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Pictor
b Pictoris è una stella della sequenza principale, un po’ più calda del Sole: non sarebbe per nulla un oggetto di particolare interesse, se non fosse per il fatto che nel 1983 è stato scoperto intorno ad essa un disco di polveri, che è stato a lungo considerato il residuo di un pianeta in formazione. Il 2 gennaio del 1995 lo Hubble Space Telescope ha fotografato con la sua immenso potere risolvente la regione interna del disco (circa 300 miliardi di km). Questa regione è stata a lungo nascosta ai telescopi piazzati sulla Terra a causa dello splendore della stella centrale. Il disco è leggermente incurvato. Se la curvatura fosse stata presente quando la stella si è formata, essa si sarebbe da tempo appiattita, tranne che non fosse stata prodotta e mantenuta dalla spinta gravitazionale di un pianeta. Il sospetto pianeta dovrebbe trovarsi in una regione vuota di 7-8 miliardi di km entro i margini interni del disco.
Separazione 38” in PA 152°; V: 6,3 e 6,8; entrambe bianche, adatte per l’osservazione con un buon binocolo. La primaria è a sua volta una binaria al di là delle possibilità di uno strumento amatoriale (i dati di Hipparcos, riferiti al 1991: separazione 0,12” in PA 45°; V: 6,9-7,2).
Separazione: 12,5” in PA 58°; V: 5,61 e 6,42; entrambe bianche. 30’ ad est e un po’ a nord c’è la debole galassia spirale IC170.
Si tratta di una nana rossa di bassissima luminosità, che sarebbe del tutto priva di qualsiasi peculiare interesse, se non fosse per il fatto che è la stella dotata del maggior moto proprio dopo la Stella di Barnard in Ofiuco. Fu scoperta nel 1897 appunto da J. C. Kapteyn dell’Università di Groningen. Si trova più o meno a metà strada tra Canopo e 41 Eri, in una regione celeste abbastanza sgombra. Il suo moto proprio è di circa 8,5” in PA 131°. Secondo i calcoli, in 414 anni si sposta di 1°. La parallasse indica una distanza di 12,8 a. l., circa il doppio della distanza della Stella di Barnard, della quale è circa 10 volte più luminosa.
Si tratta di una brillante nova, osservata per la prima volta da R. Watson, in Sud Africa, la mattina del 25 maggio 1925. Al momento della scoperta, la nova era di magnitudine 2,3, ma il suo splendore continuò ad aumentare, con piccole oscillazioni irregolari, fino a raggiungere un massimo di magnitudine 1,2 il 9 giugno. Il 4 di luglio la stella era scesa fino alla 4a magnitudine, quando improvvisamente risalì (sempre con irregolari oscillazioni) fino a magnitudine 1,9 (9 agosto). Il massimo si mantenne quindi ancora a lungo, pur tra alti e bassi, per cui la stella va classificata tra le novae lente, in contrasto con altre quali la Nova Aquilae 1918 e la CP Puppis del 1942. Un terzo ed ultimo outburst della stella, da magnitudine 3,7 a 2,3, si ebbe ancora una sessantina di giorni dopo il massimo principale; la stella quindi andò affievolendosi con le solite piccole fluttuazioni finché, a metà dicembre, non fu più visibile ad occhio nudo. Dieci anni più tardi era divenuta un oggetto di magnitudine 9, e continuava a declinare ancora, lentamente. Esistono fotografie precedenti della regione, in cui la stella era di magnitudine 12,7, apparentemente di splendore costante. Nel 1975 la nova era vicina alla sua magnitudine pre-outburst, circa 12,5. A partire dal1928, le osservazioni telescopiche rivelarono che l’immagine della stella, estremamente ingrandita, appariva come un corpo triplo. Due anni più tardi una delle tre immagini scompariva, mentre le altre due si espandevano. Il tasso di espansione era di circa 0,2” all’anno, e la separazione tra i due nuclei principali aveva raggiunto il valore di 1,0” all’inizio del 1931. Questi oggetti erano apparentemente noduli di materiale nebuloso e non corpi stellari. Qualcosa di simile era stato osservato nelle immagini della Nova Herculis 1934 dopo l’outburst. L’aumento di luminosità di RR Pic, con un’ampiezza di 11,5 magnitudini circa, corrisponde ad un incremento di splendore di qualcosa come 40.000 volte. Al suo massimo, studi spettroscopici mostrarono che gli strati esterni della stella venivano espulsi nello spazio ad una velocità di circa 1.150 km/sec. Velocità ancora più elevate, oltre 1.500 km/sec., furono misurate circa 6 mesi più tardi, quando la stella era scesa ai limiti della visibilità ad occhio nudo. Nessuna nova è abbastanza vicina da consentire un rilievo trigonometrico della sua distanza, per cui le ipotesi sul loro splendore intrinseco devono essere fatte in modo indiretto. In ogni modo, sembra chiaro che le novae lente come RR Pic e DQ Her devono avere picchi di luminosità più bassi delle nove più veloci, come CP Pup. Secondo studi di Cecilia Payne Gaposchkin, RR Pic ha avuto un picco assoluto di circa -6,3, circa 30.000 volte lo splendore del Sole. Altri studi sono arrivati a conclusioni diverse, con una probabile magnitudine assoluta di –7,3; la magnitudine assoluta della prenota, in ogni caso, era paragonabile a quella del Sole. E, in questo caso, la distanza dovrebbe essere di circa 1.000 a. l.
Pyxis
La stella più brillante della costellazione è una gigante azzurra che in un binocolo offre un gradevole contrasto di colore con la gialla b (V: 3,97; spettro: G5II/III; doppia, compagna di magnitudine 12,5 separata di 12,7” in PA 118°), che si trova 2,2° a sud sudovest. Lo Yale Bright Star Catalog dà per la a Pyx una velocità di rotazione di 19 km/sec.; è una shell star, avvolta in un guscio gassoso. 30’ a nord c’è il ricco ammasso aperto NGC2658 (vedi scheda).
A circa 4,5° est-nordest dalla a Pyx si trova questa stella, che è uno degli esempi più interessanti della pochissimo rappresentata classe delle novae ricorrenti. Non raggiunge mai lo splendore della T CrB, ma la sua importanza è dovuta al fatto che è l’oggetto del suo genere di cui è stato documentato il maggior numero di outbursts. Infatti, sino al momento in cui scriviamo, sono stati registrati ben 5 massimi per questa stella: nel 1890, nel 1902, nel 1920, nel 1944 e nel 1966. Il primo outburst documentato fu quello del maggio 1902: la scoperta fu fatta qualche tempo dopo l’evento, su lastre fotografiche riprese ad Harvard. La stella aveva toccato un massimo di magnitudine 7,3 il 2 maggio, ed era declinata fino a 8,7 il 3 luglio. Lastre del gennaio seguente mostrarono che la stella era tornata al suo stato normale di oggetto di magnitudine 14 circa. La scoperta della nova portò ad una ricerca sulle precedenti lastre di Harvard, e si scoprì un massimo precedente, che aveva avuto luogo nella primavera del 1890. L’intervallo di soli 12 anni suggerì che l’evento si sarebbe potuto ripetere nel 1914, ma ciò non avvenne. Si verificò invece nuovamente nel marzo 1920: in quel mese la stella toccò la magnitudine 7,7, e continuò a crescere di splendore fino a sfiorare la visibilità ad occhio nudo: in aprile toccò magnitudine 6,4, quindi tornò a declinare e ai primi di giugno era scesa a magnitudine 8,5. Gli spettri ottenuti nel 1920 non lasciarono dubbi sul fatto che la stella dovesse essere classificata tra le novae, benché il fatto eccezionale della ricorrenza degli eventi esplosivi la facesse mettere in una classe a sé stante. L’incremento di 7 magnitudini circa corrisponde ad un aumento di splendore di circa 600 volte: molto meno rispetto alle novae classiche. La quarta esplosione di T Pyxidis ebbe luogo alla fine del 1944, ma venne scoperta oltre 4 mesi più tardi. L’esame di lastre prese in Sudafrica mostrarono che a fine novembre si era raggiunto magnitudine 7,1; gli spettri rilevati a Mount Wilson rivelarono velocità di espansione di oltre 2.000 km/sec., paragonabili a quelle delle novae classiche. La data dell’outburst successivo è controversa, dato che alcuni riportano il 1966 e altri il 1967: infatti la stella cominciò ad aumentare il suo splendore nel dicembre del 1966, ma raggiunse il massimo (V: 6,3) l’11 gennaio seguente. In questo periodo la nova venne seguita da Albert Jones (Nuova Zelanda), che riferì che la stella il 7 dicembre brillava di magnitudine 12,9, e nelle due notti successive salì di 4 magnitudini; nel mese successivo continuò ad aumentare lentamente, con oscillazioni che potevano avere durate di poche ore; l’11 gennaio, come detto, toccò il massimo. Quindi cominciò a decrescere di splendore, con fluttuazioni ampie ed irregolari. Quando la stella cominciò a declinare, il suo colore da bianco andò diventando sempre più giallo, e poi, definitivamente, rossastro. Anche se oggi si conoscono diverse altre novae ricorrenti, T Pyx mostra diverse caratteristiche peculiari. La curva di luce è quella di una nova lenta: ad ogni outburst segue il declino al lento ritmo di una magnitudine circa per mese, e mostra inoltre notevoli oscillazioni vicino al massimo. Al contrario, altre tipiche novae ricorrenti come la T CrB, RS Oph, U Sco e WZ Sge mostrano tutte outbursts improvvisi con bruschi massimi e rapidi declini. T Pyx inoltre mostra i più brevi intervalli tra massimi successivi e ancora appare mostrare un graduale progressivo incremento nell’intervallo tra le esplosioni. La spiegazione a queste caratteristiche è ancora sconosciuta. Distanza ed effettiva luminosità di questa stella non sono state accuratamente determinate, ed ogni stima dipendente da una magnitudine assoluta ben nota è posta in dubbio dal fatto che le novae ricorrenti che conosciamo vanno distinte in due tipi molto diversi: la T CrB e la RS Oph raggiungono luminosità elevatissime, intorno a MV –8.5; la WZ Sge è una nana il cui massimo supera lo splendore del Sole di appena 30 volte; la U Sco non è ben determinata, ma sembra essere simile alla WZ Sge. Se la T Pyx appartiene al primo tipo, deve trovarsi ad almeno 10.000 a. l. di distanza da noi, e raggiungere al suo massimo almeno MV –6,5. Questo sembrerebbe avvalorato dallo studio delle sue curve di luce, e corrisponderebbe alle valutazioni di Luyten sul suo moto proprio, che sembra non eccedere i 0,005” per anno. Altri studi sullo spettro forniscono limiti inferiori alla magnitudine assoluta che sembrano dimostrare quanto meno che la T Pyx non appartiene allo stesso tipo della WZ Sge.
Una spirale vista di taglio: una debole striscia sottile con un centro più brillante e un piccolo nucleo luminoso. Vedi immagine sul web.
Abbastanza esteso e ricco, ma debole; facile da localizzare, 30’ a sudovest della z Pyx (V: 4,9; spettro: G5). Vedi immagine sul web.
Piccolo e debole, ricco e di forma irregolare. Si trova poco più di 30’ a nord della a Pyx (V: 3,7; spettro: B1,5). Bell’oggetto per i binocoli, specie se di grande apertura. Vedi immagine sul web.
Uno strumento di potenza adeguata distinguerà, a circa 300 ingrandimenti, la nebulosa planetaria NGC2818 sovrapposta a questo piccolo ma discretamente ricco gruppo di deboli stelle. La planetaria ha V: 11,9, Ø: 36,0” x 36,0”, classe 3b; la stella centrale, al di là dei mezzi di un normale strumento amatoriale, ha V: 16,1. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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