La constelación

Cetus pertenece al grupo de constelaciones ligadas al mito de Perseo y Andrómeda. En Sur Astronómico Nº11 se describió una de estas constelaciones: Pegasus. La historia cuenta que la reina Casiopea, esposa de Cefeo y madre de Andrómeda) se jactó de ser más bella que las Nereidas (las ninfas del mar). Éstas ofendidas recurrieron al dios Poseidón para que castigara a la reina. Éste provoca una inundación y envía un monstruo marino femenino para asolar el reino. Es este animal el que representa Cetus, aunque en algún momento de la historia pasó a ser una ballena. 

Cefeo recurre al oráculo de Amón y éste le aconseja que para que cesen las calamidades ocasionadas por el monstruo debe ofrecer en sacrificio a su hija Andrómeda. Forzado por el clamor de sus súbditos decide realizar el sacrificio encadenando a la princesa en una roca para ser devorada por la bestia marina. Aquí es cuando hace su aparición el héroe de la historia, Perseo, quien venía de haber decapitado a Medusa. Al ver a la hermosa Andrómeda en su viaje de regreso a Sérifos se enamoró inmediatamente de ella. Se acercó a los padres y les propuso salvar a la princesa a cambio de convertirla en su esposa; éstos accedieron de mala gana y Perseo se enfrentó al monstruo y con la hoz diamantina que le prestara Hermes lo decapitó. Perseo se casa finalmente con Andrómeda después de una ardua lucha contra sus suegros y el candidato anterior, pero esa es otra historia.

Este mito tiene su origen en las civilizaciones mesopotámicas del río Eufrates, hace más de 5.000 años, en las que se relataba la hazaña de Marduk en su lucha con la serpiente marina Tiamat, creada por Ishtar (equivalente mesopotámico de la Afrodita griega y la Venus de Roma) y era ésta quien estaba encadenada a la roca. Esta historia pasó de una cultura a otra hasta que los griegos tomaron contacto con ella, probablemente con sus contactos en la costa fenicia (Cefeo era el rey de Yope en la costa filistea).

Objetos Interesantes

Cetus es la cuarta constelación más grande del cielo, superada sólo por Hydra, Virgo y Ursa Major. A pesar de ello, tiene sólo dos estrellas de magnitud 2 y 6 de 3º y pocos objetos de cielo profundo accesibles a telescopios de aficionados. De ellos los más destacados son una nebulosa planetaria y algunas galaxias. La primera es NGC 246, una nebulosa planetaria de 225 segundos de arco cuya magnitud total es 8 y la de su estrella central es 11,9 situada a unos 1.500 años luz . Para su observación se recomienda un cielo oscuro y utilizar un telescopio de diámetro mayor o igual a 150mm ya que a pesar de su brillo aparente éste al estar distribuido en una gran superficie el contraste con el fondo del cielo es bajo.

Nebulosas Planetarias
Designación	R.A.	Dec.	Mag.	Mag. Estrella Central	Diámetro	Distancia
NGC 246	00h 47.0m	-11º 53'	8.0	11.9	224"	1500 a.l.

De todas las galaxias presentes en esta constelación la más destacada es M77. Fácil de localizar por hallarse a menos de un grado de la estrella delta. Esta galaxia ubicada a 47 millones de años luz, posee un núcleo muy activo en el que se encuentra un agujero negro con una masa equivalente a la de 20 millones de soles. Cerca de M77 se observan otras dos galaxias más débiles. NGC 1055 está a menos de medio grado próximo a dos estrellas de magnitud 7 y 8 que sirven de referencia. Con un instrumento de 200 mm es posible distinguir una banda de polvo que le asemeja a la galaxia M104, el Sombrero. Cerca de un grado más al NW se halla NGC 1073, una galaxia espiral barrada , su característica más notable y brillante.

Unos 3º al sur de Diphda se encuentra NGC 247, una galaxia del vecino cúmulo de Sculptor situado a unos 8 millones de años luz por término medio. Su proximidad es la causa de la extrema dificultad para observarla: su brillo se esparce en una superficie elíptica de 19 minutos de arco por otros 5 minutos de arco requiriéndose un instrumento de 200 mm de diámetro o más a aumentos medios (150x a 200x) en un cielo bien oscuro.

Cartas de búsqueda para M 77

Estrellas Múltiples

De todas las estrellas múltiples la más fácil de observar es el sistema de Chi Ceti. Esta estrella está próxima a la brillante Baten Kaitos. Se resuelve aún con binoculares 7x50; sus estrellas son relativamente brillantes, de magnitudes 4,8 (blanca) y 6,8 (amarilla). Otros sistemas accesibles con pequeños telescopios son 26 y 66 Ceti. Gamma requiere grandes aumentos para separar sus componentes ya que se encuentran muy próximos: 2,8 segundos de arco por lo que se recomienda el uso un telescopio de 114 mm de diámetro como mínimo.

Sistemas planetarios

Cetus alberga dos estrellas alrededor de las cuales se han detectado la presencia de planetas. G. Marcy y su grupo anunciaron el 29 de Marzo de 2000 el descubrimiento de un planeta alrededor de 79 Ceti (HD 16141), una estrella de magnitud 6,8 ubicada a 117 años luz de distancia. Este objeto tiene una masa mínima de 0,275 masas de Júpiter, y unos 2/3 de Saturno. Orbita a una distancia de la estrella de 52 millones de km (semejante a la que describe Mercurio alrededor del Sol) empleando unos 75,8 días en completar una revolución. El otro sistema fue localizado por el equipo que lidera M. Mayor en torno a la estrella HD 19994, estrella algo mayor que nuestro sol de magnitud 5.07 a sólo unos 72,4 años luz. El planeta descubierto tiene una masa mínima equivalente a dos planetas como Júpiter. Su órbita es semejante a la de Marte, distando en término medio unos 195 millones de km de su estrellas demorando 454 días en completar un giro.

Estrellas Variables

Mira "la maravillosa"

Muchas veces es difícil determinar el nacimiento de una actividad con una fecha precisa. El estudio de las estrellas variables es una de las excepciones. La historia comienza el 3 de Agosto de 1596 cuando un discípulo de Tycho Brahe, párroco de Frisia Oriental (Holanda) David Fabricius, observó una estrella de 3º magnitud que no pudo hallar en ningún atlas o catálogo. Al poco tiempo dejó de verse y recién volvió verla el 15 de Febrero de 1609.

Independientemente en 1603 Johann Bayer (1572-1625) la registró en su famoso catálogo como una estrella de 4º magnitud asignándole la letra ómicron. Pero el verdadero carácter variable no fue descubierto sino hasta 1638 por el holandés Phocylides Holwarda. Pero hubo que esperar hasta 1667 para establecer el período con esta estrella varía su brillo. Ese año Bouilland da conocer un período de 333 días, muy cercano al aceptado actualmente de 331,96 días. Su nombre más popular tiene su origen en un tratado sobre esta estrella que escribiera Hevelius en 1662 titulado (en latín) "Historiola Miræ Stella". Aunque Hevelius le asignó el nombre en su catálogo Prodromus ,Nova in Collo Ceti , porque esa es la ubicación de la estrella en el dibujo de la constelación. Hevelius fue uno de los primeros que la observó sistemáticamente entre los años 1659 y 1582.

Mira es una estrella gigante roja, prototipo de toda una clase de estrellas variables que se caracterizan por períodos de 80 a 1000 días y amplitudes mayores que 2,5 magnitudes (promedio entre 5 y 6 magnitudes) y tipos espectrales M con líneas de emisión. Son estrellas de tipo solar en la etapa final de su existencia, etapa en la se producen pulsaciones. En el caso de Mira propiamente dicha su período es de 331,96 días entre dos máximos sucesivos con un margen de + 10 días (no son variaciones regulares) y un rango entre 2,0 y 10,1 aunque cada ciclo es diferente por lo que estos valores son sólo de referencia.

El último máximo registrado se produjo en la primera semana de Septiembre de 2001 alcanzando una magnitud de 2,8 según estimas de observadores de la LIADA. La variación de brillo en Mira es tal que en el máximo es unas 600 veces más luminosa que en el mínimo.

Ubicada a unos 95 años luz de distancia, Mira a su vez es una estrella doble. Su compañera es una enana blanca que también es variable, VZ Ceti, demorando 261 años en completar una órbita completa. Las variaciones irregulares del brillo de VZ Ceti obedecen a que parte de la masa expulsada mediante el viento estelar de Mira es atraído por la gravedad de la enana blanca precipitándose violentamente contra su superficie. Esto genera un intenso calor y el gas caliente que rodea a VZ Ceti contribuye a su vez al brillo observado. Como la emisión del viento estelar de Mira es irregular la cantidad de material que cae sobre la enana blanca no es constante, ocasionando una variación entre magnitud 9,5 y 12 con ciclo aproximado de 4750 días.

Carta de observación disponible en: http://ar.geocities.com/varsao