Psi Phoenicis
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| Ascension droite | 01h 53m 38,741s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | −46° 18′ 09,60″[2] |
| Constellation | Phénix |
| Magnitude apparente | 4,3 à 4,5[3] |
Localisation dans la constellation : Phénix   | |
| Stade évolutif | AGB[4] |
|---|---|
| Type spectral | M4III[5] |
| Indice U-B | +1,71[6] |
| Indice B-V | +1,59[6] |
| Variabilité | SR[3] |
| Vitesse radiale | +2,9 ± 1,5 km/s[7] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −93,16 mas/a[2] μδ = −91,17 mas/a[2] |
| Parallaxe | 9,54 ± 0,19 mas[2] |
| Distance |
342 ± 7 al (105 ± 2 pc) |
| Magnitude absolue | −0,71[8] |
| Masse | 1,3 ± 0,2 M☉[9] |
|---|---|
| Rayon | 86 ± 3 R☉[9] |
| Gravité de surface (log g) |
0,68+0,10 −0,11[9] |
| Luminosité |
1 050+150 −140 L☉[9] |
| Température | 3 586 K[10] |
| Métallicité | [Fe/H] = −1,24 ± 0,39[11] |
| Rotation | 3,9 ± 0,9 km/s[12] |
| Âge | 4,9 Ga[10] |
Désignations
Psi Phoenicis (en abrégé ψ Phe) est une étoile variable de la constellation australe du Phénix. Sa magnitude apparente varie entre 4,3 et 4,5 sur une période d'environ 30 jours, si bien qu'elle est toujours visible à l'œil nu. D'après la mesure de sa parallaxe annuelle par le satellite Hipparcos, l'étoile est située à environ ∼ 342 a.l. (∼ 105 pc) de la Terre[2].
Psi Phoenicis est une étoile géante rouge de type spectral M4III[5]. Elle est située sur la branche asymptotique des géantes (AGB) du diagramme H-R[4], ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile qui est dans les derniers stades d'évolution avant de devenir une naine blanche. En 1973, l'astronome Olin J. Eggen découvre qu'il s'agit d'une étoile variable, dont la magnitude varie entre 4,3 et 4,5 sur une période approximative de 30 jours[14]. Une étude plus récente identifie quant à elle deux possible périodes de 43,7 et de 48,1 jours, avec des amplitudes de 0,038 et de 0,023 magnitudes, respectivement[15]. L'étoile est classée comme une variable semi-régulière[3].
En 2001, Psi Phoenicis est observée par l'instrument de test VINCI de l'interféromètre du VLTI. Ces observations, combinées à des modèles d'atmosphère stellaire, ont détecté l'effet d'assombrissement centre-bord du disque stellaire et ont permis de déterminer que le diamètre angulaire est de 8,13 ± 0,2 mas, ce qui correspond à un rayon stellaire de 86 ± 3 R☉. À partir du rayon et en estimant une température effective de 3,550 K, il est possible de calculer que l'étoile est autour de 1 050 fois plus lumineuse que le Soleil[9]. Une étude de 2008 a réanalysé les données interférométriques en les couplant à un nouveau modèle atmosphérique, et a déterminé un diamètre de 10,15 ± 0,15 mas ainsi qu'un rayon de 85 ± 1,6 R☉[16].
Parce que l'on connaît à la fois sa distance, son rayon et sa luminosité directement, Psi Phoenicis a été incluse dans une liste de 34 étoiles dites « bien caractérisées » et utilisées dans un programme pour calibrer les mesures du satellite Gaia. Ce programme a également réalisé la première mesure de la métallicité de l'étoile, montrant qu'il s'agit en fait d'une étoile pauvre en métaux, avec une abondance en fer qui ne vaut que 5 % l'abondance solaire de cet élément ([Fe/H] = −1,24 ± 0,39). Cette valeur présente une incertitude élevée en raison des difficultés à modéliser le spectre des étoiles froides, qui présentent de fortes raies moléculaires en absorption. Le stade d'évolution ainsi que la métallicité mal contrainte résultent en une masse de l'étoile assez incertaine de 1,0 ± 0,4 M☉[11],[17]. Si l'on suppose que sa métallicité serait en réalité plus proche de celle du Soleil, alors une masse de 1,3 ± 0,2 M☉ est dérivée[9].
Psi Phoenicis est considérée comme étant une étoile solitaire, qui ne possède pas de compagnon connu[9],[18]. Par le passé, elle a été suspectée d'être une binaire spectroscopique, y compris dans le catalogue Hipparcos, en se basant sur des observations spectroscopiques de 1919 qui montraient une possible vitesse radiale variable. Toutefois, des observations plus récentes ont montré que sa vitesse radiale est constante[9].
