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Cetus - Wikipedia, la enciclopedia libre
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(Redirigido desde «Constelación de la Ballena»)
La Ballena
Cetus

Carta celeste de la constelación de la Ballena en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 Ceto, la Ballena o el Monstruo Marino
Nombre
en latín		 Cetus
Genitivo Ceti
Abreviatura Cet
Descripción
Introducida por Conocida desde la Antigüedad
Superficie 1231,4 grados cuadrados
2,985 % (posición 4)
Ascensión
recta		 Entre 23 h 56,41 m
y 3 h 23,79 m
Declinación Entre -24,87° y 10,51°
Visibilidad Completa:
Entre 79° S y 65° N
Parcial:
Entre 65° N y 90° N
Número
de estrellas		 189 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Diphda (mv 2,04)
Objetos
Messier		 1
Objetos NGC 418
Objetos
Caldwell		 3
Lluvias
de meteoros		 Tau Cétidas
Constelaciones
colindantes		 7 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Noviembre
[editar datos en Wikidata]

Cetus o Ceto[1]​ (también conocida como 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.

Características destacables

Constelación de Cetus.

La estrella más brillante de Cetus es β Ceti —llamada oficialmente Diphda[2]​ y conocida también como Deneb Kaitos—, gigante de color amarillo-naranja y tipo espectral G9.5III[3]​ que se encuentra a 96 años luz de distancia. Es una de las estrellas más brillantes en rayos X en las cercanías del sistema solar; dicha radiación se origina en la corona calentada a varios millones de K debido al campo magnético estelar.[4]​

Le sigue en brillo Menkar (α Ceti),[2]​ una gigante roja de tipo M1.5IIIa[5]​ 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.[6]​

γ Ceti, llamada Kaffaljidhma,[2]​ 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;[7]​ separadas visualmente dos segundos de arco, sus masas respectivas son 2 y 1,1 veces mayores que la masa solar.[8]​

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,[9]​ o Baten Kaitos (ζ Ceti),[2]​ a 260 años luz y 25 veces más grande que el Sol. Esta última es una binaria espectroscópica con un período orbital de 4,5 años.[10]​

δ Ceti es una subgigante caliente de tipo B2IV y 21 900 K de temperatura efectiva; es, además, una variable Beta Cephei[11]​ 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.[12]​ μ Ceti es una gigante de tipo A9IIIp[13]​ y una binaria espectroscópica. 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.[14]​ Con una temperatura superficial de 6271 K,[14]​ φ2 Ceti es una estrella de tipo F7V algo más fría cuya masa es un 19 % mayor que la masa solar.[15]​ Por su parte, κ1 Ceti es una joven enana amarilla de tipo G5V[16]​ 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.

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.[17]​ 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.[18]​ 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.[19]​ Por el contrario, T Ceti es una variable semirregular SRC cuyo brillo fluctúa entre magnitud +5,0 y +6,9.[20]​ De tipo espectral M5-6Se,[21]​ su temperatura efectiva es de solo 2400 K.[22]​

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.[23]​ 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.[24]​

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.[25]​ τ Ceti, la segunda enana amarilla más próxima al Sol, posee un sistema planetario con hasta nueve posibles planetas.[26]​[27]​ En torno a 75 Ceti, gigante amarilla de tipo G3III, orbita un planeta a una distancia de 2,1 ua y existe cierta evidencia de que podría haber un segundo planeta en el sistema.[28]​ Igualmente, 94 Ceti es una binaria cuyas componentes son una enana amarilla y una enana roja; alrededor de la primera se mueve un planeta un 85 % más masivo que Júpiter en una órbita relativamente excéntrica.[29]​[30]​ BD-17 63 —denomnada Felixvarela—[2]​ es una enana naranja con un exoplaneta 5,33 veces más masivo que Júpiter.[31]​ Finalmente, Axólotl, nombre oficial de HD 224693,[2]​ es una subgigante con un planeta gigante que orbita a 0,19 ua.[32]​

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 solo 600 millones de años de edad y muestra rápidos incrementos de brillo que se atribuyen a fulguraciones.[33]​

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.[34]​ 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.[35]​ 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.[36]​

Imagen de NGC 246 obtenida con el telescopio espacial Spitzer

Otro objeto de interés es el púlsar PSR J0108-1431, el segundo más cercano a la Tierra. Con una edad estimada de 166 millones de años y un período de rotación de 0,8 segundos, es uno de los púlsares más antiguos que se conocen.[37]​

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.[38]​ Se encuentra a 1670 años luz del sistema solar.[39]​

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,[40]​ 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[41]​ miembro del grupo de Sculptor. NGC 1087 es también una galaxia espiral intermedia situada a 52 millones de años luz.[42]​ 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.[43]​

De distinta índole es Wolf-Lundmark-Melotte (WLM), una galaxia irregular[44]​ 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.[45]​ Por su parte, IC 1613 es una galaxia enana irregular cuya población dominante tiene una edad de 7000 millones de años[46]​ y que se caracteriza por su metalicidad extremadamente baja.[47]​

La eclíptica pasa muy cerca del límite de Cetus, por lo que planetas y asteroides pueden encontrarse en esta constelación durante breves períodos. El asteroide 4 Vesta fue descubierto en Cetus en 1807.

Estrellas principales

Imagen en rayos X de Diphda obtenida con el observatorio Chandra
Imagen de Mira en luz ultravioleta, en donde se aprecia el rastro que deja la estrella.

Objetos de cielo profundo

M77, miembro principal del Grupo de M77. Se encuentra a 47 millones de años luz de distancia.
Galaxia espiral del Grupo Sculptor NGC 247.

Mitología

Cetus.

El catasterismo del Monstruo marino[48]​[49]​ o la Ballena,[49]​ en la mitología griega, y según palabras de Eratóstenes, es el que Poseidón le mandó a Cefeo porque Casiopea había rivalizado en belleza con las Nereidas. Perseo lo mató, y por ello fue situado entre los astros en recuerdo de su hazaña. Esto lo cuenta Sófocles, el poeta trágico, en su Andrómeda. En la parte de la cola tiene dos estrellas sin brillo; desde la cola hasta la prominencia del costado, cinco; bajo el vientre, seis: en total, trece.[48]​ Otros dicen que, como fue asesinado por Perseo, a causa de su enorme tamaño y su valor fue colocado entre las constelaciones.[49]​

Las constelaciones de Cefeo, Casiopea, Andrómeda, Perseo y Cetus también están vinculados en las leyendas de sus catasterismos.

En la astronomía china, las estrellas de Cetus se encuentran entre dos zonas: la Tortuga Negra del Norte (北方玄武, Běi Fāng Xuán Wǔ) y el Tigre Blanco del Oeste (西方白虎, Xī Fāng Bái Hǔ).

Los pueblos tucanos y cubeo del Amazonas utilizaron las estrellas de Cetus para crear un jaguar, que representaba al dios de los huracanes y otras tormentas violentas. Lambda, Mu, Xi, Nu, Gamma y Alpha Ceti representaban su cabeza; Omicron, Zeta y Chi Ceti representaban su cuerpo; Eta Eri, Tau Cet y Upsilon Cet marcaban sus piernas y pies; y Theta, Eta y Beta Ceti delineaban su cola.[50]​

En Hawái, la constelación se llamaba Na Kuhi, y Mira (Omicron Ceti) pudo llamarse Kane.[51]​

Referencias

  1. ↑ «De las estrellas, las constelaciones y sus números, pág. 78». La Corte Divina o Palacio Celestal, Tomo 4. 1698. 
  2. ↑ a b c d e f «Naming stars (IAU)». Consultado el 12 de marzo de 2021. 
  3. ↑ bet Cet -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  4. ↑ Deneb Kaitos (Stars, Jim Kaler)
  5. ↑ alf Cet -- Long Period Variable candidate (SIMBAD)
  6. ↑ Kallinger, T.; Beck, P. G.; Hekker, S. et al. (2019). «Stellar masses from granulation and oscillations of 23 bright red giants observed by BRITE-Constellation». Astronomy and Astrophysics 624: 17. Bibcode:2019A&A...624A..35K. S2CID 102486794. arXiv:1902.07531. doi:10.1051/0004-6361/201834514. A35. 
  7. ↑ gam Cet -- Double or Multiple Star -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  8. ↑ Fuhrmann, K.; Chini, R. et al. (2017), «Multiplicity among Solar-type Stars», The Astrophysical Journal 836 (1): 23, Bibcode:2017ApJ...836..139F, doi:10.3847/1538-4357/836/1/139, 139. .
  9. ↑ LTT 645 - High proper-motion Star (SIMBAD)
  10. ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732. 
  11. ↑ Hubrig, S.; Briquet, M. et al. (2009), «New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars», Astronomische Nachrichten 330 (4): 317, Bibcode:2009AN....330..317H, S2CID 17497112, arXiv:0902.1314, doi:10.1002/asna.200811187 .
  12. ↑ Zorec, J.; Cidale, L.; Arias, M. L.; Frémat, Y.; Muratore, M. F.; Torres, A. F.; Martayan, C. (2009). «Fundamental parameters of B supergiants from the BCD system. I. Calibration of the (λ_1, D) parameters into Teff». Astronomy and Astrophysics 501 (1). pp. 297-320. 
  13. ↑ Gray, R. O; Corbally, C. J; Garrison, R. F; McFadden, M. T; Robinson, P. E (2003). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I». The Astronomical Journal 126 (4): 2048. Bibcode:2003AJ....126.2048G. S2CID 119417105. arXiv:astro-ph/0308182. doi:10.1086/378365. 
  14. ↑ a b Takeda, Yoichi (2007). «Fundamental Parameters and Elemental Abundances of 160 F-G-K Stars Based on OAO Spectrum Database». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (2). pp. 335-356. 
  15. ↑ Bensby, T.; Feltzing, S. et al. (2014), «Exploring the Milky Way stellar disk. A detailed elemental abundance study of 714 F and G dwarf stars in the solar neighbourhood», Astronomy and Astrophysics 562 (A71): 28, Bibcode:2014A&A...562A..71B, S2CID 118786105, arXiv:1309.2631, doi:10.1051/0004-6361/201322631. .
  16. ↑ Boyajian, Tabetha S.; McAlister, Harold A. et al. (2012). «Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars». The Astrophysical Journal 746 (1): 101. Bibcode:2012ApJ...746..101B. S2CID 18993744. arXiv:1112.3316. doi:10.1088/0004-637X/746/1/101. 
  17. ↑ Omi Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  18. ↑ Mira (Stars, Jim Kaler)
  19. ↑ R Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  20. ↑ T Ceti. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  21. ↑ T Cet - Star (SIMBAD)
  22. ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H.; Lundgren, A. A. (2006). «Mass-loss properties of S-stars on the AGB». Astronomy and Astrophysics 454 (2). pp. L103-L106. 
  23. ↑ Lasker, B.M. & Hesser, J.E. (1971). «High-Frequency Stellar Oscillations.VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf». The Astrophysical Journal 163. p. L89. 
  24. ↑ Cowley, C. R.; Hubrig, S. (2008). «HR 710 (HD 15144): an ultra-Sr-rich, magnetic Ap star with a close companion». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 384 (4). pp. 1588-1596. 
  25. ↑ Trifonov, Trifon; Reffert, Sabine; Tan, Xianyu; Lee, Man Hoi; Quirrenbach, Andreas (2014). «Precise radial velocities of giant stars. VI. A possible 2:1 resonant planet pair around the K giant star η Ceti». Astronomy and Astrophysics 568. Bibcode:2014A&A...568A..64T. arXiv:1407.0712. doi:10.1051/0004-6361/201322885. 
  26. ↑ Tuomi, M. (2013). «Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the Tau Ceti velocities». Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2012yCat..35519079T. arXiv:1212.4277. doi:10.1051/0004-6361/201220509. 
  27. ↑ Dietrich, Jeremy; Apai, Dániel (2020). «An Integrated Analysis with Predictions on the Architecture of the tau Ceti Planetary System, Including a Habitable Zone Planet». The Astronomical Journal 161: 17. arXiv:2010.14675. doi:10.3847/1538-3881/abc560. 
  28. ↑ Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Izumiura, Hideyuki; Kambe, Eiji; Takeda, Yoichi; Yoshida, Michitoshi; Itoh, Yoichi; Ando, Hiroyasu; Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru (2012). «Substellar Companions to Seven Evolved Intermediate-Mass Stars». eprint arXiv:1207.3141. 
  29. ↑ «European Southern Observatory: Six Extrasolar Planets Discovered». SpaceRef.com. 7 de agosto de 2000. Consultado el 2 de agosto de 2009. 
  30. ↑ Plávalová, Eva; Solovaya, Nina A. (2013). «Analysis of the motion of an extrasolar planet in a binary system». The Astronomical Journal 146 (5): 108. Bibcode:2013AJ....146..108P. S2CID 118629538. arXiv:1212.3843. doi:10.1088/0004-6256/146/5/108. 
  31. ↑ Unger, N.; Ségransan, D. (2023). «Exploring the brown dwarf desert with precision radial velocities and Gaia DR3 astrometric orbits». Astronomy and Astrophysics 680: A16. Bibcode:2023A&A...680A..16U. arXiv:2310.02758. doi:10.1051/0004-6361/202347578. 
  32. ↑ Johnson, John Asher et al. (2006). «The N2K Consortium. VI. Doppler Shifts without Templates and Three New Short-Period Planets». The Astrophysical Journal 647 (1): 600-611. Bibcode:2006ApJ...647..600J. arXiv:astro-ph/0604348. doi:10.1086/505173. 
  33. ↑ Bondar, N. I. ; Katsova, M. M. (2022). «Cyclic Variability in Brightness of the Young Solar Analog BE Ceti». Geomagnetism and Aeronomy 62 (7): 919-923. Consultado el 3 de abril de 2024. 
  34. ↑ Luyten 726-8 AB (Solstation)
  35. ↑ Astudillo-Defru, N; Díaz, R. F; Bonfils, X; Almenara, J. M; Delisle, J.-B; Bouchy, F; Delfosse, X; Forveille, T; Lovis, C; Mayor, M; Murgas, F; Pepe, F; Santos, N. C; Ségransan, D; Udry, S; Wünsche, A (2017). «The HARPS search for southern extra-solar planets. XLII. A system of Earth-mass planets around the nearby M dwarf YZ Ceti». Astronomy and Astrophysics 605: L11. Bibcode:2017A&A...605L..11A. arXiv:1708.03336. doi:10.1051/0004-6361/201731581. 
  36. ↑ Gliese 105 / HR 753 ABC (Solstation)
  37. ↑ Mignani, R. P.; Pavlov, G. G.; Kargaltsev, O. (2008). «A possible optical counterpart to the old nearby pulsar J0108-1431». Astronomy and Astrophysics 488 (2). pp. 1027-1030. 
  38. ↑ «Deep sky challenge: Skull Nebula». Astronomy Now. 9 de octubre de 2014. Consultado el 2 de septiembre de 2020. 
  39. ↑ Kimeswenger, S.; Barría, D. (2018). «Planetary nebula distances in Gaia DR2». Astronomy and Astrophysics 616 (L2): 4 pp. Consultado el 21 de abril de 2021. 
  40. ↑ R. J. Rand; J. F. Wallin (2004). «Pattern Speeds BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method». The Astrophysical Journal 614: 142-157. Bibcode:2004ApJ...614..142R. arXiv:astro-ph/0406426. doi:10.1086/423423. 
  41. ↑ «The Dusty Disc of NGC 247». ESO. 3 de marzo de 2011. Consultado el 11 de marzo de 2024. 
  42. ↑ Anand, Gagandeep S.; Lee, Janice C.; Van Dyk, Schuyler D.; Leroy, Adam K.; Rosolowsky, Erik; Schinnerer, Eva; Larson, Kirsten; Kourkchi, Ehsan; Kreckel, Kathryn; Scheuermann, Fabian; Rizzi, Luca; Thilker, David; Tully, R. Brent; Bigiel, Frank; Blanc, Guillermo A. (2021). «Distances to PHANGS galaxies: New tip of the red giant branch measurements and adopted distances». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 501: 3621-3639. ISSN 0035-8711. arXiv:2012.00757. doi:10.1093/mnras/staa3668. 
  43. ↑ «NGC 17». ESA. 24 de abril de 2008. Consultado el 13 de marzo de 2021. 
  44. ↑ NAME WLM Galaxy -- Galaxy (SIMBAD)
  45. ↑ «Astronomers Snap Breathtaking Picture of Wolf-Lundmark-Melotte Galaxy». Sci News. 23 de marzo de 2016. Consultado el 2 de septiembre de 2020. 
  46. ↑ a b Cole, Andrew A.; Tolstoy, Eline; Gallagher III, John S.; Hoessel, John G.; Mould, Jeremy R.; Holtzman, Jon A.; Saha, Abhijit; Ballester, Gilda E.; Burrows, Christopher J.; Clarke, John T.; Crisp, David (1999). «Stellar Populations at the Center of IC 1613». The Astronomical Journal 118 (4): 1657-1670. Bibcode:1999AJ....118.1657C. S2CID 17566586. arXiv:astro-ph/9905350. doi:10.1086/301042. hdl:11370/f890fe5e-7780-4296-b2e0-a1e6e4b51f11. 
  47. ↑ Herrero, A.; Garcia, M.; Uytterhoeven, K.; Najarro, F.; Lennon, D. J.; Vink, J. S.; Castro, N. (2010). «The nature of V39: an LBV candidate or LBV impostor in the very low metallicity galaxy IC 1613?». Astronomy and Astrophysics (en inglés) 513: A70. Bibcode:2010A&A...513A..70H. ISSN 0004-6361. S2CID 54068837. arXiv:1003.0875. doi:10.1051/0004-6361/200913562. 
  48. ↑ a b Eratóstenes: Catasterismos, XXVI (Monstruo marino)
  49. ↑ a b c De Astronomica II, 31 (Monstruo marino o Ballena)
  50. ↑ Staal, Julius D.W. (1988). The New Patterns in the Sky. Págs. 33–35. ISBN 0-939923-04-1.
  51. ↑ Makemson, Maud Worcester (1941). The Morning Star Rises: an account of Polynesian astronomy. Págs 281.

Enlaces externos

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