くじら座τ星（略称: τ Cet ）はくじら座の方向に地球から約12光年離れた位置にある恒星で、太陽に似た黄色のG型主系列星である。地球から近い恒星の一つで、単独星のG型主系列星としては地球に最も近い恒星である。見かけの明るさの変動がほとんどなく安定している恒星で、太陽に比べると金属量が乏しい。見かけの明るさはおよそ3.5等級のため、肉眼でも容易に観測ができる。くじら座τ星から見ると、太陽はうしかい座の方向にある3等星の恒星として見える。
くじら座τ星の周りには太陽系に存在するエッジワース・カイパーベルトの約10倍の質量を持つ塵円盤が取り囲んでいることが分かっている。複数の太陽系外惑星が存在している可能性がこれまで報告され、中にはハビタブルゾーン内を公転している可能性がある惑星候補もあるとされたが、2026年時点でこれらの惑星候補の存在を明確に支持する証拠は得られていない。くじら座τ星はソーラーアナログと呼ばれる特に太陽に似た恒星の種類に分類されるため、人類の有望な居住先候補と挙げられることもある。恒星の安定性、太陽との類似性、そして近距離にあることなどから、地球外知的生命体探査 (SETI) の調査対象の一覧にもリストアップされている。
名称 「くじら座τ星」という名称は、1603年にヨハン・バイエルが作成した星表であるウラノメトリアで確立されたバイエル符号によるもので、くじら座の恒星の中でτという番号が付されていることを示している。1650年頃にエジプトのカイロで解読された内にあるCalendariumと呼ばれる星表で、くじら座τ星は、Thālith al Naʽāmāt (تالت ألنعامة) と表記されており、これはラテン語で「3つ目のダチョウ」を意味するTertia Struthionumと翻訳された。τ星はη星、θ星、ζ星、υ星と共にAl Naʽāmāt (ألنعامة) と呼ばれる、ダチョウを表した星群を構成していた。
中国では、τ星は、上記のυ星を除く3つの恒星とι星、57番星を組み合わせた天倉という星群を構成している。τ星は、この5番目の恒星とされており、「天倉五」と表記される。
運動 恒星の固有運動は、天球上でほとんど動いていないように見える遠方の天体を基準にして測定する。くじら座τ星は年にわずか2秒未満動くだけで、1度動くのに約2,000年を要するが、大きな固有運動を持つ星 (high-proper-motion star) であるとされている。大きな固有運動は、地球からの距離が近いことを示している。近距離にある恒星は、遠方にある恒星よりも大きく動いているように見え、また年周視差の研究対象として適している。くじら座τ星の場合、年周視差は約273.81ミリ秒で、地球からの距離は11.9光年となる。G型主系列星の中では、くじら座τ星は、ケンタウルス座α星Aに次いで地球に近い恒星である。
視線速度は見かけ上ではなく、実際に恒星が移動している速度を表す。固有運動とは異なり速度を直接測定することはできないが、スペクトルで発生する赤方偏移と青方偏移で判断できる。波長が赤くなる赤方偏移では恒星が地球から遠ざかっていることを示している。逆に波長が青くなる青方偏移では恒星が地球に近づいていることを示す。くじら座τ星の視線速度は約 -17 km/s で、負の値はくじら座τ星が地球に近づいていることを表している。くじら座τ星との距離は年周視差以外にも固有運動と視線速度とを組み合わせて計算することができる。宇宙空間における空間速度は約 37 km/s である。これを基に計算すると、くじら座τ星は銀河系の中心から9.7キロパーセク（3万2000光年）離れた、軌道離心率が 0.022 の真円に近い軌道で公転しているとされている。
物理的特徴
くじら座τ星は伴星を持たない単独の恒星とされている。2000年時点において、約137秒離れた位置に13.1等級の恒星があるが、この天体は見かけの二重星であり、連星系ではないと考えられている。
現在知られているくじら座τ星の物理的特徴や恒星系に関する情報は分光法による観測で得られたものである。これらの情報を恒星進化論に基づくモデルと比較することで、質量や半径、光度、年齢を求めることができる。しかし、干渉計を使えば、半径については誤差 0.5% の精度で測定することができる。これらの手段によって、半径は太陽の8割ほどと求められている。これは太陽より多少質量の小さな恒星に予期される大きさである。
自転 くじら座τ星の自転周期は、1価の陽イオンであるカルシウムイオン (Ca II) が光を吸収することによって生じる吸収線（フラウンホーファー線）であるH線とK線の周期的な変化を用いて測定されてきた。これらの吸収線は恒星表面の磁場の活動と密接な関係があり、波長の変動周期を測ることによって恒星が自転するのに要する時間を求めることができる。2023年に公表された研究では、くじら座τ星の自転周期は46日程度であると推定されている。自転速度は、吸収線の赤方偏移より求めることができる。恒星が自転していると、地球から見て近づいている側では青方偏移、逆に遠ざかっている側は赤方偏移を起こす。こうして求められた自転速度は以下の通りである。
veqは、赤道における自転速度、iは自転軸と観測者の視線が成す角度を表している。典型的なG8型の恒星の自転速度は約 2.5 km/sであることから、くじら座τ星の自転速度の相対的な遅さは、くじら座τ星をほぼ極の方向から観ていることを示している可能性がある。
自転以外に、吸収線の特徴を広げる別の要素として圧力幅がある。ある粒子の近くに別の粒子が存在すると、その粒子から放たれる放射線は影響を受ける。つまり線の幅は、恒星の表面重力と表面温度から計算される表面圧力に影響される。この方法を用いてくじら座τ星の表面重力が求められた。くじら座τ星の表面重力は約 4.48 (log g) で、太陽の 4.44 (log g) と非常に近い値である。
金属量 恒星の化学組成は形成された時代を含む恒星進化の歴史に重要な手がかりを示している。形成される際に必要な星間物質のほとんどは水素とヘリウムから成り、重元素は僅かな量しか存在しない。そして、年月を重ねるにつれて超新星爆発などによって宇宙空間における重元素の量が増加していった。そのため、比較的若い恒星は年老いた恒星よりも重元素の割合が大きい傾向がある。この割合を天文学では金属量という値で表現する。くじら座τ星の金属量は、太陽を基準とした常用対数表記では となる。これは、この星の金属量が太陽の倍、すなわち約3割であることを意味する。過去の観測では、金属量の値は -0.15 から -0.60 までと大きなばらつきがあった。
金属量が少ないことはくじら座τ星が太陽よりも年老いた恒星であることを表す。過去の研究では年齢は約58億年とされていたが、現在では80億年から100億年程度と考えられている。年齢推定値を採用したモデルに当てはめると44億年から120億年の間になると推定されている。
光度の変動 くじら座τ星の光度は太陽の約 55% である。この光度だと地球が太陽から受ける日射量と等しくなるのは主星から約 0.7 au 離れたところになり、太陽系では太陽から金星軌道付近に相当する。
くじら座τ星は極めて安定しており、彩層の磁気活動がほとんど、あるいは全く無いことを示している。くじら座τ星を9年間に渡って観測したある研究では、表面温度、彩層、粒状斑のいずれにも変動が見られなかった。赤外線天文学によるスペクトル中のカルシウムイオンのH線とK線の観測によると、くじら座τ星は11年周期で恒星活動を繰り返しているが、それは太陽と比べると小規模な変動である。このことから、現在のくじら座τ星はマウンダー極小期のような低活動期間にある可能性が示唆されている。
惑星の捜索 くじら座τ星への研究意欲が大きいのは、地球からの距離、太陽との類似性、惑星と生命が存在する可能性がある点が挙げられる。太陽に似た恒星の名称として、ソーラーツイン、ソーラーアナログ、ソーラータイプがあるが、HallとLockwoodは、「これらの用語は、徐々に限定的な用語になりつつある」と報告している。くじら座τ星は太陽と同様の質量と低い変動性を有するが、相対的な金属の欠如を考慮するとソーラーアナログに分類される。
くじら座τ星は惑星をドップラー分光法で発見できる有力なターゲットとされてきた。1988年の時点で、木星軌道（約 5.2 au）より内側に木星のような巨大ガス惑星が存在する視線速度の兆候は見られず、少なくとも2012年12月までは、惑星の存在を示す兆候は発見されなかった。この結果は、太陽系外の惑星系によく見られるホット・ジュピターが存在する可能性を排除し、木星質量以上の質量を持つ、公転周期が15年未満の惑星も存在しない事を示している —Note that this study does not exclude the possibility of a large planet with a mass greater than Jupiter's and an orbital plane that is nearly perpendicular to the line of sight.。さらに、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されている広視野惑星カメラによる観測も1999年まで行われたが、望遠鏡の分解能の限界により、惑星を発見する事は出来なかった。それまでの観測で褐色矮星や木星のような巨大惑星の存在は否定されたが、地球軌道付近に地球サイズの小型惑星が存在している可能性は依然として排除されていなかった。
存在が示された惑星候補 280px|サムネイル|右|2012年に初めて示された5個の惑星候補の軌道と、くじら座τ星の周囲におけるハビタブルゾーンの位置を示した図 2012年12月19日、くじら座τ星の周囲を5つの惑星候補が公転していることを示唆する証拠が得られたという研究結果が発表された。これらの惑星の推定下限質量は、地球質量の2倍から6倍であり、公転周期は14日から640日の範囲に渡るとされた。そのうちの1つくじら座τ星eは、太陽から地球までの距離の約半分のところを公転しているとされている。τ星の光度が太陽の 52% 、惑星eの主星からの距離が 0.552 au とされたため、地球の1.71倍のエネルギー放射を主星から受けることになるとされた。これは金星の1.91倍よりもやや少ない程度にも関わらず、いくつかの研究では惑星eはハビタブルゾーン内にあるとされている。また、プエルトリコ大学アレシボ校の Planetary Habitability Laboratory は、その外側を公転し、主星から受ける放射が地球の 28.5% しかないくじら座τ星fもハビタブルゾーン内にあると推定している。
2017年8月にはくじら座τ星の惑星候補に関する新たな研究結果が公表された。この研究ではそれまで候補とされた5つの惑星のうち、外側の惑星eと惑星fの存在が確認された一方で、内側の惑星b（偽陰性の可能性あり)、惑星c（不明瞭な視線速度変動の信号は見られたが、それは主星の自転と相関しているとみられた）、惑星d（すべてのデータセットにおいて検出されず）の存在を示すデータは一貫して検出されなかったと発表された。しかし、それらに代わって新たに公転周期が約20日と約49日の惑星候補が認められ、それぞれくじら座τ星gとくじら座τ星hと呼称された。この研究ではHARPS（高精度視線速度系外惑星探査装置）によって観測データが得られているが、HARPS による視線速度変化の理論上の検出限界は 20 cm/s であり、これらの新たに検出された惑星候補による主星の視線速度変化は検出限界に近い 約 30 cm/s であった。更新されたこの4つの惑星によるモデルでは、惑星同士は力学的に密集しており、数十億年に亘って軌道が安定できている可能性がある。
2019年にアストロノミー・アンド・アストロフィジックスに掲載された研究では、くじら座τ星の接線方向において依然として約 11.3 m/s の速度成分がみられたことから、木星またはそれよりも質量が大きなスーパー・ジュピターが存在する可能性があると示唆された。この天体の正確な大きさや位置は決定されていないが、主星から 3 - 20 au の間を公転している場合、木星の5倍以上の質量を持つ可能性がある。太陽系外惑星エンサイクロペディアではこの惑星候補天体をくじら座τ星iという名称で登録している。2020年にアストロノミカルジャーナルに掲載された天文学者の Jamie Dietrich と Daniel Apai による研究では、2017年に提示された4つの惑星のモデルを仮定して軌道の安定性を分析し、他の数百の惑星系における惑星の軌道から特定された統計的パターンを考慮して未だ検出されていない追加の惑星が存在する可能性が最も高い軌道を調べた。この分析によると、2012年に初めて示された惑星候補b、c、dと一致する軌道に3つの追加の惑星が存在できると予測された。2017年の研究ではこれらの3つの惑星の存在は否定されているが、独立して予測されたこれらの惑星の公転周期と2012年の視線速度変化のデータから特定された3つの惑星候補の公転周期の密接な一致は、これらの惑星候補が実在していることを裏付ける可能性がある。さらに、この研究では惑星eと惑星fの間のハビタブルゾーン内に少なくとも1つの未検出の惑星が存在することも予測され、この理論上の惑星は PxP-4 と呼称された。
しかし、これらの提案された惑星候補は依然として正式に確認されておらず、未確認の状態のままである。2019年、2021年、2025年に行われたくじら座τ星の視線速度変化の分析では、これらの惑星候補は確認されなかった。特に超大型望遠鏡VLTに搭載されている分光器である ESPRESSO によるデータを用いた2025年の研究では、質量が地球の1.7倍で公転周期が最大100日の惑星、およびくじら座τ星のハビタブルゾーン内を公転する地球の2 - 5倍の質量を持った惑星を検出できるほどの感度を持っていたにもかかわらず、惑星の存在を示す信号は検出されなかった。これらの結果は惑星eの存在を否定するものであり、惑星gと惑星hは ESPRESSO の検出限界に近く、惑星fについては検出限界を下回っている。惑星gに対応しうる、周期が約20日の視線速度変化が生じている弱い証拠はみられたが、統計的に有意ではなく、依然としてこれが惑星に起因しているかは疑わしいとされている。
くじら座τ星は観測される自転の様子から地球に対してほぼ極方向を向けているとみられているが、周囲の惑星候補もこれに沿って地球に対してほぼ正面を向けた軌道（軌道傾斜角が小さい軌道）を持つ場合、それらの真の質量はドップラー分光法による観測から算出される下限質量よりもかなり大きくなる可能性がある。さらに、惑星の軌道傾斜角が小さいほど一定期間における軌道の安定性は低下する傾向がある。これは惑星の真の質量が大きかった場合、惑星が持っている実際の重力の大きさも大きくなるため、近隣にある他の惑星の軌道に対して影響を及ぼして安定性を乱すことになるからである。例えば、2023年に発表された推定ではくじら座τ星の自転軸の極方向への傾斜角は約7度しかなく、想定される惑星候補も同様の軌道傾斜角を持つとすると、これらの惑星候補の軌道はわずか1000万年以内に不安定になり、したがって形成から数十億年が経過しているくじら座τ星の周囲において、これらの惑星候補が現在も安定して存続できている可能性は極めて低いことが示されている。
くじら座τ星e
くじら座τ星eは、ケック天文台に搭載されているHIRES分光器やアングロ・オーストラリアン惑星探査 (AADS)、高精度視線速度系外惑星探査装置によるドップラー分光法での観測で存在が示唆された惑星候補である。2017年の観測で、τ星eが持ちうる軌道要素や下限質量の情報が改良された。もし存在していれば、主星から 0.552 au 離れた軌道（太陽系においては水星軌道と金星軌道の間に相当する）を距離を約168日の公転周期で公転しており、下限質量は地球の3.93倍とされた。スーパーアースの最小質量が地球の5倍と見做されることがあるので、惑星eは地球のような岩石惑星である可能性がある。地球と同様の大気や温室効果を持っていると仮定すると、表面温度は 68 ℃ になる, Page 110。2014年に公表された研究では、惑星eが主星から受ける放射量に基づいてハビタブルゾーンよりも内側にあるとして地球よりも金星に環境が似ている可能性があると推測した。しかし、その後の観測では惑星eの存在を示す兆候が検出されていないことでその存在が疑問視されていた。特に2025年に発表された研究では、感度が高い ESPRESSO 分光器による観測でも存在を示す兆候を検出することはできなかった。これにより、惑星eの存在は事実上否定され、NASA Exoplanet Archive は2026年4月に現況を確認済みから偽陽性 (False Positive) に格下げし、確認された太陽系外惑星の一覧から除外した。
くじら座τ星f
くじら座τ星fもくじら座τ星eと同様に2012年に主星の視線速度変化の統計解析によって存在が提唱された惑星候補であり、2017年のさらなる解析ではその存在が検出されたと報告されている。その軌道が広く見積もったハビタブルゾーンの範囲内に位置していたことで注目された。しかし、2015年の研究では惑星fがハビタブルゾーン内に入ってからの期間が10億年未満しかないと推定されたため、検出可能なバイオシグネチャーは存在していない可能性があると報告されている。
惑星fの軌道と下限質量以外の特性についてはほとんど知られていない。主星からの約 1.35 au（太陽系においては火星軌道付近に相当する）離れた軌道を約642日の公転周期で公転しており、下限質量は地球の3.93倍で、惑星eと同等であるとされている。
しかし、2021年に行われた視線速度変化のデータ再解析により、HARPS分光器の系統性に関する詳細な研究が行われ、惑星fに起因すると考えられた約600日周期の視線速度変化は、機器の系統性と潜在的な約1000日周期の未知の視線速度変化が誤って組み合わさったものである可能性が高いことが示されている。
居住性
くじら座τ星系のハビタブルゾーンは、τ星からは 0.55 - 1.16 au 離れた範囲にあるとされている。仮にくじら座τ星から非常に近い位置にホット・ジュピターが存在しているとすると、ハビタブルゾーンに影響を及ぼす可能性が高い。そのため、ホット・ジュピターが存在しないとすると、地球のような環境の惑星が存在している可能性が高くなる。一方で仮に木星型惑星が存在しなければ、その惑星には地球が木星に守られるようなシステムが無い。太陽系では、エッジワース・カイパーベルト或いはオールトの雲から来る彗星が、木星の強い引力により軌道を変えられて地球との衝突が回避されて来た可能性があるが、くじら座τ星を巡る惑星ではそうした小天体との接近や衝突が頻発する可能性がある。
くじら座τ星の惑星に原始的な生命が存在しているとすると、地球での生命活動によって生じる酸素などのように、大気成分からバイオシグネチャー（生命体の存在を示す痕跡）が存在しているかが明らかになる可能性もある。これまでのくじら座τ星をターゲットとした、最も大規模に行われたプロジェクトとして、オズマ計画がある。オズマ計画は、選ばれた恒星から、人工的な無線信号が発信されている事を発見し、それによって「地球外文明」を捜す事が目標とされ、天文学者フランク・ドレイクが中心となって行われた。このような活動は後に地球外知的生命体探査 (SETI) と呼ばれるようになる。ターゲットとして、地球に近くて組成が太陽に似ているくじら座τ星とエリダヌス座ε星の2つが選ばれ、合計で約200時間にも及ぶ観測が行われたが、人工的な信号を捉える事は出来なかった。
しかし、くじら座τ星への科学的関心は消えなかった。2002年に天文学者の Margaret Turnbull と Jill Tarter は、SETIのプロジェクトの1つであるフェニックス・プロジェクトの支援のもと、近距離にある、地球のような惑星を持ちうる恒星の一覧を制作した。この一覧では、理論的に生命が居住可能な恒星は約17,000個とされ、元のサンプルの約 10% を占めていた。翌年にTurnbullは、くじら座τ星を含む太陽に似た5,000個の恒星から特に有望な30個をピックアップした。それらはアレン・テレスコープ・アレイの電波観測の基礎の一部を形成していくことになるだろうとされた。
塵円盤 260px|サムネイル|右|ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡 (JCMT) によって観測されたくじら座τ星の塵円盤の赤外線画像 2004年、Jane Greaves が率いるイギリスの研究チームはくじら座τ星に小惑星や彗星が太陽系の10倍以上も存在している事を発見した。この値は、円盤中の小天体が衝突した後に形成される冷たい塵の円盤を測定することによって求められた。この塵円盤により、くじら座τ星を公転する惑星では、地球の10倍以上の頻度で天体衝突が起こるとされ、惑星における生態系に大きな影響を与える可能性がある。Greaves は「どの惑星も、恐竜を払拭したと思われるサイズの小天体と一定の頻度で衝突する可能性が高い」と指摘した。このような頻繁な天体衝突は、生態系や生物多様性に大きな影響を与えるが、仮に巨大ガス惑星が存在していれば、そちらに彗星や小天体を寄せ付けて、地球サイズの惑星への衝突の頻度を下げる可能性がある。
この塵円盤は、スペクトルの遠赤外線部分に現れる円盤からの放射を測定する事により発見された。円盤は主星を中心にして対称的な構造になっており、外径は主星から約 55 au 離れている。主星に近くて温度が高い領域からの赤外線量が少ないのは、内径が約 10au 程度である事を表しているとされている。それに対して、太陽系のエッジワース・カイパーベルトは太陽から約 30 - 50 au の範囲に広がっている。このような塵円盤が長期間に渡って維持されるには大規模な天体衝突が頻繁に発生しないといけない。円盤の大部分は主星から 35 - 50 au の範囲に集中しており、ハビタブルゾーンからは大きく外れている。主星からこれだけ離れた領域に塵円盤が集中している様子は太陽系におけるエッジワース・カイパーベルトに類似している。
くじら座τ星は、周辺の塵円盤が形成から時間が経過しても必ず消失していく訳ではない事を示している。大きな塵円盤がある事は太陽に似た恒星の周辺では珍しい事では無い可能性も示している。くじら座τ星の塵円盤は、塵円盤を持つことが知られている近隣の若い恒星エリダヌス座ε星の20分の1の規模に収まっている。むしろ太陽の周りに塵などの物質が比較的少ないのが珍しいケースであるかもしれない。ある研究チームは、太陽が形成されたばかりの頃に別の恒星に近づき、彗星と小天体の大部分が奪われたからだと主張している。衝突によって絶え間なく塵が生成される恒星では、その周囲で惑星の形成がより容易になるとされている。
作品
くじら座τ星系はサイエンス・フィクション作品の地球外生命体の故郷や宇宙植民地などの舞台として以前から登場しており、近年でも『プロジェクト・ヘイル・メアリー』などの作品で登場している。カナダのスペキュレイティブ・フィクション作品評価者である James Nicoll はSF作品やファンタジー作品について取り扱う雑誌 Reactor に寄稿した記事において、くじら座τ星が作品に登場する理由として、地球からの距離が近く、かつ居住可能な惑星が存在する可能性のあるとされた最も近い恒星であり、光度が適切であることや、連星系ではなく単独星であることなど、複数の要因が重なっていることを挙げている。2015年に作家の Andrew Liptak は、作品にくじら座τ星を登場させている複数の作品の作者にインタビューを行った。その結果、地球から比較的近い距離にあることに加えて、アーシュラ・K・ル＝グウィン（『所有せざる人々』、1974年公開）やラリー・ニーヴン（ジェリー・パーネル、との共著『、1987年公開）はくじら座τ星の光度が太陽に似ていることを指摘しており、キム・スタンリー・ロビンソン（『』、2015年公開）は当時発見された複数の惑星候補の存在について言及している。
脚注 注釈 G型主系列星で最も近いのはケンタウルス座α星Aだが、ケンタウルス座α星は三重連星系である。 くじら座τ星から見ると、太陽は厳密には、赤経: 、赤緯: に位置して見えることになり、うしかい座τ星付近になる。太陽の絶対等級は4.8等なので、以下の式より、3.65パーセク離れていると、視等級は2.6等となる。 宇宙空間における各軸の速度成分が U = +18 km/s、V = +29 km/s、W = +13 km/s となっているので、これにより宇宙空間における移動速度は以下のように求められる。 おそらく最も太陽に組成が近いとされている双子星として知られる恒星さそり座18番星は、くじら座τ星とは対照的な例となっている。その金属量は太陽とほぼ一致しているが、太陽と比較して変光の度合いは著しく大きい。参考として以下も参照。 Planetary Habitability Laboratory では「地球サイズ」の惑星とは質量が地球質量の0.5倍から5倍の範囲内の惑星と定義している。 木星が実際に太陽系の内惑星を小天体の接近や衝突から保護しているかどうかについてはまだ結論が出ていない。参考として以下も参照。
出典
関連項目 近い恒星の一覧 複数惑星系の一覧 地球に近い太陽系外惑星の一覧 プロジェクト・ヘイル・メアリー
外部リンク SolStation.com Tau Seti