W 2012 ogłoszono, że słabe sygnały zaburzeń prędkości radialnej gwiazdy prawdopodobnie wskazują na istnienie pięciu potencjalnych planet pozasłonecznych orbitujących wokół Tau Ceti. Metoda, dzięki której odkryto sygnały mogące pochodzić od planet, była nowatorska i nie pozwalała wykluczyć, że zaburzenia powodują zjawiska zachodzące w samej gwieździe, a nie krążące planety. W 2017 roku opublikowano wyniki nowych analiz większej próby pomiarów prędkości radialnej, modelując szum zależny od częstotliwości. Wyniki były tylko częściowo zgodne z poprzednimi; potwierdzono wykrycie sygnałów przypisanych planetom Tau Ceti e i f, ale wykryto tylko dwie planety wewnętrzne i to o innych elementach orbitalnych niż wcześniejsze kandydatki, które oznaczono Tau Ceti g i h.
Spektroskopia dopplerowska wykrywa tylko sygnał związany z ruchem gwiazdy w kierunku obserwacji. Planety najczęściej krążą blisko równika gwiazdy macierzystej. Ustawienie osi obrotu Tau Ceti względem kierunku obserwacji z Ziemi znacząco osłabia każdy potencjalny sygnał prędkości radialnej. W przypadku wykrycia, rzeczywista masa musi być dużo wyższa niż masa minimalna. Jeżeli sygnały zmian prędkości radialnej wykryte w pracy z 2017 roku pochodziłyby więc od 4 planet, ich rzeczywiste masy odpowiadałyby gazowym olbrzymom, a nie planetom skalistym.