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Debole e insignificante costellazione
dei cieli meridionali. Il suo nome originario era Equuleus Pictoris (Cavalletto del Pittore), poi
abbreviato in Pictor.
E'
una delle costellazioni introdotte da Lacaille a seguito della sua
spedizione in Sudafrica del 1751-1752 ed è una delle poche proposte del
grande astronomo francese che non facciano riferimento a strumenti
tecnici o scientifici.
Questa
costellazione riveste scarso interesse per gli osservatori occasionali.
Alfa Pictoris,
di mag. 3,24, è una subgigante bianca con una temperatura superficiale
stimata di 7950 K, un raggio triplo rispetto al Sole ed una massa
doppia; la sua luminosità è pari a quella di 35 stelle come il nostro
Sole ed ha una età di circa 1 miliardo di anni. Dista 99 a.l.
Questa
stella ha una velocità rotazionale (all'equatore) pari a 205 km/sec.,
inoltre, alcune variazioni nelle misure di posizione rilevate dal
satellite Hypparchos fanno supporre la presenza, per ora non
confermata, di un compagno oscuro, forse una nana bruna.
gamma
Pictoris,
di mag. 4,50, è una gigante arancione con una temperatura superficiale
di 4550 K, ha una luminosità pari a 69 stelle come il nostro Sole ed un
raggio di 13 raggi solari; dista 174 a.l.
Stelle doppie
theta Pictoris,
di mag. 6,26, è una bella doppia binoculare le cui componenti, entrambe
bianche, hanno rispettivamente mag. 6,3 e 6,8 e sono separate di 38".
La primaria è a sua volta doppia, con componenti di mag. 6,9 e
7,2 separate di appena 0,12". Il sistema dista 534 a.l.
iota Pictoris,
di mag. 5,58, è una coppia di stelle entrambe bianco-gialle
rispettivamente di mag. 5,61 e 6,42, separate di 12,5". La coppia dista
121 a.l.
HD40665 + HD40643,
è una bella doppia ottica binoculare nella quale la primaria, di colore
rosso, ha mag. 6,48, mentre la secondaria, arancione, ha mag. 7,49; le
due componenti sono separate di ben 55,9" d'arco. Le due componenti
distano rispettivamente 720 e 619 a.l.
Stelle variabili
delta Pictoris,
è una variabile ad
eclisse di tipo Algol
con oscillazioni di luminosità comprese tra
mag. 4,65 e 4,90 in un periodo di 1,673 giorni (le
variazioni possono essere osservate anche ad occhio nudo,
prendendo a riferimento la luminosità di stelle vicine). Il sistema
dista 1656 a.l.
R
Pictoris, è una variabile pulsante semiregolare, con
oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 6,35 e 10,1 in un periodo
di 170,9 giorni.
S
Pictoris, è una variabile a lungo periodo di tipo Mira
con
oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 6,5 e 14,0 in un periodo
di 428 giorni.
T
Pictoris, è una variabile a lungo periodo di tipo Mira
con
oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 7,9 e 14,4 in un periodo
di 200,58 giorni.
RR
Pictoris (Nova
Pictoris 1925), è stata una brillante nova lenta
osservata per la prima volta il 25 maggio 1925 (mag. 2,3); seguirono
diverse oscillazioni di luminosità (con un massimo di mag. 1,2 il 9
giugno) fino a scendere, a metà dicembre, al di sotto della visibilità
ad occhio nudo. Nel 1975 la magnitudine era giunta fino a 12,5, quasi
identica a quella precedente l'outburst.
L'incremento di luminosità di questa nova corrisponde ad un aumento
reale di 40.000 volte dal minimo al massimo, raggiungendo una
luminosità assoluta di circa 30.000 volte quella del nostro Sole.
Gli strati superficiali della stella sembra stiano allontanandosi alla
velocità di 1500 km/sec (misurazioni effettuate a gennaio 1926). Si
ipotizza che la stella possa trovarsi a 1000 a.l. di distanza.
SZ
Pictoris, è un tipo di variabile ad
eclisse
con
oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 7,81 e 7,97 in un periodo
di 2,441 giorni.
Stelle peculiari
beta Pictoris,
di mag. 3,85, è una nana bianca con una temperatura superficiale di
8250 K, ha una massa di 1,6 masse solari ed una luminosità di 8,6 volte
quella della nostra stella. Dista 63 a.l.
Osservazioni
effettuate nell'infrarosso nel 1980 hanno rivelato la presenza di un
disco circumstellare di polveri e gas che si estende fino 400 UA dalla
stella, all'interno del quale (a circa 8 UA da Beta Pictoris) si
trova un pianeta con una massa pari a 8 masse gioviane responsabile,
probabilmente, delle anomalie riscontrate nel disco.
Si
tratta dell'esopianeta più vicino alla sua stella di cui sia
disponibile un'immagine diretta (VLT 2010).
HD40307,
di mag. 7,17, è una nana arancione con massa di 0,77 masse solari e
temperatura superficiale di 4500 K; dista 41,7 a.l.
Nel
2008, utilizzando lo spettrografo HARPS con il metodo delle velocità
radiali, sono stati scoperti tre pianeti orbitanti attorno a
questa stella:
- HD40307b -
pianeta di tipo superterra,
ha una massa i 4,2 masse terrestri, periodo orbitale di 4,31 giorni e
semiasse maggiore di 0,047 UA;
- HD40307c -
pianeta di tipo superterra,
ha una massa di 6,87 masse terrestri, periodo orbitale di 9,62 giorni e
semiasse maggiore di 0,081 UA;
- HD40307d -
pianeta di tipo superterra,
ha una massa di 9,16 masse terrestri, periodo orbitale di 20,46 giorni
e semiasse maggiore di 0,134 UA.
Tutti e tre questi pianeti
orbitano troppo vicini alla loro stella madre per rientrare nella
fascia di abitabilità, situata tra 0,56 e 1,13 UA.
HD41004, è
una stella doppia le cui componenti hanno rispettivamente mag. 8,65 e
12,33; la primaria è una nana arancione con una temperatura
superficiale di 5035 K, una massa di 0,7 masse solari ed una età
stimata di 1,64 miliardi di anni. Dista 138,6 a.l.
La secondaria è una nana rossa con una temperatura superficiale di 3300
K, una massa di 0,4 masse solari ed una età stimata di 1,56 miliardi di
anni. Dista 140 a.l.
Nel 2004, utilizzando il metodo delle velocità radiali, è stato
scoperto un pianeta orbitante attorno a ciascuna stella, con
le seguenti caratteristiche:
- HD41004 Ab
- pianeta di tipo gigante
gassoso, ha una massa di 2,54 masse gioviane, periodo
orbitale di 963 giorni e semiasse maggiore di 1,640 UA. Al periastro
giunge a lambire la parte più esterna della fascia di abitabilità della
stella (compresa tra 0,46 e 0,93 UA);
- HD41004 Bb
- pianeta di tipo gigante
gassoso, ha una massa di 18,4 masse gioviane, periodo
orbitale di 1,33 giorni e semiasse maggiore di 0,018 UA. Al periastro
rientra nella fascia di abitabilità della stella (compresa tra 0,15 e
0,33 UA).
AB
Pictoris, è una giovane nana arancione con una età stimata
di soli 30.000.000 di anni e con una temperatura
superficiale di 4700 K; è anche una variabile di tipo BY Draconis,
con
oscillazioni di luminosità comprese tra mag. 9,21 e 9,35. Dista 154 a.l.
Nel 2005 attorno a questa stella è stato scoperto un corpo
orbitante la cui stima di massa oscilla tra 13 masse gioviane
(dato più accreditato) e 70 masse gioviane, semiasse maggiore di 275 UA
e temperatura superficiale compresa tra 1600 e 2400 K.
Data
l'incertezza della stima della massa, al momento non è possibile
determinare se si tratta di un pianeta extrasolare di tipo gigante
gassoso o se piuttosto non si tratta di una nana bruna, in ogni caso
questo oggetto si trova ad orbitare molto all'esterno della fascia di
abitabilità della sua stella madre.
Stella
di Kapteyn (VZ
Pictoris, Gliese 191), di mag. 9, è una sub-nana rossa con
massa di appena 1/3 della massa solare, dal 23 al 32% del suo diametro
e meno di 4/1000 della sua luminosità.
Ha una temperatura superficiale di 4000 K, dista 12,8 a.l. (è la 25ma
stella più vicina al Sole) ed ha il 32% in meno di elementi pesanti,
per questo motivo appare un poco più azzurrognola rispetto alle altre
nane rosse di classe M.
E' anche una variabile di tipo
BY Draconis, con oscillazioni di
luminosità comprese tra mag. 8,90 e 9,22 ed è una stella di alone che
presenta molte analogie con le stelle dell'ammasso di Omega Centauri;
ma la caratteristica peculiare di questa stella è il suo elevatissimo
moto proprio che la porta a spostarsi nel cielo di ben 8,7" d'arco
all'anno (seconda soltanto alla Stella di Barnard, in Ofiuco).
Galassie
NGC1705 - di mag. 12,8, è una galassia irregolare nana (molto simile alle Nubi di Magellano, satelliti della Via Lattea),
che mostra un accenno di struttura a spirale che la rende
verosimilmente simile alle galassie primordiali del giovane universo.
Nella
foto esterna, ottenuta dall'elaborazione di più immagini riprese tra il
1999 ed il 2000 dal Telescopio Spaziale Hubble, è riconoscibile una
parte centrale con numerose giovani e calde stelle blu, uniformemente
distribuite ed amalgamate con le più vecchie stelle rosse.
Questa
galassia dista 17.000.000 di a.l. ed ha una età stimata di 13 miliardi
di anni, mentre le stelle di formazione più recente risalgono
presumibilmente a circa 30 milioni di anni fa.
NGC1930
- di mag. 12,4, è una galassia lenticolare barrata vista quasi
frontalmente che, all'osservazione telescopica si mostra di forma
arrotondata con una luminosità più marcata verso il centro. Non note le
misure della distanza di questo oggetto.
NGC2104
- di mag. 12,6, è una galassia a spirale con bracci mediamente avvolti,
di forma arrotondata e più luminosa verso il centro. Distanza
sconosciuta.
NGC2297
- di mag. 12,6, è una galassia a spirale con bracci liberamente avvolti
attorno al nucleo; piccole e debole, di forma arrotondata e più
luminosa verso il centro. Distanza sconosciuta.
PGC18437
- di mag. 12,5, è una bellissima galassia a spirale vista di taglio con
bulge luminoso e ben definito e che presenta una banda scura di
polveri lungo il disco. Dista 62.000.000 di a.l.
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