Cetus

Cetus, Ceto, la Ballena o el Mònstruo Marí és una constelació del hemisferi sur, en una regió coneguda com Aigua, prop d'atres constelacions com Aquarius, Piscis i Eridanus.

Nom i etimologia

La constelació i la seua catasterisme, seguint a Arato i Eratóstenes, es denominava Κῆτος (Kḗtós), pero també se li va cridar Ὀρφίς, Όρφός i Όρφώς, fent alusió a algunes espècies de cetáceos. Els equivalents Πρῆστις i Πρίστις, de πρῆθειν, «bufar o llançar chorrada», es referixen el hàbit comú de les ballenes. L'última paraula, transcrita de diverses formes, era comuna per a la constelació entre els autors romans, apareixent com Pristis, Pristix i Pistrix, calificada pels adjectius auster («austral»), Nereia («de Nereo»), fera («fera»), Neptunia («de Neptú»), aequorea («de la superfície de la mar») i squammigera («escamosa»). Cetus, no obstant, ha segut el títul habitual des dels temps de Vitruvio, variant per Cete en els escritors astronòmics de el XVII, encara que la figura estelar no s'assembla a cap ballena coneguda per la zoologia.

El manuscrit del Almagesto de 1515 i les Taules alfonsíes ho cridaven Balaena («ballena»), pero Fírmico ho cridava Belua, «Béstia» o «Mònstruo», un nom més apropiat. Bayer ho va mencionar com Draco («dragó») i ho va dibuixar aixina, pero sense ales; també ho va citar com Leo («lleó»), Monstrum marinum («mònstruo marí»), Ursus marinus («orso marí»), Orphas i Orphus («peix marí», com mer o lubina); i Grocio ho va citar com Gibbus («jorobado»).

Característiques destacables

Constelació de Cetus.

l'estrela més lluenta de Cetus és β Ceti —cridada oficialment Diphda i coneguda també com Deneb Kaitos—, jaganta de color groc-taronja i tipo espectral G9.5III que es troba a 96 anys llum de distància. Té una corona calenta que irradia unes 2000 voltes més rajos X que el Sol; es pensa que esta activitat està relacionada en la seua etapa alvançada en l'evolució estelar, en a on el seu núcleu, en una temperatura de més de cent millons de K, convertix el heli en carbono per mig de reaccions de fusió nuclear. Li seguix en lluentor Menkar (α Ceti), una jaganta roja de tipo M1.5IIIa el diàmetro del qual és 89 voltes més gran que el Sol. Situada tres voltes més llunt de nosatres que Diphda, la seua massa és 3,8 voltes major que la massa solar.

γ Ceti, cridada Kaffaljidhma, és una estrela múltiple que les seues dos components principals són una estrela blanca de la seqüència principal de tipo A2Vn i una companyera alguna cosa més freda de tipo F4V; separades visualment dos segons d'arc, les seues masses respectives són 2 i 1,1 voltes majors que la massa solar.

La constelació conta en vàries jagantes taronges —una classe d'estreles prou comuna en el cel nocturn— com Deneb Algenubi (η Ceti), a 118 anys llum i de tipo espectral K2IIIb, o Baten Kaitos (ζ Ceti), de tipo K0.5III situada a 260 anys llum i en un radi 25 voltes més gran que el del Sol. Esta última és una binaria espectroscópica en un periodo orbital de 1652 dies.

δ Ceti és una subgigante calenta de tipo B2IV i 21 900 K de temperatura efectiva; és, ademés, una variable Beta Cephei les variacions del qual de lluentor es deuen a pulsacions en la seua superfície. λ Ceti i ξ² Ceti són jagants blanc-azuladas més fredes de tipo B6III i B9III que tenen una temperatura de 13 940 i 10 650 K respectivament. μ Ceti és una jaganta de tipo A9IIIp i una binaria espectroscópica en un periodo orbital de 33,6 anys i una excentricitat molt elevada (ε = 0,92). σ Ceti i 6 Ceti són estreles de la seqüència principal de tipo F5V: en una temperatura superficial d'uns 6300 K, la primera és 7 voltes més lluminosa que el Sol i la segona 3,5 voltes més lluminosa que est. σ Ceti forma part d'un sistema estelar triple, en una companyera propenca en un periodo orbital de 20,68 anys i una atra més alluntada que ampra uns 500 000 anys en completar una òrbita.

Aixina mateix, φ² Ceti és una estrela de tipo F7V alguna cosa més freda en una temperatura superficial de 6271 K i una massa un 19 % major que la massa solar. Per la seua banda, κ¹ Ceti és una jove nana groga de tipo G5V que es troba a 30 anys llum de nosatres; és una variable BY Draconis en a on certes traces magnètiques —com a taques estelars— entren i ixen del camp de visió conforme l'estrela trencada.

Image de Mira obtinguda en el telescopi espacial Hubble

Pero l'astre més notable de la constelació és Mira (ο Ceti), la primera estrela variable descoberta. A lo llarc del seu periodo de 331,96 dies alcança una magnitut màxima de 2,0 —sent en eixe moment la més lluenta en la constelació— per a caure després fins a magnitut 10,1. Mira es troba en les últimes fases de la seua evolució estelar i la seua variabilitat prové de pulsacions en la seua superfície, canvis en el tamany de l'estrela —que poden supondre un 15 % en cada pulsació— que afecten també a la seua temperatura i lluminositat. R Ceti és una atra variable d'este tipo en la constelació, variant la seua lluentor entre magnitut +7,2 i +14,0 a lo llarc d'un periodo de 166,24 dies. Pel contrari, T Ceti és una variable semirregular SRC la lluentor de la qual fluctua entre magnitut +5,0 i +6,9. De tipo espectral M5-6Es, el seu temperatura efectiva és de sol 2400 K.

Una nana blanca en esta constelació, ZZ Ceti, és el prototip d'una classe de variables que duen el seu nom, variables ZZ Ceti. Es caracterisen perque la variabilitat és deguda a pulsacions no radials, en periodos de pulsació típics entre 100 i 1200 s. La variabilitat de ZZ Ceti va ser descoberta en 1970 per B.M. Lasker i J.E. Hesser.

Una atra variable en la constelació és AB Ceti, sistema binario constituït per una estrela A químicament peculiar molt rica en estronci i una companyera —presumiblement una nana blanca— que la completa una òrbita cada 2,998 dies. El sistema emet rajos X durs, possiblement provinents del remanente estelar.

En Cetus són vàries les estreles que tenen exoplanetes. En la citada Deneb Algenubi s'han detectat dos planetes en periodos orbitales de 403,5 i 751,9 dies. τ Ceti, la segona nana groga més pròxima al Sol, posseïx un sistema planetari en fins a cinc possibles planetes. Entorn a 75 Ceti, jagant groga de tipo G3III, orbitan dos planetes a una distància d'1,9 i 3,9 ua de l'estrela. Igualment, 81 Ceti és una atra jaganta de tipo G5III que alberga un planeta a lo manco 3,3 voltes més massiu que Júpiter que ampra 1005 dies en completar una òrbita. 94 Ceti és una binaria les components de la qual són una nana groga i una nana roja que completen una òrbita cada 2029 anys aproximadament; al voltant de la primera es mou un planeta un 85 % més massiu que Júpiter en una òrbita relativament excèntrica.

HD 1461 és una estrela de tipo G3V en dos planetes en masses 5,6 i 6,4 voltes majors que la de Júpiter. BD-17 63 —denominada Felixvarela— és una nana taronja en un exoplaneta 5,33 voltes més massiu que Júpiter, mentres que Axólotl, nom oficial de HD 224693, és una subgigante groga de tipo G2IV en un planeta jagant que orbita a 0,19 ua. GJ 1002 és una tènue nana roja de tipo M5.5V propenca —està a 15,8 anys llum de la Terra— la massa de la qual és solament un 12 % de la massa solar; entorn a esta estrela s'han descobert dos planetes en una massa mínima semblant a la de la Terra que orbitan en la zona de habitabilitat de l'estrela.

També al voltant de CD Ceti, nana roja de tipo M5.0V, s'ha descobert un planeta de tipo «supertierra» que completa una òrbita cada 2,29 dies.

Ademés de τ Ceti i κ¹ Ceti, en esta constelació es localisen uns atres anàlecs solars com 9 Ceti, DK Ceti i EX Ceti. Estes tres últimes són variables BY Draconis cromosféricament actives. La primera d'elles, distant 66 anys llum, té tipo espectral G3V i la seua edat és de 600 millons d'anys, mostrant ràpits increments de lluentor que s'atribuïxen a fulguracions. EX Ceti, de tipo G5V, és encara més jove —la seua edat pot ser de sol 41 millons d'anys— i posseïx una metalicitat igual a la del Sol.

Image de Luyten 726-8 obtinguda dins del proyecte Digitized Sky Survey

En esta constelació hi ha també estreles pròximes al sistema solar interessants. El propenc sistema estelar Luyten 726-8, a 8,73 anys llum de distància, està constituït per dos nanes roges de tipo espectral M5.5V i M6V. Abdós són estreles fulgurants: una d'elles, denominada UV Ceti, és una de les estreles fulgurants més célebres, sent coneguda esta classe de variables eruptivas com variables UV Ceti. En 1952 la lluentor de UV Ceti va aumentar 75 voltes en qüestió de 20 segons. Alguna cosa més alluntada —a 12,1 anys llum— es troba la també variable eruptiva YZ Ceti; en 2017 es va anunciar el descobriment de tres planetes extrasolars en òrbita al voltant d'esta nana roja. Un atre sistema propenc, Gliese 105, consta d'una nana taronja de tipo K3V, una nana roja de tipo M3 i una segona nana roja de tipo M7V el diàmetro del qual no deu ser molt major que el de Júpiter. Este sistema es troba a 23 anys llum de distància de la Terra.

A una distància de 29,5 anys llum es troba GJ 2012, nana blanca de tipo DQ9 «freda» en una temperatura de 5210 K i una massa equivalent al 51 % de la massa solar.

Image de NGC 246 obtinguda en el telescopi espacial Spitzer

Un atre objecte d'interés és el púlsar PSR J0108-1431, distant uns 690 anys llum, el segon més propenc a la Terra. En una edat estimada de 196 millons d'anys i un periodo de rotació de 0,808 segons, és un dels púlsares més antics que es coneixen.

NGC 246 és una nebulosa planetària l'estrela central de la qual, provablement un remanente d'una estrela de Wolf-Rayet, té una temperatura de 200 000 K, lo que la convertix en una de les estreles conegudes més calentes. Es troba a 1670 anys llum del sistema solar.

Image de la galàxia Wolf-Lundmark-Melotte (WLM) obtinguda en el VLT

En Cetus es poden observar numeroses galàxias, entre les quals destaca M77, galàxia espiral barrada a uns 47 millons d'anys llum de la Terra. Classificada com una galàxia Seyfert de tipo II, és la representant més propenca i lluenta d'esta classe de galàxies actives. NGC 1055 és una atra galàxia espiral barrada que, de la mateixa manera que M77, forma part del Grup de M77. Per una atra part, NGC 247 és una galàxia espiral intermija —també classificada com espiral nana— de 70 000 anys llum de diàmetro situada a 11,1 millons d'anys llum membre del grup de Sculptor.

NGC 1087 és també una galàxia espiral intermija situada a 52 millons d'anys llum. Molt més distant, a 250 millons d'anys llum, NGC 17 és una galàxia que sembla haver-se format com a resultat de la fusió d'atres dos galàxies.

De distinta índole és Wolf-Lundmark-Melotte (WLM), una galàxia irregular situada en els confines del Grup Local i que està aïllada d'atres galàxies, ya que la seua veïna més pròxima, IC 1613, es troba a un milló d'anys llum. De forma prou allargada, la seua extensió és de l'orde d'uns 8000 anys llum, incloent un halo d'estreles molt antigues descobert en 1996. Per la seua banda, IC 1613 és una galàxia nana irregular la població dominant de la qual té una edat de 7000 millons d'anys i que es caracterisa pel seu metalicitat extremadament baixa.

l'eclíptica pansa molt prop del llímit de Cetus, per lo que planetas i asteroides poden trobar-se en esta constelació durant breus periodos. L'asteroide 4 Vesta va ser descobert en Cetus en 1807.