Cetus, Ceto, la Ballena o el Monstruo Marino es una constelación del hemisferio sur, en una región conocida como Agua, cerca de otras constelaciones como Aquarius, Piscis y Eridanus.
Nombre y etimología La constelación y su catasterismo, siguiendo a Arato y Eratóstenes, se denominaba Κῆτος (Kḗtos), pero también se le llamó Ὀρφίς, Όρφός y Όρφώς, haciendo alusión a algunas especies de cetáceos. Los equivalentes Πρῆστις y Πρίστις, de πρῆθειν, «soplar o lanzar chorros», se refieren el hábito común de las ballenas. La última palabra, transcrita de diversas formas, era común para la constelación entre los autores romanos, apareciendo como Pristis, Pristix y Pistrix, calificada por los adjetivos auster («austral»), Nereia («de Nereo»), fera («fiera»), Neptunia («de Neptuno»), aequorea («de la superficie del mar») y squammigera («escamosa»). Cetus, sin embargo, ha sido el título habitual desde los tiempos de Vitruvio, variando por Cete con los escritores astronómicos del , aunque la figura estelar no se parece a ninguna ballena conocida por la zoología.Vitruvio IX, 5
El manuscrito del Almagesto de 1515 y las Tablas alfonsíes lo llamaban Balaena («ballena»), pero Fírmico lo llamaba Belua,RAE: «belua» «Bestia» o «Monstruo», un nombre más apropiado. Bayer lo mencionó como Draco («dragón») y lo dibujó así, pero sin alas; también lo citó como Leo («león»), Monstrum marinum («monstruo marino»), Ursus marinus («oso marino»), Orphas y Orphus («pez marino», como mero o lubina); y Grocio lo citó como Gibbus («jorobado»).
Características destacables thumb|left|320px|Constelación de Cetus. La estrella más brillante de Cetus es β Ceti —llamada oficialmente Diphda y conocida también como Deneb Kaitos—, gigante de color amarillo-naranja y tipo espectral G9.5IIIbet Cet -- High proper-motion Star (SIMBAD) que se encuentra a 96 años luz de distancia. Tiene una corona caliente que irradia unas 2000 veces más rayos X que el Sol; se piensa que esta actividad está relacionada con su etapa avanzada en la evolución estelar, en donde su núcleo, con una temperatura de más de cien millones de K, convierte el helio en carbono mediante reacciones de fusión nuclear. Le sigue en brillo Menkar (α Ceti), una gigante roja de tipo M1.5IIIaalf Cet -- Long Period Variable candidate (SIMBAD) cuyo diámetro es 89 veces más grande que el Sol. Situada tres veces más lejos de nosotros que Diphda, su masa es 3,8 veces mayor que la masa solar.
γ Ceti, llamada Kaffaljidhma, es una estrella múltiple cuyas dos componentes principales son una estrella blanca de la secuencia principal de tipo A2Vn y una compañera algo más fría de tipo F4V;gam Cet -- Double or Multiple Star -- High proper-motion Star (SIMBAD) separadas visualmente dos segundos de arco, sus masas respectivas son 2 y 1,1 veces mayores que la masa solar.
La constelación cuenta con varias gigantes naranjas —una clase de estrellas bastante común en el cielo nocturno— como Deneb Algenubi (η Ceti), a 118 años luz y de tipo espectral K2IIIb,LTT 645 - High proper-motion Star (SIMBAD) o Baten Kaitos (ζ Ceti), de tipo K0.5III situada a 260 años luz y con un radio 25 veces más grande que el del Sol. Esta última es una binaria espectroscópica con un período orbital de 1652 días.
δ Ceti es una subgigante caliente de tipo B2IV y 21 900 K de temperatura efectiva; es, además, una variable Beta Cephei cuyas variaciones de brillo se deben a pulsaciones en su superficie. λ Ceti y ξ2 Ceti son gigantes blanco-azuladas más frías de tipo B6III y B9III que tienen una temperatura de 13 940 y 10 650 K respectivamente. μ Ceti es una gigante de tipo A9IIIp y una binaria espectroscópica con un período orbital de 33,6 años y una excentricidad muy elevada (ε = 0,92). σ Ceti y 6 Ceti son estrellas de la secuencia principal de tipo F5V: con una temperatura superficial de unos 6300 K, la primera es 7 veces más luminosa que el Sol y la segunda 3,5 veces más luminosa que este. σ Ceti forma parte de un sistema estelar triple, con una compañera cercana con un período orbital de 20,68 años y otra más alejada que emplea unos 500 000 años en completar una órbita. Asimismo, φ2 Ceti es una estrella de tipo F7V algo más fría con una temperatura superficial de 6271 K y una masa un 19 % mayor que la masa solar. Por su parte, κ1 Ceti es una joven enana amarilla de tipo G5V que se encuentra a 30 años luz de nosotros; es una variable BY Draconis en donde ciertos rasgos magnéticos —como manchas estelares— entran y salen del campo de visión conforme la estrella rota. izquierda|thumb|Imagen de Mira obtenida con el telescopio espacial Hubble Pero el astro más notable de la constelación es Mira (ο Ceti), la primera estrella variable descubierta. A lo largo de su período de 331,96 días alcanza una magnitud máxima de 2,0 —siendo en ese momento la más brillante en la constelación— para caer luego hasta magnitud 10,1.Omi Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) Mira se encuentra en las últimas fases de su evolución estelar y su variabilidad proviene de pulsaciones en su superficie, cambios en el tamaño de la estrella —que pueden suponer un 15 % en cada pulsación— que afectan también a su temperatura y luminosidad.Mira (Stars, Jim Kaler) R Ceti es otra variable de este tipo en la constelación, variando su brillo entre magnitud +7,2 y +14,0 a lo largo de un período de 166,24 días.R Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) Por el contrario, T Ceti es una variable semirregular SRC cuyo brillo fluctúa entre magnitud +5,0 y +6,9.T Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017) De tipo espectral M5-6Se,T Cet - Star (SIMBAD) su temperatura efectiva es de solo 2400 K.
Una enana blanca en esta constelación, ZZ Ceti, es el prototipo de una clase de variables que llevan su nombre, variables ZZ Ceti. Se caracterizan porque la variabilidad es debida a pulsaciones no radiales, con períodos de pulsación típicos entre 100 y 1200 s. La variabilidad de ZZ Ceti fue descubierta en 1970 por B.M. Lasker y J.E. Hesser. Otra variable en la constelación es AB Ceti, sistema binario constituido por una estrella A químicamente peculiar muy rica en estroncio y una compañera —presumiblemente una enana blanca— que la completa una órbita cada 2,998 días. El sistema emite rayos X duros, posiblemente provenientes del remanente estelar.
En Cetus son varias las estrellas que tienen exoplanetas. En la citada Deneb Algenubi se han detectado dos planetas con períodos orbitales de 403,5 y 751,9 días. τ Ceti, la segunda enana amarilla más próxima al Sol, posee un sistema planetario con hasta cinco posibles planetas. En torno a 75 Ceti, gigante amarilla de tipo G3III, orbitan dos planetas a una distancia de 1,9 y 3,9 ua de la estrella. Igualmente, 81 Ceti es otra gigante de tipo G5III que alberga un planeta al menos 3,3 veces más masivo que Júpiter que emplea 1005 días en completar una órbita. 94 Ceti es una binaria cuyas componentes son una enana amarilla y una enana roja que completan una órbita cada 2029 años aproximadamente; alrededor de la primera se mueve un planeta un 85 % más masivo que Júpiter en una órbita relativamente excéntrica. HD 1461 es una estrella de tipo G3V con dos planetas con masas 5,6 y 6,4 veces mayores que la de Júpiter. BD-17 63 —denominada Felixvarela— es una enana naranja con un exoplaneta 5,33 veces más masivo que Júpiter, mientras que Axólotl, nombre oficial de HD 224693, es una subgigante amarilla de tipo G2IV con un planeta gigante que orbita a 0,19 ua. GJ 1002 es una tenue enana roja de tipo M5.5V cercana —está a 15,8 años luz de la Tierra— cuya masa es solo un 12 % de la masa solar; en torno a esta estrella se han descubierto dos planetas con una masa mínima semejante a la de la Tierra que orbitan en la zona de habitabilidad de la estrella. También alrededor de CD Ceti, enana roja de tipo M5.0V, se ha descubierto un planeta de tipo «supertierra» que completa una órbita cada 2,29 días. LHS 1140 es otra enana roja, de tipo espectral M4.5V, con dos exoplanetas confirmados: uno de ellos, LHS 1140 b, puede ser un planeta de tipo «minineptuno» o un mundo acuático con una fracción de masa de agua entre el 9 % y el 19 %.
Además de τ Ceti y κ1 Ceti, en esta constelación se localizan otros análogos solares como 9 Ceti, DK Ceti y EX Ceti. Estas tres últimas son variables BY Draconis cromosféricamente activas. La primera de ellas, distante 66 años luz, tiene tipo espectral G3V y su edad es de 600 millones de años, mostrando rápidos incrementos de brillo que se atribuyen a fulguraciones. EX Ceti, de tipo G5V, es aún más joven —su edad puede ser de solo 41 millones de años— y posee una metalicidad igual a la del Sol. miniatura|Imagen de Luyten 726-8 obtenida dentro del proyecto Digitized Sky Survey En esta constelación hay también estrellas próximas al sistema solar interesantes. El cercano sistema estelar Luyten 726-8, a 8,73 años luz de distancia, está constituido por dos enanas rojas de tipo espectral M5.5V y M6V. Ambas son estrellas fulgurantes: una de ellas, denominada UV Ceti, es una de las estrellas fulgurantes más célebres, siendo conocida esta clase de variables eruptivas como variables UV Ceti. En 1952 el brillo de UV Ceti aumentó 75 veces en cuestión de 20 segundos.Luyten 726-8 AB (Solstation) El período orbital de este sistema es de 26,38 años, variando la distancia entre ambas componentes de 2,10 a 8,88 ua. Algo más alejada —a 12,1 años luz— se encuentra la también variable eruptiva YZ Ceti; en 2017 se anunció el descubrimiento de tres planetas extrasolares en órbita alrededor de esta enana roja. Otro sistema cercano, Gliese 105, consta de una enana naranja de tipo K3V, una enana roja de tipo M3 y una segunda enana roja de tipo M7V cuyo diámetro no debe ser mucho mayor que el de Júpiter. Este sistema se encuentra a 23 años luz de distancia de la Tierra.Gliese 105 / HR 753 ABC (Solstation) A una distancia de 29,5 años luz se encuentra GJ 2012, enana blanca de tipo DQ9 «fría» con una temperatura de 5210 K y una masa equivalente al 51 % de la masa solar. thumb|izquierda|Imagen de NGC 246 obtenida con el telescopio espacial Spitzer Otro objeto de interés es el púlsar PSR J0108-1431, distante unos 690 años luz, el segundo más cercano a la Tierra. Con una edad estimada de 196 millones de años y un período de rotación de 0,808 segundos, es uno de los púlsares más antiguos que se conocen.
NGC 246 es una nebulosa planetaria cuya estrella central, probablemente un remanente de una estrella de Wolf-Rayet, tiene una temperatura de 200 000 K, lo que la convierte en una de las estrellas conocidas más calientes. Se encuentra a 1670 años luz del sistema solar. thumb|Imagen de la galaxia Wolf-Lundmark-Melotte (WLM) obtenida con el VLT En Cetus se pueden observar numerosas galaxias, entre las cuales destaca M77, galaxia espiral barrada a unos 47 millones de años luz de la Tierra. Clasificada como una galaxia Seyfert de tipo II, es la representante más cercana y brillante de esta clase de galaxias activas. NGC 1055 es otra galaxia espiral barrada que, al igual que M77, forma parte del Grupo de M77. Por otra parte, NGC 247 es una galaxia espiral intermedia —también clasificada como espiral enana— de 70 000 años luz de diámetro situada a 11,1 millones de años luz miembro del grupo de Sculptor. NGC 1087 es también una galaxia espiral intermedia situada a 52 millones de años luz. Mucho más distante, a 250 millones de años luz, NGC 17 es una galaxia que parece haberse formado como resultado de la fusión de otras dos galaxias.
De distinta índole es Wolf-Lundmark-Melotte (WLM), una galaxia irregularNAME WLM Galaxy -- Galaxy (SIMBAD) situada en los confines del Grupo Local y que está aislada de otras galaxias, ya que su vecina más próxima, IC 1613, se encuentra a un millón de años luz. De forma bastante alargada, su extensión es del orden de unos 8000 años luz, incluyendo un halo de estrellas muy antiguas descubierto en 1996.