Tau de la Balena (τ Ceti) és un estel de la constel·lació de la BalenaEl 19è estel de la constel·lació. que és espectralment semblant al Sol, tot i que només té el 78% de la massa del Sol. A una distància de poc menys de 12 anys llum del sistema solar, és una estrella relativament propera, i és l'estrella solitària més propera de tipus G.Alfa del Centaure A és més a prop, però forma part d'un sistema triple. L'estrella apareix estable, amb una lleugera variació estel·lar.
Tau de la Balena és deficient en metall, que es relaciona normalment quan no hi ha planetes gegants i pocs planetes rocosos. Les observacions han detectat que hi ha deu vegades més la pols present en el sistema solar.
Des del desembre de 2012, hi ha proves de cinc planetes al voltant de Tau de la Balena, i un d'ells pot estar potencialment en la zona habitable. A causa del disc residual, qualsevol planeta que giri al voltant de Tau de la Balena pot patir més impactes astronòmics que la Terra. Malgrat aquest obstacle de l'habitabilitat, les seves característiques com a anàleg solar (semblant al Sol) han marcat l'interès estès per l'estrella. D'acord amb la seva estabilitat, semblança i relativa proximitat al Sol, Tau de la Balena està sempre en la llista d'objectius pel projecte de la Search for Extra-Terrestrial Intelligence (SETI), i apareix en la literatura de ciència-ficció.
L'astre es pot veure a ull nu, ja que és una estrella de tercera magnitud.No es pot veure per sobre de latitud 75°N, ja que té una declinació 90° nord, 15°S. A la pràctica, els efectes atmosfèrics redueixen la visibilitat de l'objecte quan és proper a l'horitzó. Des de Tau de la Balena, el Sol pot ser una estrella de tercera magnitud en la constel·lació del Bover.Des de Tau de la Balena el Sol pot aparèixer en el costat oposat del cel a les coordenades RA=, Dec=, on es troba la propera Tau del Bover. La magnitud absoluta del Sol és de 4,8, per tant, a una distància de , el Sol pot tenir una magnitud aparent de: .
Nom Tau de la Balena no té un nom tradicional reconegut àmpliament. El nom «Tau Ceti» és la nomenclatura de Bayer d'aquesta estrella, establerta en el 1603 com a part del catàleg estel·lar Uranometria del cartògraf celestial alemany Johann Bayer: és el «nombre T» en la seqüència de Bayer de la constel·lació Cetus. Té el nom propi de Durre Menthor, que ve de l'aràb Al Durr' Al-Manthūur (الدرر المنثور), que significar Les Perles Disperses (del Collaret Trencat). < الدرر المنثور al durr' al-manthūur The Scattered Pearls (of the Broken Necklace). En el catàleg d'estrella Calendarium d'Al Achsasi al Mouakket, escrit al Caire al voltant del 1650, aquesta estrella va ser designada com a Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة - taalit al naʽāmāt), que va ser traduït al llatí com a Tertia Struthionum, que significa el tercer dels estruços. Aquesta estrella, juntament amb η Cet (Deneb Algenubi), θ Cet (Thanih Al Naamat), ζ Cet (Baten Kaitos), i υ Cet, foren els Al Naʽāmāt (ألنعامة), les Estruces de Gallina.η Cet com a Aoul al Naamat o Prima Sthrutionum (el primer estruç), θ Cet com a Thanih al Naamat o Secunda Sthrutionum (el segon estruç), τ Cet com a Thalath al Naamat o Tertia Sthrutionum (el tercer estruç), i ζ Cet com a Rabah al Naamat o Quarta Sthrutionum (el quart estruç). υ Cet hauria de ser el Khamis al Naamat o Quinta Sthrutionum (el cinquè estruç) degudament, però Al Achsasi Al Mouakket va designar el títol de el cinquè estruç a γ Gam amb consideració incerta.
En xinès, el «Graner Quadrat Celestial» (天倉) es refereix a un asterisme que consisteix en τ Ceti, ι Ceti, η Ceti, ζ Ceti, θ Ceti i 57 Ceti. De manera conseqüent, τ Ceti és coneguda com a «Cinquena Estrella del Graner Quadrat Celestial» (天倉五).
Moviment El moviment propi d'una estrella és la seva quantitat de moviment a través de l'esfera celeste, determinada per la comparació de la seva posició relativa a objectes més distants en el fons. Tau de la Balena és considerat a ser una estrella d'alt moviment propi, ja que té un travessar anual de només dos segons d'arc.El moviment propi net és donat per:
on μα i μδ són els components del moviment propi en la R.A. i la Declinació, respectivament, i δ és la Declinació. Vegeu: Calen uns dos mil anys abans que aquesta estrella giri més d'un grau. Un alt moviment propi és un indicador de la proximitat al sol. Les estrelles properes poden travessar un angle d'arc a través del cel més ràpidament que les estrelles distants en el fons i són bones candidates per a estudis de paral·laxi. En el cas de Tau Ceti, les mesures de paral·laxi indiquen una distància d'11,9 anys llum. Això el converteix en un dels sistemes estel·lars més propers al sol, i el més proper de tipus G en l'espectre després d'Alfa del Centaure A.
La velocitat radial d'una estrella és el moviment cap o més enllà del Sol. A diferència del moviment propi, la velocitat radial d'una estrella no pot ser directament observada, però es pot determinat a través del mesurament de l'espectre. A causa de l'efecte Doppler, les línies d'absorció en l'espectre d'una estrella es desplacen lleugerament cap al vermell (o en ones de longitud d'ona més llargues) si l'estrella s'està allunyant de l'observador, o cap al blau (o en ones més curtes) quan es mou cap a l'observador. En el cas de Tau Ceti, la velocitat radial és de −17 km/s, amb el valor negatiu indicant que s'està movent cap al sol.
La distància a Tau de la Balena, amb el seu moviment propi i velocitat radial, permet que es pugui calcular el moviment de l'estrella a través de l'espai. La velocitat espacial relativa al Sol és de 37 km/s.Els components de velocitat espacial són: U = +18; V = +29, i W = +13. Aquests camps són una velocitat espacial neta de: Aquest resultat pot ser utilitzar per calcular el camí orbital de Tau Ceti a través de la galàxia de la Via Làctia. Té una distància al centre galàctic de 9,7 quiloparsecs (32.000 anys llum) i una excentricitat orbital de 0,22.
Propietats físiques Es creu que el sistema de Tau de la Balena té un únic component estel·lar. Es va observar un fosc company òptic, que és possiblement relacionat gravitacionalment, però està a 10 segons d'arc de la primària.
La majoria del que se sap sobre les propietats físiques de Tau de la Balena i el seu sistema vé determinat a través de mesuraments espectroscòpics. Comparant l'espectre es pot estimar els models informàtics de l'evolució estel·lar, l'edat, massa, radi i lluminositat de Tau de la Balena. Malgrat això, utilitzant un interferòmetre astronòmic, es poden realitzar directament mesuraments del radi de l'estrella amb una presició del 0,5%. Es desplega una línia de referència per mesurar angles molt més petits del que es poden resoldre utilitzant un telescopi convencional. Això va resultar, que el radi de Tau de la Balena va ser mesurat com el del radi solar. Aquest valor és de la mida estimada per a una estrella amb poc menys de la massa del Sol.
Rotació El període de rotació de Tau de la Balena va ser mesurat en les variacions periòdiques en les línies d'absorció clàssiques H i K del calci lleugerament ionitzat, o Ca II. Aquestes línies són associades amb l'activitat magnètica de la superfície, per tant la variació del període mesura el temps requerit per les zones d'activitat per completar una rotació completa d'una estrella. Això significa que el període de rotació de Tau de la Balena és estimat en 34 dies. A causa de l'efecte Doppler, l'índex de rotació d'una estrella afecta el gruix de les línies d'absorció en l'espectre. (la llum del costat de l'estrella allunyant-se de l'observador serà canviada a una longitud d'ona més llarga; la llum del costat movent-se cap a l'observador serà canviat a una longitud d'ona més curta.) Per tant, analitzant el gruix d'aquestes línies, es pot determinar la velocitat rotacional d'una estrella. La velocitat de rotació projectada de Tau de la Balena és:
on veq és la velocitat a l'equador i i és l'angle d'inclinació de l'eix de rotació a la línia en observació. Per a una estrella G8 comuna, la velocitat de rotació és d'uns 2,5 km/s Els mesuraments de la relativa baixa velocitat rotacional indiquen que Tau de la Balena és observada des d'aproximadament la direcció del seu pol.
Metal·licitat La composició química d'una estrella proveeix pistes importants de la seva història evolutiva, incloent-hi l'època quan es va formar. El medi interestel·lar de pols i gas on les estrelles es formen està compost bàsicament d'hidrogen i heli amb certes quantitats d'elements pesants. Com que les estrelles properes evolucionen contínuament i moren, van plantar en el medi interestel·lar un augment en la porció d'elements més pesants. Així que les estrelles més joves tendiran a tenir una porció d'elements més pesants més elevada en les seves atmosferes que les estrelles més antigues. Aquests elements pesants són anomenats metalls pels astrònoms i la porció d'elements pesants és la metal·licitat. La quantitat de metal·licitat en una estrella és donada en termes de la ràtio de ferro (Fe), i un element lleuger de fàcil observació com l'hidrogen. Un logaritme de la relativa abundància de ferro és la comparació amb el sol. En el cas de Tau de la Balena, la metal·licitat atmosfèrica és d'aproximadament:
o una tercera part l'abundància del Sol. Els anteriors mesuraments han variat entre −0,13 a −0,60.
Aquesta menor abundància de ferro indica que Tau de la Balena és gairebé sens dubte més antic que el sol. S'havia estimat anteriorment que l'edat aproximada és de 10 Ga però ara es creu que és al voltant de la meitat en 5,8 Ga. Això es compara els 4,57 Ga del Sol. No obstant, l'edat calculada per ordinadors estimen que Tau de la Balena és de 4,4–12 Ga, depenent del model adoptat.
A més de la rotació, un altre factor que poden ampliar les característiques d'absorció en l'espectre d'una estrella és l'ampliació de pressió. (Vegeu línia espectral.) La presència de les partícules properes afecten la radiació emesa per una partícula individual. Per tant, el gruix de la línia és dependent de la pressió en la superfície de l'estrella, que al mateix torn és determinada per la temperatura i la gravetat de la superfície. Aquesta tècnica va ser utilitzada per determinar la gravetat de la superfície de Tau de la Balena. El , o logaritme de la gravetat superficial de l'estrella, és d'uns 4,4 —molt proper als del Sol.
Lluminositat i variabilitat La lluminositat de Tau de la Balena és igual a només el 55% de la lluminositat del sol. Un planeta terrestre pot necessitar orbitar aquesta estrella a una distància d'uns 0,7 ua perquè coincideixi amb el nivell d'insolació solar de la Terra. Això és aproximadament el mateix que la distància mitjana entre Venus i el sol.
La cromosfera de Tau de la Balena —la part de l'atmosfera d'una estrella just per sobre de la fotosfera emissora de llum— actualment mostra una petita o nul·la activitat magnètica, indicant una estrella estable. Un estudi de nou anys sobre la temperatura, la granulació, i la cromosfera van mostrar cap variació sistemàtica; les emissions de Ca II al voltant de les bandes infraroges H i K mostren un possible cicle d'onze anys, però és feblement relatiu al sol. Alternativament, es va suggerir que l'estrella pot estar en un estat de baixa activitat anàleg a un mínim de Maunder—un període històric, associat amb la Petita Edat de Gel a Europa, quan les erupcions solars es van convertir en extremadament rars en la superfície del Sol. Els perfils de línia espectral de Tau de la Balena són extremadament estrets, indicant una baixa turbulència i rotació observada. L'amplitud de les oscil·lacions de l'estrella són la meitat del sol, i tenen una durada menor.
Disc de pols