venerdì 15 febbraio 2013

Parigi 3


Un piccolo aneddoto mi è tornato in mente proprio oggi guardando una mia foto scattata nel Jardin du Luxembourg della bellissima capitale francese che ho descritto in Parigi 1 e Parigi 2 su questo blog. Un'avventura bellissima durata tre settimane indimenticabili:
Parigi molti anni fa,
 la mia vacanza dal mio amico francese Louis continuava tra passeggiate, visite a musei, chiese, giardini tant'è che non me ne sarei andato più via da quella luminosa città. Non che Milano non mi piacesse più, ma l'atmosfera era sublime, l'aria più leggera e i palazzi nella luce dorata del tramonto, mi davano la sensazione   di essere in un posto da favola. Ricordai vedendo una pasticceria con esposte delle torte fantastiche, quella giornata passata con i suoi amici, una giornata piovosa ma allegra.
Quel giorno avevamo deciso di visitare la zona de la Bastille, Louis ed io dopo aver camminato tutta la mattina tra la Place de Bastille con la sua Opera e l'attiguo canale Gare de L'Arsenal con una capatina veloce nella Bibliothèque di quest'ultima, ci fermammo in un bistrot sulla Senna davanti all'Ile de Saint Louis, dopo aver mangiato qualcosa ci accorgemmo che un signore anziano vestito con un soprabito verde ed un basco beige, continuava a fissarmi.
Louis si stava seccando perchè odiava le persone che fissavano gli altri senza un motivo e dopo aver pagato al cameriere il conto ci stavamo alzando dal nostro tavolo, quando il signore anziano si avvicinò a noi:
- Perdonatemi la maleducazione ma vorrei fare una domanda al ragazzo biondo. Se posso... -
- Spero non sia una seccatura - rispose a denti stretti il mio amico mostrando il suo disappunto.
- No no... - l'altro rispose gentilmente con un sorriso  - Volevo chiedere solo se il suo amico fosse tedesco. 
- No sono italiano - dissi nel mio francese stentato.
- Che strano avrei giurato che lo fosse... Ma vorrei spiegarmi meglio., se volete seguirmi, giuro che vi farò perdere solo qualche minuto del vostro tempo, parola di Didier Rainer, che sono io poi. Mi piace dipingere e volevo mostrarvi una cosa e poi capirete. -
Non so perchè uscimmo insieme e quell'uomo che si rivelò discreto e gentile e senza secondi fini, mentre ci incamminavamo tra le vie parigine, ci parlò di un suo amico conosciuto nella seconda guerra mondiale, un dissidente tedesco che odiava Hitler e che trovando rifugio in Francia venne protetto e nascosto dalla famiglia di questo anziano signore. Ci parlò della sua amicizia, di ciò che avevano passato insieme e che non si videro più quasi subito dopo la guerra quando quel suo amico tedesco partì per gli Stati Uniti con un passaporto falso. 
Louis ed io rimanemmo affascinati dal suo racconto finché quest'uomo ci condusse prima attraverso Rue St. Paul, poi Rue de St. Antoine e nella piccola Rue de Birague fino a sbucare nella più bella piazza che ebbi mai visto Place de Vosges.
Non l'avevo mai vista e rimasi incantato dalla sua architettura così sublime e magnifica che rimasi a bocca aperta con un tuffo al cuore. Louis rise guardando la mia espressione, l'altro signore sorrise dicendo:
- La stessa faccia che ebbe Erik quando vide questa meraviglia. Potete aspettarmi qui per favore? Arrivo tra cinque minuti vi devo mostrare una cosa. -
Louis ed io ci guardammo facemmo col capo un cenno di si e in un secondo questi sparì in un portone poco distante, chissà che cosa doveva mostrarci quell'uomo, eravamo incuriositi e mentre il mio amico rimase in piedi a fumarsi una sigaretta, io sempre più estasiato da questa bellissima piazza, entrai nei suoi giardini, dopo poco mi sentii chiamare e vidi Louis con quell'uomo sotto il portico. Mi avvicinai e mentre il mio amico si stava nuovamente mettendo in bocca la sigaretta, l'altro mostrò un quadro che fino a poco prima era coperto da un pezzo di stoffa.
La sigaretta di Louis cadde dalle sue labbra non appena vide il ritratto disegnato sopra:
- Merd... pardon Mon Dieu, non è possibile. Paolo guarda! -
Mi avvicinai e impallidii, quel volto davanti a me era il mio. Sembravo io, aveva solo un po' il naso diverso ma ero io. Guardai gli occhi di quell'uomo.
- Capisce perchè ho sentito il desiderio di fermarmi e farvi conoscere questo? -
Guardavo quel ritratto, mi assomigliava davvero e chissà cosa ho suscitato in quell'uomo quando mi vide in quel bistrot, ero imbarazzato e nello stesso tempo sorpreso piacevolmente.
Volle farmi una foto in quella piazza nella stessa posizione del giovane nel ritratto ma quella foto non la vidi mai, non so perchè ma non siamo più passati da quelle parti nei giorni successivi, avevo sempre sperato che quel signore, Monsieur Rainer col tempo avesse ritrovato quel suo amico o almeno sue notizie. Chissà forse il destino....

sabato 2 febbraio 2013

Astronomia 28: SAIPH (Kappa Orionis)



Saiph
SaiphSaiph
ClassificazioneSupergigante blu
Classe spettraleB0,5 Ia
Distanza dal Sole720 anni luce
CostellazioneOrione
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta05h 47m 45,38s
Declinazione-09° 40′ 10,58″
Dati fisici
Raggio medio22.4 ± 3.23 R
Massa
16 ± 1 M
Periodo di rotazione12 giorni
Velocità di rotazione88 km/s[2]
Temperatura
superficiale
26.000 ± 1000 K (media)
Luminosità
30.000 L
Indice di colore(B-V)-0,18
Metallicità ?
Età stimata11,1 milioni di anni[1]
Dati osservativi
Magnitudine app.2,05
Magnitudine ass.-6,48[3]
Parallasse4,52 ± 0,77 mas
Moto proprio1,55 mas/anno -1,20mas/anno
Velocità radiale20,5 km/s
Nomenclature alternative
κ OriHD 38771, HIP 27366, SAO 132542.
Saiph (κ Ori / κ Orionis / Kappa Orionis) è la sesta stella più luminosa dellacostellazione di Orione. Il suo nome proprio è una contrazione dell'arabo saif al jabbar, che significa la spada del gigante. Originariamente questo nome apparteneva a ι Orionis (che infatti fa parte dell'asterismo della Spada di Orione) e a η Orionis, ma poi fu, per errore, trasferito a Saiph.

Osservazione



Posizione della stella nella costellazione diOrione. Saiph è indicata con il simbolo κ.

















Brillando alla magnitudine apparente di 2,05, Saiph è la quarantanovesima stella più luminosa dell'intera volta celeste. Essa è posta nella parte sud-est della costellazione di Orione, in corrispondenza del suo piede sinistro. Si trova infatti a sud rispetto allaCintura di Orione (formata da Alnitak,Alnilam e Mintaka) e a est rispetto aRigel, con la quale forma la base della figura a forma di clessidra, costituita dalle stelle più luminose della costellazione. È solo la sesta stella più luminosa della costellazione non tanto perché appaia debolmente luminosa, ma per la presenza all'interno di essa di molte stelle calde e brillanti.
Saiph è una stella dell'emisfero australe, ma essendo posta solo 9° a sud dell'equatore celeste, è visibile da quasi tutte le terre emerse del nostro pianeta, essendo escluse solo l'estrema parte nord della Groenlandia e la parte nord dell'isola di Ellesmere nell'estremo settentrione del Canada. D'altra parte questa vicinanza all'equatore celeste fa sì che essa sia circumpolare solo nelle regioni vicine al polo sud terrestre. I mesi migliori per osservarla sono quelli invernali.


Caratteristiche 

Posta a circa 721.58 anni luce dalla Terra, cioè più o meno alla stessa distanza di Rigel, Saiph appare ad occhio nudo meno luminosa di Rigel (che ha magnitudine apparente 0,12). Tuttavia più che a una minore luminosità intrinseca, ciò è dovuto al fatto che, appartenendo Saiph alla classe spettrale B0,5 contro la B8 di Rigel, la prima emette molta più radiazione nell'ultravioletto e meno nel visibile della seconda. Se consideriamo la radiazione totale emessa dalle due stelle, allora esse hanno luminosità comparabili: Saiph è circa 30.000 volte più luminosa del Sole, mentre Rigel è 40.000 volte più luminosa. Le due stelle fanno forse parte della stessaassociazione OB, l'associazione Orion OB1, come molte altre stelle della costellazione. Questo significherebbe che sono nate dalla stessa grande nube digasQuesta elevata luminosità è causata dalla combinazione di due fattori: un'altatemperatura superficiale e un grande raggio. Saiph ha una temperatura superficiale di circa 26.000 K, che le conferisce un colore blu, e un raggio circa 22 volte quello solare. La massa di Saiph è stimata essere 16 ± 1 volte quella solare. Stelle così massicce bruciano molto velocemente il loro combustibile nucleare: Saiph potrebbe essere vecchia circa 10 milioni di anni, ma ha già esaurito o sta per esaurire l'idrogeno presente nel suo nucleo. Il rallentamento delle reazioni nucleari all'interno di Saiph ha da poco determinato la sua fuoriuscita dalla sequenza principale. Essa è classificata infatti come supergigante blu e le è stata assegnata classe di Yerkes Ia (cioè appartiene alle supergiganti più brillanti). Forse Saiph si trova in uno stadio della sua evoluzione leggermente meno avanzato di Rigel, come dimostrerebbe il fatto che quest'ultima ha un raggio notevolmente maggiore di quello di Saiph e una temperatura superficiale meno elevata. In ogni caso, anche Saiph ha già intrapreso il cammino che la porterà a diventare una supergigante rossa. Vista la sua massa elevata, il suo destino finale è quello di esplodere in una supernovaCome tutte le supergiganti, Saiph emette un potente vento stellare, che determina una perdita di massa nell'ordine di 1,2 milionesimiM ogni anno. 

Variabilità 

Sulla base di una serie di osservazioni compiute fra il 1979 e il 1980 si scoprì che Saiph aveva incrementato l'emissione di raggi X del 46% in un anno. A ciò non corrispondeva una uguale variabilità nella zona dell'ultravioletto. Le variazioni nel flusso dei raggi X potrebbero essere spiegate sulla base di variazioni nella quantità di vento stellare oppure di variazioni della sua temperatura. Sempre nel 1979 si è potuto appurare che anche l'idrogeno emesso tramite il vento stellare variava in quantità e velocità, essendo il ciclo delle variazioni lungo giorni o mesi. In uno studio del 2006, la variabilità delle linee di assorbimento dell'idrogeno è stata confermata, ma non si è potuto stabilire alcun periodo preciso, sebbene sembri che esso sia nell'ordine delle ore.

Astronomia 27: MIRA (Omicron Ceti)




Mira
La gigante rossa Mira A (in alto a destra) e la nana bianca Mira B (in alto a sinistra). L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelleLa gigante rossa Mira A (in alto a destra) e la nana bianca Mira B (in alto a sinistra). L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle
ClassificazioneGigante rossa variabile,doppia
Classe spettraleM7 IIIe
Tipo di variabilevariabile Mira (prototipo della classe)
Periodo di variabilità332 giorni
Distanza dal Sole420 anni luce
CostellazioneBalena
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta02h 19m 20,79s
Declinazione-02° 58′ 39,5″
Dati fisici
Raggio medio332-402 R
Massa
1,18 M
Temperatura
superficiale
2.200 K (media)
Luminosità
15.000 (al massimo) L
Indice di colore(B-V)1,42
Età stimata6×109 anni
Dati osservativi
Magnitudine app.da 2,0 a 10,1
Magnitudine ass.da -2.5 a +6,5
Parallasse7,79 ± 1,07 mas
Moto proprioAR: 10,33 mas/anno
Dec: -239,48 mas/anno
Velocità radiale+63,8 km/s
Nomenclature alternative
Omicron Ceti68 Ceti Stella Mira, Collum Ceti,HR 681BD −03°353HD 14386LTT 1179SAO 129825HIP 10826

Mira (ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti) è una stella variabile pulsante che ha dato il nome alla classe delle variabili Mira. È stata la prima stella variabile ad essere scoperta (se si escludono novaesupernovae e la strana Eta Carinae) ed è la più luminosa tra le variabili periodiche che scompaiono alla vista ad occhio nudo durante parte del loro ciclo.

Storia e caratteristiche

Mira fu scoperta (o almeno, notata come speciale per la prima volta) dopo una serie di osservazioni dall'astronomo David Fabricius, a partire dal 3 agosto 1596. Durante le sue osservazioni del pianeta Mercurio, Fabricius ebbe bisogno di una stella di riferimento per misurarne la posizione, e scelse una vicina stella anonima di terza magnitudine. Quando la riosservò il 21 agosto, si accorse che la stella era diventata di prima magnitudine, e che invece in ottobre era così debole da scomparire alla vista. Fabricius pensò che fosse una nova, ma la rivide il 16 febbraio 1609 (cosa che in genere non succede con le novae).

Johann Holwarda riuscì a determinare il periodo delle riapparizioni di questa stella: undici mesi. Johannes Hevelius la stava osservando negli stessi anni e la chiamòMira (che significa "meravigliosa") nel suo lavoro Historiola Mirae Stellae del 1662, perché si comportava come nessun'altra stella. Ismail Bouillaud perfezionò la stima del periodo a 333 giorni, sbagliando di meno di un giorno rispetto al valore moderno di 332 (poiché le variabili Mira variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca).
Dopo questa scoperta, Mira divenne il prototipo di questa classe di variabili a lungo periodo. Essa, insieme alle altre 6.000 stelle dello stesso tipo oggi conosciute, è una gigante rossa la cui superficie oscilla in modo da aumentare e diminuire la propria luminosità in periodi che vanno da 80 giorni a più di 1000. Nel caso particolare di Mira, il suo aumento di luminosità la porta fino alla magnitudine apparente 3,5 in media, il che significa una stella facilmente visibile ad occhio nudo. Anche i cicli individuali variano: massimi registrati con cura arrivano fino alla magnitudine 2, oppure scendono fino alla magnitudine 4,9 (appena visibile ad occhio nudo, e con una differenza di luminosità fino a 15 volte tra i diversi massimi), e ci sono indizi storici che suggeriscono che l'intervallo reale possa essere anche tre volte superiore a questo. I minimi differiscono tra loro molto meno, e sono sempre stati tra 8,6 e 10,1 durante le osservazioni storiche, cioè una differenza di solo un fattore 4. Il cambiamento totale di luminosità tra il minimo più basso e il massimo più alto (cosa che non succede in un singolo ciclo) è di 1700 volte. La forma della curva di luce è composta da un incremento che dura 100 giorni, seguito da un decremento che dura il doppio.
Sono state fatte molte ipotesi sull'eventualità che Mira possa essere stata osservata prima di Fabricius. Certamente la storia di Algol (la cui variabilità è nota solo dal 1667, ma sulla quale l'esistenza di leggende che risalgono all'antichità dimostra come sia stata osservata con sospetto per millenni) suggerisce che anche Mira possa essere stata notata prima. Karl Manitius, un traduttore del Commento su Arato di Ipparco, ha suggerito che alcune frasi di quel testo del II secolo a.C. possano riferirsi a Mira. Gli altri grandi dell'astronomia occidentale pre-telescopica - Tolomeoal-SufiUlugh Beg e Tycho Brahe - non mostrano di sapere niente di Mira, neppure come stella normale. Ci sono tre osservazioni di Mira negli archivi cinesi e coreani, nel 1596, nel 1070 e nello stesso anno in cui Ipparco avrebbe fatto le sue osservazioni (134 a.C.) che sono suggestive, ma la pratica cinese di identificare le osservazioni in modo non più preciso di una costellazione cinese rende difficile essere certi che stiano parlando proprio di Mira. Il 15 agosto 2007 esce sulla rivista Nature uno studio dell'equipe del prof. Christopher Martin delCalifornia Institute of Technology di Pasadena che descrive una coda di 13 anni luce composta di gas stellari prodotti negli ultimi 30000 anni dalla stella. La coda è stata individuata grazie alle osservazioni del telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer.

Mira B 


Il sistema di Mira visto in una simulazione con il programma Celestia
Mira è anche una stella doppia. La stella compagna è stata risolta dal telescopio spaziale Hubble nel 1995, quando si trovava a 70 unità astronomiche dalla primaria; i risultati sono stati annunciati nel 1997. La compagna, Mira B o VZ Ceti, è anch'essa una stella variabile.
La teoria più convincente sulla sua natura è che sia una nana bianca circondata da un disco di accrescimento composto da materia prelevata dalla primaria. Le immagini ultraviolette dell'HST mostrano una spirale di gas che si alza da Mira in direzione di VZ Ceti. Il periodo orbitale della compagna attorno a Mira è di circa 400 anni. L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle.
Come sistema binario visuale Mira Ceti è catalogata nel Washington Double Star Catalog (WDS, edizione 2006.5) come 02193 -0259 JOY 1 Aa, ma è meglio conosciuta dagli osservatori di stelle doppie visuali come ADS 1778 (dalla catalogazione che la doppia aveva nel notissimo catalogo di Aitken del 1934). L'arco d'orbita osservato dalla scoperta, avvenuta nel 1923, ad oggi è di circa 25°, insufficiente per il calcolo di elementi orbitali che non siano, nella migliore delle ipotesi, preliminari. La prima determinazione dell'orbita di Mira venne fatta nel 1980 dal noto osservatore francese di stelle doppie visualiPaul Baize (1901-1995). Il periodo stimato allora fu di 400 anni. Già pochi anni dopo l'orbita non rappresentava più le osservazioni che mano a mano venivano raccolte dagli astronomi e così nel 2002, utilizzando tutte le osservazioni disponibili, l'ultima delle quali fatta con la speckle camera P.I.S.CO. al fuoco cassegrain del telescopio B. Lyot di 2 metri di apertura dell'Osservatorio di Pic du Midi neiPirenei, M. Scardia ricalcolava gli elementi orbitali di o Ceti. In particolare i nuovi valori del periodo e del semiasse maggiore sono ora, rispettivamente, 498 anni e 0,80 secondi d'arco. La massa totale del sistema di Mira, ottenuta utilizzando la terza legge di Keplero e la parallasse trigonometrica misurata dal satellite Hipparcos (pari a 0,00779 secondi d'arco), è di 4,4 masse solari mentre il semiasse maggiore è lungo 102,7 UA. Questo valore della massa totale di Mira è ragionevolmente accettabile, se si considerano l'incertezza dell'orbita ed il fatto che il sistema è costituito da una stella di tipo spettrale M7III (2,5 masse solari) e da una stella nana (0,6 masse solari). La precedente determinazione orbitale (Baize, 1980) portava invece ad un'eccessiva massa totale del sistema di 8,1 masse solari.

Astronomia 26: CETUS - La BALENA



Balena
Mappa della costellazione
Mappa della costellazione
Nome latinoCetus
GenitivoCeti
AbbreviazioneCet
Coordinate
Ascensione retta1,42 h
Declinazione-11,35°
Area totale1.231 gradi quadrati
Dati osservativi
Visibilità da Terra
Latitudine min-90°
Latitudine max+70°
Transito almeridianoNovembre
Stella principale
NomeMira (quando è al massimo)
Magnitudine app.2,0
Altre stelle
Magn. app. < 33
Magn. app. < 6109
Sciami meteorici
  • Cetidi di ottobre
  • Eta Cetidi
  • Omicron Cetidi
Costellazioni confinanti
Da est, in senso orario:


La Balena (in latino Cetus) è una costellazione del cielo australe, posta in una regione popolata da costellazioni relative all'acqua, come l'Aquario, i Pesci ed Eridano.

Caratteristiche



La costellazione della Balena illustrata daJohann Hevelius; la figura la mostra invertita.
La Balena è una costellazione di vaste dimensioni; si estende per gran parte nell'emisfero australe, ma è ben osservabile anche dall'emisfero nord. Si individua a sud dell'Ariete e dei Pesci, grazie alla presenza di due stelle di seconda magnitudineα Ceti (Menkar) e β Ceti (Deneb Kaitos); in particolare, a sud dell'Ariete è individuabile un cerchio di stelle che costituisce la testa dell'animale, mentre il resto del corpo si trova a sudovest di questo asterismo. La costellazione giace lontano dalla scia luminosa della Via Lattea, dunque è priva di campi stellari di fondo; l'eclittica passa molto vicina all'estremità nordoccidentale della Balena, perciò alcunipianeti e la Luna possono transitarvi brevemente.
Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale è compreso nei mesi fra settembre e gennaio; gli osservatori dell'emisfero sud sono leggermente più avvantaggiati, grazie alla declinazione australe di buona parte della costellazione. Dall'emisfero nord è visibile completamente fino a 65°N, ossia poco a sud del circolo polare artico.
L'asteroide 4 Vesta fu scoperto in questa costellazione nel 1827.

Stelle più luminose

  • β Ceti, nota come Deneb Kaitos, è la stella più luminosa: ha una magnitudine di 2,04 ed è una gigante arancione; si individua con facilità, a sud dei Pesci, grazie anche al fatto che si trova ad essere l'unica stella brillante in quest'area di cielo. La sua distanza è stimata sui 96 anni luce.
  • α Ceti, nota come Menkar, è una stella dal colore rosso vivo (una gigante rossa), di magnitudine 2,54, situata nel gruppo della "testa" della costellazione; dista 220 anni luce.
  • Mira (ο Ceti) è la stella più nota della costellazione; si tratta della prima stella variabile scoperta. Lungo un periodo di 331,65 giorni essa varia dalla magnitudine 2,0 (tra le più luminose di quest'area di cielo e facilmente visibile ad occhio nudo) fino a 10.1 (visibile solo con un telescopio), e ritorna quindi al massimo. La sua scoperta nel 1596 da parte di David Fabricius dette un'altra scossa al dogma dell'immutabilità dei cieli, che sarebbe presto caduto con la rivoluzione copernicana. la sua distanza è stimata sui 418 anni luce.
  • η Ceti (Deneb Algenubi) è una stella arancione di magnitudine 3,46, distante 118 anni luce.
  • γ Ceti (Kaffaljidhmah) è una stella bianca di magnitudine 3,47, situata nel gruppo della "testa"; dista 82 anni luce.
Tra le altre stelle, spicca τ Ceti, la diciassettesima stella più vicina al Sole; ancora più vicina è Luyten 726-8, al sesto posto, ma non risulta visibile ad occhio nudo.

Stelle doppie

Nonostante le vaste dimensioni, le stelle doppie visibili nella costellazione sono in numero esiguo, e ancor meno lo sono quelle luminose e facili da osservare.

  • La 37 Ceti è una delle più larghe, in cui la stella primaria, di magnitudine 5,1, e la secondaria, di settima, sono separate da 50", dunque risolvibili anche con bassi ingrandimenti.
  • HD 15695 è una doppia costituita da due astri di settima magnitudine, entrambi bianchi, separati da 13".
  • HD 3125 è una stella tripla in cui le componenti A e B sono molto strette, mentre la componente C, di nona magnitudine, si trova a 20" di separazione.
Principali stelle doppie
Nome
Coordinate equatoriali all'epoca J2000.0
Magnitudine
Separazione
(in secondi d'arco)
Colore
AR
Dec
AB
HD 3125 AB-C00h 34m 30s-04° 32′ 48″7,019,2719,7g + g
HD 665101h 07m 11s-01° 43′ 55″7,48,54,2g + g
37 Ceti01h 14m 24s-07° 55′ 25″5,137,849,8g + g
HD 835001h 22m 31s-19° 04′ 50″6,58,75,0g + g
χ1 Ceti01h 49m 23s-10° 42′ 13″6,17,21,8g + g
HD 1569502h 31m 30s+01° 05′ 35″7,47,713,6b + b
γ Ceti02h 43m 18s+03° 14′ 10″3,476,22,8b + b

Stelle variabili 

La Balena contiene due fra le stelle variabili più conosciute e studiate del cielo.

La più famosa, nonché una delle più osservate, è Mira, la meravigliosa (in lingua latina) della Balena; fu catalogata da Johann Bayer con la lettera greca ο (omicron), e da allora si notò che restava visibile solo per alcune settimane, dopo le quali spariva alla vista per poi riapparire diversi mesi dopo. In seguito, quando si scoprirono altre stelle con simili caratteristiche, Mira divenne il prototipo delle variabili Mira Ceti, o "variabili Mireidi".
Una seconda stella molto conosciuta è la UV Ceti, il prototipo delle variabili a flare; questa stella mostra degli improvvisi brillamenti, oflare, che la portano dalla dodicesima magnitudine fino alla sesta, arrivando al limite della visibilità ad occhio nudo.
Fra le variabili irregolari, le più luminose sono AD Ceti e AE Ceti, entrambe visibili ad occhio nudo sia in fase di massima che in fase di minima, sebbene le loro escursioni siano difficilmente apprezzabili poiché molto ridotte.
Principali stelle variabili
Nome
Coordinate equatoriali all'epocaJ2000.0
Magnitudine
Periodo
(giorni)
Tipo
AR
Dec
Max.Min.
R Ceti02h 26m 02s-00° 10′ 42″7,214,0166,24Mireide
T Ceti00h 21m 46s-20° 03′ 29″5,06,9158,9Semiregolare pulsante
U Ceti02h 33m 44s-13° 08′ 54″6,813,4234,76Mireide
W Ceti00h 02m 07s-14° 40′ 33″7,114,6351,11Mireide
UV Ceti01h 39m 02s-17° 57′ 02″6,8212,95-Variabile irregolare (prot. UV Ceti)
AA Ceti01h 59m 01s-22° 55′ 11″6,26,70,5362Eclisse
AD Ceti00h 14m 28s-07° 46′ 50″4,95,16-Irregolare
AE Ceti00h 14m 38s-18° 55′ 58″4,264,46-Irregolare
AR Ceti02h 00m 27s-08° 31′ 26″5,405,61-Semiregolare
ο Ceti(Mira)02h 19m 21s-02° 58′ 37″2,010,1331,96Mireide (prototipo)

Oggetti del profondo cielo

NGC 246, una nebulosa planetaria nota anche come "Nebulosa Teschio".
La costellazione della balena giace distante dal piano galattico ed è perciò priva dei ricchi campi stellari caratteristici di quelle aree di cielo; questo fatto favorisce l'osservazione del cielo profondo, dove è possibile scorgere numerose galassie.
Tra queste, la più notevole è M77, una galassia spirale dai bracci molto regolari visibile con piccoli telescopi; si individua con facilità grazie all'apparente vicinanza alla stella δ Ceti. Nei suoi pressi sono osservabili diverse altre galassie più deboli.
Un'altra galassia molto appariscente è NGC 247, una delle più vicine al nostro Gruppo Locale, visibile nella parte meridionale della costellazione. IC 1613 ha invece una formairregolare; è nota soprattutto per la quasi completa assenza di polvere interstellare al suo interno, al punto che risulta essere "trasparente" alla luce delle galassie retrostanti. Si trova al limite estremo del Gruppo Locale di galassie.
NGC 246 è invece una nebulosa planetaria, molto estesa e facilmente individuabile anche con piccoli strumenti grazie alla sua luminosità; è nota anche col soprannome di "Nebulosa 
Principali oggetti non stellari
Nome
Coordinate equatoriali all'epocaJ2000.0
TipoMagnitudine
Dimensioni apparenti
(in primi d'arco)
Nome proprio
AR
Dec
NGC 4500h 14m 04s-23° 10′ 52″Galassia10,88,5 x 5,9
NGC 15700h 34m 47s-08° 23′ 48″Galassia10,44,2 x 2,7
NGC 24600h 47m 03s-11° 52′ 19″Nebulosa planetaria10,94,6 x 4,1Nebulosa Teschio
NGC 24700h 47m 08s-20° 45′ 36″Galassia9,221,4 x 6,9
IC 161301h 04m 54s+02° 08′ 00″Galassia9,216,2 x 14,5
NGC 58401h 31m 21s-06° 52′ 06″Galassia10,34,2 x 2,3
NGC 72001h 53m 00s-13° 44′ 21″Galassia10,34,7 x 2,4
NGC 90802h 23m 05s-21° 14′ 03″Galassia10,56,0 x 2,6
NGC 93602h 27m 38s-01° 09′ 23″Galassia10,04,7 x 4,1
NGC 98802h 35m 30s-09° 21′ 34″Galassia11,04,6 x 2,5
NGC 105202h 41m 05s-08° 15′ 21″Galassia10,63,0 x 2,1
NGC 105502h 41m 45s+00° 26′ 32″Galassia10,97,6 x 2,7
M7702h 42m 41s-00° 00′ 48″Galassia9,67,1 x 6,0

Sistemi planetari 

Nella Balena sono note alcune stelle con un sistema planetario; due di queste possiedono due pianeti confermati. HD 11506 possiede due pianeti di tipo gioviano di diverse dimensioni e orbitanti a 0,6 e 2,4 UA dalla loro stella madre; HD 11964 possiede invece un pianeta con una massa sette volte superiore a quella della Terra orbitante a 0,2 UA dalla sua stella madre, mentre esternamente si trova un pianeta con una massa simile a quella di Saturno. In altri sistemi è noto un solo pianeta, come nel caso di 94 Ceti, una stella doppia il cui pianeta orbita attorno alla componente primaria.

Sistemi planetari
Nome del sistema
Coordinate equatoriali all'epocaJ2000.0
Magnitudine
Tipo di stella
Numero di pianeti
confermati
AR
Dec
HD 22469323h 59m 54s-22° 25′ 41″8,23Subgigante gialla1 (b)
HD 146100h 18m 42s-08° 03′ 10″6,47Nana gialla3 (b - c - d)
BD-17°6300h 28m 34s-16° 13′ 35″9,62Nana gialla1 (b)
HD 263800h 30m 00s-05° 45′ 50″9,44Nana gialla1 (b)
HD 531900h 55m 02s+00° 47′ 22″8,05Gigante arancione1 (b)
HIP 515800h 06m 02s-22° 27′ 11″10,21Nana arancione1 (b)
HD 671801h 07m 49s-08° 14′ 01″8,55Nana gialla1 (b)
HD 1150601h 52m 51s-19° 30′ 25″7,54Nana gialla2 (b - c)
HD 1196401h 57m 10s-10° 14′ 31″6,41Subgigante gialla2 (b - c)
79 Ceti02h 35m 20s-03° 33′ 34″6,83Subgigante gialla1 (b)
81 Ceti02h 37m 42s-03° 23′ 46″5,65Gigante gialla1 (b)
94 Ceti03h 12m 46s-01° 11′ 45″5,07Nana bianco-gialla1 (b)

Storia e mitologia 



La Balena, il mostro marino dall'aspetto bizzarro, come è raffigurato in Atlas Coelestis di John Flamsteed.
Quando Cassiopea, la moglie del re d'Etiopia Cefeo, si vantò d'essere più bella delle ninfe marine chiamate Nereidi diede il via a una delle storie più celebri della mitologia, i cui personaggi sono commemorati in cielo. Per punirla dell'insulto arrecato alle Nereidi, il dio del mare Poseidone mandò un mostro a razziare le coste del territorio di Cefeo. Quel mostro è rappresentato nella costellazione Cetus o Balena.
Per liberarsi del mostro, Cefeo ricevette istruzioni dall'Oracolo di Ammone di offrirgli in sacrificio sua figlia Andromeda. Andromeda fu incatenata alla costa rocciosa di Joppa (la moderna Tel Aviv) ad aspettare che si compisse il suo tremendo destino.
Dai Greci il mostro marino fu rappresentato come una creatura ibrida, con le enormi fauci spalancate e le zampe anteriori di animale terrestre, attaccate a un corpo coperto di scaglie con enormi avvolgimenti come fosse un serpente di mare. Di conseguenza nelle carte celesti questo mostro è disegnato come una creatura dall'aspetto alquanto improbabile, più comico che spaventoso, per niente simile a una balena, nonostante sia qualche volta identificata con essa.
Andromeda tremava mentre il mostro da film dell'orrore le si avvicinava, fendendo le onde come una nave gigantesca. Fortunatamente, in quel momento l'eroe Perseo capitò da quelle parti e prese in mano la situazione. Lanciandosi come un'aquila sulla schiena del mostro, Perseo conficcò la spada nella sua spalla destra. Il mostro si drizzò sulle sue spire e si girò, con le fauci fameliche che cercavano di addentare il suo attaccante. Perseo continuò a conficcargli la spada in corpo, nelle costole, nella schiena ricoperta di scaglie e alla radice della coda. Sputando sangue finalmente il mostro cadde in mare e vi giacque come una carcassa impregnata d'acqua. Il suo corpo fu trascinato a riva dagli abitanti del luogo riconoscenti, che lo spellarono ed esposero le ossa al pubblico.La Balena è la quarta costellazione in quanto a dimensioni, e ciò si addice a un tale mostro, ma nessuna delle sue stelle è particolarmente brillante. Alfa della Balena si chiama Menkar dall'arabo «narici», un nome poco indicato dato che questa stella è situata sulla mascella della bestia. La stella più famosa della costellazione è Mira, che in latino significa «la stupefacente», in considerazione della sua brillantezza variabile. Capita che la si veda facilmente a occhio nudo, ma il più delle volte è così debole da richiedere un binocolo o un telescopio.
Mira è una stella rossa gigante le cui variazioni di brillantezza derivano da cambiamenti di dimensioni. La stella fu registrata per la prima volta nel 1596 dall'astronomo olandese David Fabricius, ma la natura ciclica dei suoi cambiamenti non fu riconosciuta fino al 1638. Il nome Mira le fu dato dall'astronomo polacco Johannes Hevelius nel 1662, quando era l'unica stella variabile conosciuta.