Debole e insignificante costellazione dei cieli meridionali. Il suo nome originario era Equuleus Pictoris (Cavalletto del Pittore), poi abbreviato in Pictor. È 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 7.950 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 4.550 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 1.500 km/sec (misurazioni effettuate a gennaio 1926). Si ipotizza che la stella possa trovarsi a 1.000 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 8.250 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 4.500 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 5.035 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 3.300 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 4.700 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 1.600 e 2.400 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 4.000 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.
È 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).
Ammassi stellari
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Nebulose
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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. 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; piccola 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.