H et K du [[calcium]] ionisé une fois (Ca&nbsp;II). Ces raies dépendent fortement de l'activité magnétique de surface<ref>{{en}}{{Lien web | url = http://www.mtwilson.edu/hk/Overview/ | titre = H-K Project: Overview of Chromospheric Activity | éditeur = Mount Wilson Observatory | consulté le = 15 novembre 2006}}.</ref>. La période des variations observées correspond au temps nécessaire pour que les sites d'activité magnétique à la surface de l'étoile effectuent un tour complet de l'étoile. La période de rotation de Tau Ceti a été estimée à 34 jours<ref name="ApJL457" />. En raison de l'[[effet Doppler]], la vitesse de rotation d'une étoile affecte la largeur des raies d'absorption de son spectre<ref name="Doppler">. La lumière issue du côté de l'étoile s'éloignant de l'observateur est décalée vers les plus grandes longueurs d'onde, celle issue du côté de l'étoile se rapprochant de l'observateur est décalée vers les plus faibles longueurs d'onde.</ref>. L'analyse de la largeur de ces raies permet d'estimer la vitesse de rotation de l'étoile. La valeur projetée de la vitesse de rotation de Tau Ceti est ''v''{{ind|eq}}&nbsp;sin&nbsp;''i''&nbsp;=&nbsp;1&nbsp;km/s, où ''v''{{ind|eq}} est la vitesse à l'[[Équateur (ligne équinoxiale)|équateur]] et ''i'' l'inclinaison de l'axe de rotation par rapport à la ligne de visée. Pour une étoile G8 typique, la vitesse de rotation est d'environ 2,5&nbsp;km/s. La vitesse de rotation relativement faible de Tau Ceti pourrait indiquer que l'étoile est vue dans une direction proche de celle des pôles<ref name=Gray1994>{{cite journal | auteur=D. F. Gray & S. L. Baliunas | titre=The activity cycle of tau Ceti | journal=[[Astrophysical Journal]] | année=1994 | volume=427 | issue=2 | pages=1042–1047 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...427.1042G }}</ref>{{exp|,}}<ref name="HallLockwood1995">{{cite journal | auteur = Jeffrey C. Hall, G. W. Lockwood & Erika L. Gibb | titre=Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples | journal=[[Astrophysical Journal]] | année=1995 | volume=442 | issue=2 | pages=778–793 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...442..778H }}.</ref>. ===Métallicité=== La composition chimique d'une étoile fournit des indices importants sur l'histoire de son évolution, notamment sur son âge. Le [[milieu interstellaire]] à partir duquel les étoiles se forment contient principalement de l'[[hydrogène]], de l'[[hélium]] et des traces d'éléments plus lourds. Les étoiles en évoluant et mourant enrichissent l'espace environnant en éléments chimiques plus lourds. Ces éléments sont appelés métaux par les astronomes et la proportion de ces éléments dans une étoile est la [[métallicité]]<ref>{{cite journal | auteur=G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari | titre=Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | année=1999 | volume=296 | issue=4 | pages=1045–1056 | lang=en | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..7185C | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>. La métallicité d'une étoile est mesurée à l'aide du rapport de la proportion de fer, un élément facilement observable, sur celle d'hydrogène. Le logarithme de cette quantité est comparé à celui du Soleil. La métallicité atmosphérique de Tau Ceti est de [Fe/H]&nbsp;=&nbsp;-0,50, ce qui signifie que le rapport d'abondance en fer par rapport à l'hydrogène est environ trois fois moindre que pour le Soleil<ref>La valeur de 10<sup>-0,50</sup> est environ égal à 1/3.</ref>. Des mesures antérieures ont donné des estimations entre -0,13 et -0,60<ref name="strobel" />{{exp|,}}<ref name="mnras286" />. Cette faible proportion de fer indique que Tau Ceti est très certainement plus vieille que le soleil : son âge serait de 10 milliards d'années, soit plus du double de celui-ci (4,57 milliards d'années). Les simulations numériques prédisent un âge entre 4,4 et 12 milliards d'années selon le modèle choisi<ref name="aa426" />. En dehors de la rotation, un autre facteur pouvant élargir les raies d'absorption du spectre d'une étoile est la pression de surface de l'étoile. Les radiations émises par une particule sont modifiées par les particules proches de celle-ci. La largeur d'une raie dépend donc de la pression de surface de l'étoile, elle-même fonction de la température et de la [[gravité de surface]]. Cet effet a permis de déterminer la gravité de surface de Tau Ceti, très proche de celui du Soleil<ref name="strobel"/>. ===Luminosité et variabilité=== La luminosité de Tau Ceti est de 55% [[luminosité solaire|celle du Soleil]]<ref name=Mello />. Une [[planète tellurique]] devrait être située à une distance légèrement inférieure à 0,7&nbsp;[[unité astronomique]] pour recevoir un flux solaire égal à celui reçu par la Terre. C'est légèrement moins que la distance moyenne entre [[Vénus (planète)|Vénus]] et le Soleil. La [[chromosphère]] de Tau Ceti, c'est-à -dire la partie de l'atmosphère stellaire juste au dessus de la [[photosphère]] émettrice de lumière, ne présente actuellement pas ou peu de signe d'activité magnétique, ce qui est caractéristique d'une étoile stable<ref name="FrickBaliunas1997">{{cite journal | auteur=P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin ''et al.'' | titre=Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations | journal=[[Astrophysical Journal]] | année=1997 | volume=483 | issue=1 | pages=426–434 | lang=en |url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/304206 | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>. Une étude de la température, de la [[Granulation solaire|granulation]] et de la chromosphère a montré l'absence de variations systématiques sur une période de 9 ans ; les raies d'émission de Ca II autour des [[astronomie infrarouge|raies infrarouges]] H et K suggèrent un cycle potentiel de onze ans, mais il est de faible intensité par rapport à celui du Soleil<ref name="Gray1994"/>. Alternativement, il a été suggéré que l'étoile pourrait être dans une phase de faible activité similaire au [[minimum de Maunder]], une période historique associée au [[petit âge glaciaire]] en [[Europe]], lorsque les [[tache solaire|taches solaires]] devinrent extrêmement rares à la surface du Soleil<ref name="JudegeSaar1995">{{en}}{{Lien web | auteur = Philip G. Judge & Steven H. Saar | date = 18 juillet 1995 | titre = The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective | journal=[[Astrophysical Journal]] | année=2007 | volume=663 | issue=1 | pages=643-656 | lang=en | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...663..643J | consulté le=14 août 2007}}.</ref>{{exp|,}}<ref name="JudgeSaarCarlsson2004>{{cite journal | auteur = Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson ''et al.'' | titre = A Comparison of the Outer Atmosphere of the "Flat Activity" Star Ï„ Ceti (G8 V) with the Sun (G2 V) and α Centauri A (G2 V) | journal = [[Astrophysical Journal]] | volume = 609 | issue = 1 | pages = 392–406 | année = 2004 | lang=en | url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v609n1/59877/brief/59877.abstract.html | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>. Les raies spectrales de Tau Ceti sont très étroites ce qui indique que Tau Ceti a une rotation et une turbulence faibles<ref name="SmithDrake1987">{{cite journal | auteur = G. Smith & J. J. Drake | année = 1987 | mois = juillet | titre = The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars | journal = [[Astronomy and Astrophysics]] | volume = 181 | issue = 1 | pages = 103–111 | lang=en |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A&A...181..103S | consulté le = 26 septembre 2007}}.</ref>. ===Disque de débris=== En [[2004]], une équipe d'astronomes [[Royaume-Uni|britanniques]] dirigée par Jane Greaves découvrit que Tau Ceti a plus de dix fois plus de matériaux cométaires et astéroïdaux en orbite que le Soleil. Cette valeur a été obtenue en mesurant le disque de poussières froides orbitant l'étoile et produites par les collisions entre ces petits objets<ref name="Greaves">{{cite journal | auteur=J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland ''et al.'' | titre=The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt | journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | année=2004 | volume=351 | issue=3 | pages=L54–L58 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.351L..54G | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>. Il est par conséquent peu probable que le système puisse accueillir des formes de vie complexes car les éventuelles planètes seraient soumises à de grands [[impact cométaire|impacts]] environ dix fois plus souvent que sur Terre. Greaves conclut lors de ses recherches qu'"il est probable que toute planète est continuellement bombardée par des astéroïdes similaires à celui ayant entrainé l'extinction des [[dinosaure]]s."<ref name=McKee2004>Traduction libre de "it is likely that [any planets] will experience constant bombardment from asteroids of the kind believed to have wiped out the dinosaurs." {{en}}{{Lien web |auteur=Maggie McKee|url= http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123 |titre=Life unlikely in asteroid-ridden star system |consulté le=25 septembre 2007 |date= 7 juillet 2004 |éditeur= [[New Scientist]]}}.</ref>. Il est néanmoins possible qu'une planète [[géante gazeuse]] de la taille de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] puisse écarter les comètes et les astéroïdes<ref name="Greaves"/>. Le disque de débris fut découvert en mesurant la quantité de radiations émises par le système dans l'[[infrarouge]] lointain. Le disque est symétrique et centré autour de l'étoile. Sa frontière externe est en moyenne à 55 [[unité astronomique|UA]] de l'étoile. L'absence d'émission de radiations infrarouge par les parties les plus chaudes du disque près de l'étoile indique que le disque s'arrête à 10&nbsp;UA de celle-ci. À titre de comparaison, la [[ceinture de Kuiper]] s'étend de 30 à 50&nbsp;UA du Soleil. Pour se maintenir durant de si longues périodes, un tel disque doit être constamment "alimenté" par les collisions de corps plus gros<ref name="Greaves" />. La partie principale du disque serait en orbite autour de Tau Ceti entre 35 et 50 UA, bien au delà de la [[zone habitable]]. À cette distance, la ceinture de poussières pourrait être similaire à la ceinture de Kuiper de notre système solaire située au delà de l'orbite de [[Neptune (planète)|Neptune]]<ref name="Greaves" />. Tau Ceti prouve que les étoiles ne perdent pas nécessairement leur disque de débris au cours de leur évolution et une ceinture si dense pourrait ne pas être exceptionnelle parmi les étoiles similaires au Soleil<ref name=Greaves2005>{{cite journal | auteur=Greaves, Jane S. | titre=Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems | journal=[[Science magazine|Science]] | année=2005 |mois=janvier | volume=307 | issue=5706 | pages=68–71 | lang=en |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5706/68 | consulté le=27 septembre 2007}}.</ref>. La densité de la ceinture autour de Tau Ceti est de seulement 1/20{{e}} de celle autour de sa jeune voisine [[Epsilon Eridani]]<ref name="Greaves"/>. L'absence relative de débris autour du Soleil pourrait être l'exception plutôt que la règle : un groupe de recherche a suggéré que le Soleil serait passé près d'une autre étoile au début de son existence et la plus grande partie de ses comètes et astéroïdes auraient été éjectés de son orbite à cette occasion<ref name=McKee2004/>. Les étoiles ayant des disques de débris importants ont modifié la compréhension qu'ont les astronomes des phénomènes de formation planétaire; les disques de débris de ces étoiles, où de la poussière est continuellement formée par collision, semblent être propices à la formation de planètes<ref name=Greaves2005/>. ==Recherche de planètes== Une des raisons principales de l'intérêt suscité par Tau Ceti est sa ressemblance au Soleil, ce qui fait de cette étoile une candidate particulière pour la recherche de planètes et de [[exobiologie|vie extraterrestre]]. Selon Hall et Lockwood, "les termes ''étoile similaire au Soleil'', ''analogue solaire'' et ''jumeau solaire'' indiquent un degré de similarité croissant avec le Soleil"<ref>Traduction libre de : « ''The terms 'solarlike star,' 'solar analog,' and 'solar twin' [are] progressively restrictive descriptions.'' » {{cite journal | auteur= J. C. Hall & G. W. Lockwood | titre=The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars | journal=[[Astrophysical Journal]] | année=2004 | volume=614 | pages=942–946 | lang=en |url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v614n2/18338/18338.html | consulté le=18 septembre 2007}}.</ref>. Tau Ceti est une analogue solaire car elle a une masse proche de celle du Soleil et une faible variabilité, mais une plus faible abondance de métaux. Cette ressemblance est à l'origine de nombreux travaux scientifiques, mais également de la place de l'étoile dans la culture populaire. Tau Ceti a été la cible de plusieurs recherches planétaires utilisant la méthode des vitesses radiales. Aucune n'a permis d'identifier des variations périodiques dues à une planète<ref name=EPE>{{en}}{{Lien web|titre=Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found|éditeur=Extrasolar Planets Encyclopedia |consulté le=28 septembre 2007 |url=http://exoplanet.eu/list_no.html}}.</ref>. La précision atteinte jusqu'à présent est de 11 m/s sur une durée de 5 ans<ref name=Endl2002>{{cite journal|last=Endl|first=M.|coauteurs=Kurster M.; Els S.|titre=The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer|journal=Astron. Astrophys. |année=2002|volume=362 |pages=585–594 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A%26A...392..671E |doi=10.1051/0004-6361:20020937}}</ref>. Tau Ceti n'abrite donc pas de planète de type ''[[Jupiter chaud]]'' en orbite, et probablement pas de planète de masse supérieure ou égale à celle de Jupiter et de période orbitale inférieure à 15 ans<ref name=Walker1995>{{cite journal|last=Walker|first=Gordon A.H.|coauteurs=Walker Andrew H.; Irwin W.Alan; ''et al.''|titre=A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars|journal=Icarus|année=1995|volume=116|pages=359–375 | lang=en |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS...187.7008W | doi=10.1006/icar.1995.1130}} — Il est néanmoins possible que des planètes de masse supérieure à Jupiter et dont le plan orbital serait presque perpendiculaire à la ligne de visée existent.</ref>. Par ailleurs, une étude, publiée en 2000 et menée par la [[Wide Field and Planetary Camera]] du [[télescope spatial Hubble]] sur les étoiles proches, a conclu, dans les limites du pouvoir de résolution de la caméra, que Tau Ceti n'avait aucun compagnon de faible éclat<ref name=Schroeder2000>{{cite journal | auteur=D. J. Schroeder, D. A. Golimowski, R. A. Brukardt, ''et al.'' | titre = A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 | journal=Astronomical Journal | année=2000 | volume=119 | issue=2 | pages=906–922 | lang=en | url = http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v119n2/990423/990423.html | consulté le=14 aout 2007}}.</ref>. Ces recherches excluent la présence de [[naine brune|naines brunes]] et de certaines planètes [[géante gazeuse|géantes gazeuses]] autour de Tau Ceti. Il est cependant possible que Tau Ceti accueille des [[planète tellurique|planètes telluriques]]<ref name=Schroeder2000/>. L'absence de [[Jupiter chaud]] en orbite rend envisageable l'existence de planètes semblables à la [[Terre]] car un tel objet perturbe la [[zone habitable]]<ref name=SolStation>{{en}}{{Lien web |url=http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm |titre= Tau Ceti|consulté le=25 septembre 2007 |éditeur=Sol Company }}.</ref><ref name="apj331"/>. Les recherches ont montré une corrélation positive entre la présence de [[planète extrasolaire|planètes extrasolaires]] et la métallicité de l'étoile : il est moins probable que les étoiles de faible métallicité comme Tau Ceti soient hôtes de planètes<ref>{{en}}{{Lien web | auteur = G. Gonzalez | date = 17-21 mars 1997 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998bdep.conf..431G | titre = The Stellar Metallicity - Planet Connection | éditeur = ASP Conference Series | consulté le = 8 novembre 2006}}.</ref>. L'existence d'un gros disque de débris augmente la probabilité qu'une ou plusieurs planètes telluriques soient en orbite autour de Tau Ceti. Néanmoins, il est probable que ces éventuelles planètes subiraient un important [[bombardement météoritique]]. Si des planètes étaient identifiées autour de Tau Ceti, il est envisageable de mener des études avec des télescopes de résolution suffisante afin d'identifier leur composition atmosphérique et d'étudier si leur température est [[habitabilité d'une planète|compatible avec la vie]]. Il pourrait être possible de confirmer la présence de formes de vie (au moins) primitives si ces observations prouvent une composition atmosphérique très probablement d'origine organique, à l'instar de l'oxygène atmosphérique qui est une preuve de l'existence de la vie sur notre planète<ref>{{cite journal |auteur=Neville Woolf|coauteurs=Angel, J. Roger|année=1998 |month=September |titre=Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life |journal= Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=36 |pages=507–537 | lang=en |url=http://arjournals.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astro.36.1.507 |consulté le=21 septembre 2007}}.</ref>. ===SETI et HabCat=== [[Image:Terrestrial Planet Finder PIA04499.jpg|thumb|250px|Tau Ceti pourrait être un objet d'étude du [[Terrestrial Planet Finder]]]] Tau Ceti a fait l'objet de recherches dans le cadre d'un projet dénommé [[projet Ozma]] dont le but était « la recherche d'[[intelligence extraterrestre]] », dans le cadre du [[programme SETI]]. Ces travaux, dirigés par l'astronome [[Frank Drake]], avaient pour ambition d'identifier des [[onde radio|signaux radio]] artificiels venant de civilisations extraterrestres. Les premières étoiles étudiées furent Tau Ceti et [[Epsilon Eridani]] qui furent choisies pour leur proximité et leur similarité au Soleil. Aucun signal ne fut trouvé durant les 200&nbsp;heures d'observation<ref>{{en}}{{Lien web | auteur = Amir Alexander | date = 2006 | url = http://www.planetary.org/explore/topics/seti/seti_history_05.html | titre = The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History | éditeur = The Planetary Society | consulté le = 8 novembre 2006}}.</ref>. Des recherches postérieures sur Tau Ceti ont également échoué. Malgré l'absence de résultats, les recherches de vie autour de Tau Ceti se sont poursuivies. En [[2002]], les astronomes [[Margaret Turnbull]] et [[Jill Tarter]] ont développé le ''[[catalogue de systèmes stellaires habitables]]'' (HabCat) dans le cadre du [[projet Phoenix]] du programme SETI. La liste contient plus de {{formatnum:17000}} systèmes potentiellement habitables, soit environ 10% des étoiles étudiées à l'occasion de cette étude<ref name="Turnbull2003">{{cite journal |auteur=Margaret C. Turnbull|lien auteur=Margaret Turnbull |coauteurs=Tarter, Jill |année=2003 |month=March |titre=Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems |journal= [[Astrophysical Journal Supplement Series]]|volume=145 |issue=1 |pages=181–198 | lang=en | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJS..145..181T |consulté le= 2007-09-21 |quote= }}.</ref>. L'année suivante, Tau Ceti fit partie d'une liste, établie par Turnbull, des 30 étoiles les plus prometteuses parmi les 5000 étoiles situées à moins de 100 années-lumière du Soleil. Cette liste servira de base aux recherches radio effectuées avec l'[[Allen Telescope Array]]<ref name="solstationhabitable">{{en}}{{Lien web |url= http://www.solstation.com/habitable.htm |titre= Stars and Habitable Planets|consulté le=21 septembre 2007 |éditeur=Sol Company }}.</ref>. Tau Ceti fait également partie d'une liste de cinq étoiles qu'elle a choisies comme objet d'étude pour le [[Terrestrial Planet Finder]]. Selon Turnbull, « elles sont les lieux où [elle] souhaiterait vivre si Dieu avait placé notre planète autour d'une autre étoile. »<ref name="aas">Traduction libre de : « ''These are places I'd want to live if God were to put our planet around another star.'' » {{en}}{{Lien web | url=http://www.aaas.org/news/releases/2006/0218habitable.shtml |titre= Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars|consulté le=21 septembre 2007 |éditeur=[[American Association for the Advancement of Science]] |date=18 février 2006}}.</ref> ==Voir aussi== ===Article connexe=== * [[Liste d'étoiles proches]] ===Source=== *{{Traduction/Référence|en|Tau Ceti|167620691}} ===Notes et références=== {{références|colonnes=2}} {{Bon article|vote=BA|oldid=23944947|date=18 décembre 2007}} {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Naine jaune]] [[Catégorie:Constellation de la Baleine]] {{Lien AdQ|en}} {{Lien AdQ|de}} [[ar:تاو سيتي]] [[br:Tau Ceti]] [[de:Tau Ceti]] [[en:Tau Ceti]] [[es:Tau Ceti]] [[fi:Tau Ceti]] [[hu:Tau Ceti]] [[it:Tau Ceti]] [[ja:ãã˜ã‚‰åº§ã‚¿ã‚¦æ˜Ÿ]] [[ko:ê³ ëž˜ìžë¦¬ 타우]] [[lb:Tau Ceti (Stär)]] [[nl:Tau Ceti]] [[pl:Tau Ceti]] [[pt:Tau Ceti]] [[ru:Тау Кита]] [[sk:Tau Ceti]] [[sv:Tau Ceti]] [[vo:Tau Ceti]] [[zh:鯨éšåº§Ï„星]]</text> </revision> </page>