52 Ceti

52 Ceti

Tau Ceti

Tau Ceti
Location of Tau Ceti
Tau Ceti (au centre) dans la partie sud de la constellation de la Baleine (Cetus en latin)
Données d'observation
(Époque J2000.0)
Ascension droite 01h 44m 04.0829s[1]
Déclinaison −15° 56′ 14.928″[1]
Constellation Baleine
Magnitude apparente 3,50[1]
Caractéristiques
Type spectral G8 V[1]
Indice U-B +0,22[1]
Indice B-V +0,72[1]
Indice R-I  ?
Variabilité Aucune
Astrométrie
Vitesse radiale −16,4 km/s[1]
Mouvement propre μα=−1 721,94 mas/a[1]
μδ=854,17 mas/a[1]
Parallaxe 274,18 ± 0,80 mas[1]
Distance 11,90 ± 0,03 al
(3,65 ± 0,01 pc)
Magnitude absolue 5,68
Caractéristiques physiques
Masse 0,81 M☉
Rayon 0,816±0,013 R☉[2]
Gravité de surface (log g) 4,4[3]
Luminosité 0,59 L☉
Température 5 344 ± 50 K[4]
Métallicité 22–74 %[3],[5]
Rotation 34 jours[6]
Âge ~1,0 × 1010 a[2]


Autres désignations
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.[1]

Tau Ceti (τ Ceti / τ Cet) est une étoile de la partie méridionale de la constellation de la Baleine. Située à 12 années-lumière de la Terre, Tau Ceti est la 19e étoile la plus proche du Soleil. Elle est de masse et type spectral similaires au Soleil mais a une faible métallicité, c'est-à-dire que son abondance en 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 naines brunes et certaines 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'impacts que la Terre, ce qui diminue la probabilité de développement de la vie dans ce système.

Sommaire

Position, distance et mouvement propre

Tau Ceti est située légèrement en-dessous de l'équateur céleste, avec une 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'œil 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 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 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 astronomes chinois. Elle faisait partie de l'astérisme Tiancang (littéralement « Grenier céleste »), comprenant en tout six autres étoiles, dont η Ceti, θ Ceti, ζ Ceti, toutes trois situées dans son voisinage proche au sein de la constellation de la Baleine[7], les deux étoiles restantes n'étant pas identifiées avec certitude.

Tau Ceti est animée d'un mouvement propre élevé de deux secondes d'arc par an. Un mouvement propre important indique en général la proximité de l'étoile au Soleil[8]. 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 années-lumière du Soleil. C'est une des étoiles les plus proches du Soleil, l'étoile de type G la plus proche après Alpha Centauri A[9].

La vitesse radiale de Tau Ceti a été mesurée par effet Doppler : elle est de -17 km/s, la valeur négative indiquant que l'étoile se rapproche du Soleil[10]. 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 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 kiloparsecs (32 000 années-lumière) et son excentricité est de 0,22[11], pour autant que l'on puisse assimiler (en première approximation) sa trajectoire galactique à une ellipse.
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[12].

Propriétés physiques

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 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 secondes d'arc de l'étoile principale[13]. 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[14],[15].

La plus grande partie de nos connaissances sur Tau Ceti ont été déduites de mesures 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[2]. Des mesures interférométriques plus anciennes et moins précises avaient suggéré 77,3 % ±0,4 % du rayon solaire[13].

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 II). Ces raies dépendent fortement de l'activité magnétique de surface[16]. 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[6]. En raison de l'effet Doppler, la vitesse de rotation d'une étoile affecte la largeur des raies d'absorption de son spectre[17]. 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 veq sin i = 1 km/s, où veq est la vitesse à l'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 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[18],[19].

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[20]. 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] = -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[21]. Des mesures antérieures ont donné des estimations entre -0,13 et -0,60[3],[5].

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[2].

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[3].

Luminosité et variabilité

La luminosité de Tau Ceti est de 55 % celle du Soleil[11]. Une planète tellurique devrait être située à une distance légèrement inférieure à 0,7 unité astronomique pour recevoir un flux solaire égal à celui reçu par la Terre. C'est légèrement moins que la distance moyenne entre 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[22]. Une étude de la température, de la 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 raies infrarouges H et K suggèrent un cycle potentiel de onze ans, mais il est de faible intensité par rapport à celui du Soleil[18]. 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 taches solaires devinrent extrêmement rares à la surface du Soleil[23],[24]. Les raies spectrales de Tau Ceti sont très étroites ce qui indique que Tau Ceti a une rotation et une turbulence faibles[25].

Disque de débris

En 2004, une équipe d'astronomes 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[26]. 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 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 dinosaures. »[27]. Il est néanmoins possible qu'une planète géante gazeuse de la taille de Jupiter puisse écarter les comètes et les astéroïdes[26].

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 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 UA de celle-ci. À titre de comparaison, la ceinture de Kuiper s'étend de 30 à 50 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[26]. 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 du système solaire située au delà de l'orbite de Neptune[26].

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[28]. La densité de la ceinture autour de Tau Ceti est de seulement 1/20e de celle autour de sa jeune voisine Epsilon Eridani[26]. 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[27]. 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[28].

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 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 »[29]. 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[15]. La précision atteinte jusqu'à présent est de 11 m/s sur une durée de 5 ans[30]. 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[31]. 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[32].

Ces recherches excluent la présence de naines brunes et de certaines planètes géantes gazeuses autour de Tau Ceti. Il est cependant possible que Tau Ceti accueille des planètes telluriques[32]. 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[12],[14]. Les recherches ont montré une corrélation positive entre la présence de 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[33]. 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 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[34].

SETI et HabCat

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 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 heures d'observation[35]. 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 17 000 systèmes potentiellement habitables, soit environ 10 % des étoiles étudiées à l'occasion de cette étude[36]. L'année suivante, Tau Ceti fit partie d'une liste, établie par Turnbull, des 30 étoiles les plus prometteuses parmi les 5 000 étoiles situées à moins de 100 années-lumière du Soleil. Cette liste servira de base aux recherches radio effectuées avec l'Allen Telescope Array[37]. 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. »[38]

Annexes

Article connexe

Source

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Tau Ceti ».

Notes et références

  1. ↑ a , b , c , d , e , f , g , h , i , j  et k  (en) HD 10700 -- High proper-motion Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
  2. ↑ a , b , c  et d  (en) E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella et al., « VLTI near-IR interferometric observations of Vega-Like Stars », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 426, 2004, p. 601–617 [texte intégral (page consultée le 14 août 2007)] .
  3. ↑ a , b , c  et d  (en) G. Cayrel de Strobel, B. Hauck, P. Francois et al., « A catalogue of Fe/H determinations - 1991 edition », dans Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 95, no 2, 1991, p. 273–336 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  4. ↑ (en) N. C. Santos, G. Israelian, R. J. García López, R. J. et al., « Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets? », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 427, 2004, p. 1085–1096 [texte intégral (page consultée le 26 février 2007)] .
  5. ↑ a  et b  (en) C. Flynn & O. Morell, « Metallicities and kinematics of G and K dwarfs », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 286, no 3, 1997, p. 617–625 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  6. ↑ a  et b  (en) S. Baliunas, D. Sokoloff & W. Soon, « Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: an Empirical Time-dependent Magnetic Bode's Relation? », dans Astrophysical Journal Letters, vol. 457, 1996, p. L99-L102 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  7. ↑ 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.
  8. ↑ (en)Neill Reid, « Meeting the neighbours: NStars and 2MASS », 23 février 2002, Space Telescope Science Institute. Consulté le 11 décembre 2006.
  9. ↑ (en)Todd J. Henry, « The One Hundred Nearest Star Systems », 1er octobre 2006, Research Consortium on Nearby Stars. Consulté le 11 décembre 2006.
  10. ↑ (en) R.P. Butler, G.W. Marcy, E. Williams et al., « Attaining Doppler Precision of 3 m·s-1 », dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 108, 1996, p. 500-509 [résumé (page consultée le 11 décembre 2006)] 
  11. ↑ a  et b  (en) G. F. Porto de Mello, E. F. del Peloso & L. Ghezzi, « Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun », dans Astrobiology, vol. 6, no 2, 2006, p. 308-331 .
  12. ↑ a  et b  (en)Tau Ceti, Sol Company. Consulté le 25 septembre 2007.
  13. ↑ a  et b  (en) F. P. Pijpers, F. P., T. C. Teixeira, P. J. Garcia, P. J. et al., « Interferometry and asteroseismology: The radius of T Ceti », dans Astronomy & Astrophysics, vol. 401, 2003, p. L15–L18 [texte intégral (page consultée le 24 septembre 2007)] .
  14. ↑ a  et b  (en) Bruce Campbell & G. A. H. Walker, « A Search for Substellar Companions to Solar-Type Stars », dans Astrophysical Journal, vol. 331, août 1988, p. 902–921 [texte intégral (page consultée le 2007-09-24)] .
  15. ↑ a  et b  (en)Tables of Stars monitored by spectroscopy, with NO planet found, Extrasolar Planets Encyclopedia. Consulté le 28 septembre 2007.
  16. ↑ (en)H-K Project: Overview of Chromospheric Activity, Mount Wilson Observatory. Consulté le 15 novembre 2006.
  17. ↑ . 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.
  18. ↑ a  et b  (en) D. F. Gray & S. L. Baliunas, « The activity cycle of tau Ceti », dans Astrophysical Journal, vol. 427, no 2, 1994, p. 1042–1047 [texte intégral] 
  19. ↑ (en) Jeffrey C. Hall, G. W. Lockwood & Erika L. Gibb, « Activity cycles in cool stars. 1: Observation and analysis methods and case studies of four well-observed examples », dans Astrophysical Journal, vol. 442, no 2, 1995, p. 778–793 [texte intégral] .
  20. ↑ (en) G. Carraro, Y. K. Ng, L. Portinari, « Age Metallicity Relation and Star Formation History of the Galactic Disk », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 296, no 4, 1999, p. 1045–1056 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  21. ↑ La valeur de 10-0,50 est environ égal à 1/3.
  22. ↑ (en) P. Frick, S. L. Baliunas, D. Galyagin et al., « Wavelet Analysis of Stellar Chromospheric Activity Variations », dans Astrophysical Journal, vol. 483, no 1, 1997, p. 426–434 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  23. ↑ (en)Philip G. Judge & Steven H. Saar, « The outer solar atmosphere during the Maunder Minimum: A stellar perspective », 18 juillet 1995. Consulté le 14 août 2007.
  24. ↑ (en) Philip G. Judge, Steven H. Saar, Mats Carlsson et al., « 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) », dans Astrophysical Journal, vol. 609, no 1, 2004, p. 392–406 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  25. ↑ (en) G. Smith & J. J. Drake, « The wings of the calcium infrared triplet lines in solar-type stars », dans Astronomy and Astrophysics, vol. 181, no 1, juillet 1987, p. 103–111 [texte intégral (page consultée le 26 septembre 2007)] .
  26. ↑ a , b , c , d  et e  (en) J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland et al., « The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 351, no 3, 2004, p. L54–L58 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  27. ↑ a  et b  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)Maggie McKee, « Life unlikely in asteroid-ridden star system », 7 juillet 2004, New Scientist. Consulté le 25 septembre 2007.
  28. ↑ a  et b  (en) Greaves, Jane S., « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », dans Science, vol. 307, no 5706, janvier 2005, p. 68–71 [texte intégral (page consultée le 27 septembre 2007)] .
  29. ↑ Traduction libre de : « The terms 'solarlike star,' 'solar analog,' and 'solar twin' [are] progressively restrictive descriptions. » (en) J. C. Hall & G. W. Lockwood, « The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars », dans Astrophysical Journal, vol. 614, 2004, p. 942–946 [texte intégral (page consultée le 18 septembre 2007)] .
  30. ↑ (en) M. Endl, M. Kurster et S. Els, « The planet search program at the ESO Coud´e Echelle spectrometer », dans Astron. Astrophys., vol. 362, 2002, p. 585–594 [texte intégral lien DOI] 
  31. ↑ (en) Gordon A.H. Walker, Walker Andrew H., Irwin W. Alan; et al., « A Search for Jupiter-Mass Companions to Nearby Stars », dans Icarus, vol. 116, 1995, p. 359–375 [texte intégral lien DOI]  — 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.
  32. ↑ a  et b  (en) D. J. Schroeder, D. A. Golimowski, R. A. Brukardt, et al., « A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 », dans Astronomical Journal, vol. 119, no 2, 2000, p. 906–922 [texte intégral (page consultée le 14 aout 2007)] .
  33. ↑ (en)G. Gonzalez, « The Stellar Metallicity - Planet Connection », 17-21 mars 1997, ASP Conference Series. Consulté le 8 novembre 2006.
  34. ↑ (en) Neville Woolf et J. Roger Angel, « Astronomical Searches for Earth-like Planets and Signs of Life », dans Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 36, septembre 1998, p. 507–537 [texte intégral (page consultée le 21 septembre 2007)] .
  35. ↑ (en)Amir Alexander, « The Search for Extraterrestrial Intelligence, A Short History », 2006, The Planetary Society. Consulté le 8 novembre 2006.
  36. ↑ (en) Margaret C. Turnbull et Jill Tarter, « Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems », dans Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 145, no 1, mars 2003, p. 181–198 [texte intégral (page consultée le 2007-09-21)] .
  37. ↑ (en)Stars and Habitable Planets, Sol Company. Consulté le 21 septembre 2007.
  38. ↑ Traduction libre de : «  These are places I'd want to live if God were to put our planet around another star. » (en)Astronomer Margaret Turnbull: A Short-List of Possible Life-Supporting Stars, 18 février 2006, American Association for the Advancement of Science. Consulté le 21 septembre 2007.
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