TLDR-version: förmodligen inte, och påståenden om planets bebobarhet i detta system är på skakig mark.

Lång version följer.

Planeter

Så från och med Feng et al. (2017), det finns fyra planetkandidater runt Tau Ceti:

• Tau Ceti g, minsta massa $ 1,75 ^ {+ 0,25} _ {-0.40} \ M_ \ oplus $ , halvaxel 0,133 $ ^ {+ 0,001} _ {- 0,002} \ \ mathrm {AU} $
• Tau Ceti h, minsta massa $ 1,83 ^ {+ 0,68} _ {- 0,26} \ M_ \ oplus $ , halvaxel $ 0.243 ^ {+ 0.003} _ {- 0.003} \ \ mathrm {AU} $
• Tau Ceti e, minsta massa $ 3,93 ^ {+ 0.83} _ {- 0.64} \ M_ \ oplus $ , halvaxel $ 0,538 ^ {+ 0,006} _ {- 0,006} \ \ mathrm {AU} $
• Tau Ceti f, minsta massa $ 3,93 ^ {+ 1,05} _ {- 1,37} \ M_ \ oplus $ , halvaxel $ 1.334 ^ {+ 0.017} _ {- 0.044} \ \ mathrm {AU} $

Observera att beteckningarna Tau Ceti b , c och d avser planetkandidater som inte längre tros existera. Felstaplarna avser percentilerna 1% och 99%. $ M_ \ oplus $ är jordens massa.

The Feng et al. (2017) papper noterar också att systemet är dynamiskt packat, vilket inte lovar bra för utsikterna för ytterligare planeter mellan de kända planetkandidaterna (notera att deras figur 17 visar de regioner där planeterna skulle störa varandra , inte regionerna för stabilitet för en ytterligare planet).

Den beboeliga zonen

Sammanfattningen av papperet ger Tau Ceti ljusstyrka som 0,52 gånger sol och den effektiva temperaturen som 5344 K. Med hjälp av dessa värden kan de beboeliga zongränserna beräknas från Kopparapu et al. (2013), som antar att beboeliga förhållanden bibehålls av karbonat-silikatcykeln med koldioxid som den viktigaste (icke-kondenserbara) växthusgasen.

Inre gränser

• Ny Venus: 0,551 AU
• Runaway växthus: 0,723 AU
• Fuktigt växthus: 0,729 AU

Den fuktiga växthusgränsen är mest konservativa inre gränsen, inträffar där tillräcklig vattenånga tränger in i den övre atmosfären att vattenförlust börjar uppstå från planeten. I vårt solsystem ligger jorden nära denna gräns i den inre delen av den mest konservativa bebodda zonen.

Den bortrivna växthusgränsen uppstår där den positiva återkopplingen från vattenånga överväldiger den stabiliserande negativa återkopplingen från silikatet -karbonatcykel, vilket driver ytterligare avdunstning av haven och högre temperaturer. Detta antas ha inträffat på Venus och lämnar planeten i det tillstånd den är i idag.

Den senaste Venus-gränsen baseras på möjligheten att Venus kan ha behållit hav i flera miljarder år. Detta är inte säkert känt eftersom vår kunskap om Venus utveckling är ganska ofullständig och förhållandena på planetens yta inte är gynnsamma för att köra rovers runt och undersöka geologin.

Från detta ser vi att Tau Ceti e ligger nära den senaste Venus-gränsen och är närmare stjärnan än den bortrivna växthusgränsen. Detta antyder att alla hav som en gång har funnits sannolikt skulle ha kokat av och lämnat planeten i ett venusliknande tillstånd.

Planeterna g och h är för nära stjärnan.

Yttre gränser

• Maximalt växthus: 1.279 AU
• Tidig mars: 1.330 AU

Den maximala växthusgränsen är det längsta avståndet från stjärnan som en molnfri koldioxidatmosfär kan stödja förhållanden som är kompatibla med flytande vatten. Utöver detta leder den ökade spridningen till ökad reflektionsförmåga på planeten och CO ₂ skulle börja kondensera, ta bort den från atmosfären och leda till bortkylning. Detta är den mest konservativa yttre beboeliga zongränsen. Observera att vid denna tidpunkt skulle planeten kräva flera staplar CO ₂ som skulle göra det giftigt för människor.

Den tidiga Mars-gränsen baseras på observationen att Mars lyckades behålla ytvatten (t.ex. olika floder och ett eventuellt norra havet) i det tidiga solsystemet när solen var betydligt svagare än den är idag. Tau Ceti f ligger precis vid denna gräns.

Förlängningar till den bebodda zonen

Ingen av planeterna faller i den mest konservativa bebodda zonen, och Tau Ceti e och f är vid gränser för de mest optimistiska uppskattningarna för de beboeliga zongränserna. Det finns ändå alternativ för att utvidga den bebodda zonen.

Vid den inre gränsen kan en utsläppt växthuseffekt undvikas på torra planeter, där det helt enkelt inte finns tillräckligt med vatten för att avdunsta för att driva den positiva återkopplingen, se Zsom et al. (2013). Det är inte klart för mig att en sådan planet kan beskrivas som beboelig, eftersom sådana planeter kan sakna de hydrotermiska systemen som kan fungera som platser för abiogenes. Deras geologiska utveckling skulle sannolikt vara väsentligt annorlunda än jordens utan vatten för att smörja plåtektonik.

En annan möjlighet är på långsamt roterande planeter, där betydande molnskikt kan byggas upp på dagssidan av planeten och öka reflektionsförmågan, som noterats av Yang et al. (2014). Å andra sidan, Scholz et al. (2018) har noterat att det verkar finnas ett universellt mass-spin-förhållande som sträcker sig från planeter till bruna dvärgar. Detta förutspår att superjordar sannolikt skulle snurra för fort för att denna mekanism ska fungera såvida de inte har spunnits ner av stjärnvatten eller en stor måne.

På den yttre gränsen kan ytterligare tillsats av växthusgaser som metan arbeta för att utvidga den yttre bebodda zonen, se till exempel Ramirez & Kaltenegger (2018). Detta har föreslagits som mekanismen för att tillåta ytvatten på Mars, vilket skulle föreslå att "Early Mars" -gränsen är en observerad datapunkt inom den metan beboeliga zonen. En annan möjlighet är att en tät väteatmosfär kan upprätthålla flytande vatten, t.ex. Pierrehumbert & Gaidos (2011) även om trycket i en sådan atmosfär mycket väl kan få konsekvenser för planetens geologi och därmed potentialen för abiogenes.

Planeter vars klimat stabiliseras av något annat än karbonat-silikatcykeln, eller har väsentligen olika atmosfäriska kompositioner skulle ha olika beboeliga zongränser (om havsytor på isiga världar är beboliga kan det finnas intressanta utsikter för dvärgplaneter i det yttre skräpbältet), men detta blir spekulativ nog, förutom att det finns en annan möjlig invändning mot dessa planets bebobarhet ...

Planetmassor

En begränsning av metoden för radiell hastighet är att endast minimimassorna kan härledas. Med Tau Ceti har vi ett möjligt sätt att uppskatta de verkliga massorna: stjärnan är omgiven av en skräpskiva (detta skulle sannolikt ge en källa till slagkrafter på planeterna, hur dålig situationen beror på hur mycket material som störs in i det inre systemet). Med hjälp av Herschel-observationer, Lawler et al. (2014) ger en lutning på 35 ± 10 grader. Förutsatt att planeterna ligger i samma plan som skivan skulle de sanna massorna därför vara ungefär 1,74 gånger större än minimimassorna.

Under detta antagande kommer de sanna massorna av planeterna e och f båda ut som cirka 6,85 jordmassor. Om man tar 99% lägre gräns för minsta massfelstaplar och en 45 ° omloppsböjning som en låg uppskattning, skulle dessa vara 4,65 jordmassor för e och 3,62 Jordmassor för f.

Planetenas natur

Enligt Rogers (2014) är övergången mellan steniga och Neptunsliknande planeter någonstans i området 1,4 till 1,6 jordradier. Med hjälp av mass-radie-förhållandet från Zeng et al. (2016) och deras kärnmassefraktion på 0,26 för typiska markbundna planeter, motsvarar dessa radiegränser markbundna planeter på ungefär 3,3 till 5,4 jordmassor.

Detta antyder att Tau Ceti e och f är ganska sannolikt att vara sub-Neptunes snarare än steniga planeter, även om försiktighetsåtgärderna är att de i det optimistiska fallet kan ha massor under den steniga / Neptun-liknande övergången, och att det verkar finnas några fall av steniga planeter ovanför övergången (de flesta av dessa är sannolikt förångade kärnor av Neptun-liknande planeter, vilket inte skulle gälla Tau Ceti e och f eftersom de har mycket lägre nivåer av stjärnbestrålning).

Slutsats

Med tanke på det nuvarande kunskapsläget ser Tau Ceti inte ut som ett bra perspektiv för beboeliga planeter. Tau Ceti e och f är ganska marginella när det gäller deras läge inom den bebodda zonen, och deras massor är tillräckligt höga för att det finns goda chanser att de är sub-Neptunes snarare än steniga planeter. Systemets dynamiska packning gör det osannolikt att det kan finnas en mindre, tempererad planet i den beboeliga zonen mellan de kända planeterna.