Le voyage vers GW Orionis : Ciel étoilé hémisphère sud : Constellations Microscopium Indus Grus Phoenix

type Wolf-Rayet ou WR : une étoile Wolf-Rayet est une étoile chaude, massive et évoluée présentant un taux de perte de masse très élevé. Ces étoiles furent découvertes en 1867 par Charles Wolf et Georges Rayet de l’Observatoire de Paris. On pense que ce sont des descendantes des étoiles de type spectral O ou B très massives, elles possèdent des vents stellaires importants et optiquement épais ; leurs caractéristiques spectrales observables sont le reflet de l’état du vent stellaire . Il existe deux grandes classes d’étoiles Wolf-Rayet : les WN riches en azote et les WC riches en carbone.

Type spectral : au sein de chaque classe, une subdivision décimale a été introduite afin de rendre compte de différences d’aspects entre les spectres d’une même famille. Ainsi le type spectral d’une étoile est-il représenté par un chiffre de 0 à 9 : par exemple, un type F9 présentera des caractères plus proches de ceux de type G0 que de ceux du type F0.

Classes de luminosité : cinq classes de luminosité ont été définies correspondant, pour un type spectral donné, essentiellement à la largeur des raies. Ces classes sont notées I, II, III, IV et V :
La classe V correspond aux étoiles naines de la série principale. Pour un type spectral donné les spectres de la classe V ont les raies les plus larges.
La classe I correspond aux étoiles supergéantes, leurs spectres ont des raies très fines. Cette classe est subdivisée en 3 sous-classes : Ia (étoiles les plus lumineuses), Ib et Iab (étoiles un peu moins lumineuses).
Les classes II à IV correspondent aux différents stades de l’évolution d’une étoile ; la classe III correspond aux étoiles dites géantes.

Magnitude apparente : la magnitude apparente mesure « l’éclat » apparent d’une étoile, c’est à dire la façon dont on la voit de la Terre. Plus un objet est brillant, plus sa magnitude est petite. Une différence de magnitude de 2.5 unités correspond à un contraste de luminosité de 10.

Magnitude absolue : la magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque d’un objet céleste, au contraire de la magnitude apparente qui dépend de la distance à l’astre et de l’extinction dans la ligne de visée. La magnitude absolue est définie par la magnitude apparente qu’aurait un astre s’il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière) en l’absence d’extinction interstellaire. La magnitude augmente d’une unité lorsque la luminosité est divisée par 2,5. La magnitude bolométrique décrit le flux reçu dans toutes les longueurs d’onde.

Étoiles binaires à éclipses : une binaire à éclipses est une étoile binaire dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l’observateur, ceux-ci s’éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique. Les binaires à éclipses sont des étoiles variables, non pas parce que la luminosité de l’un ou l’autre membre varie, mais parce qu’elles s’obscurcissent mutuellement. L’étoile la plus représentative des binaires à éclipses est Algol ou β Persei. Les binaires à éclipses sont généralement classées en trois types : les variables de type Algol, les variables de type Beta Lyrae (EB) et les variables de type W Ursae Majoris (EW).

Étoiles de type Bêta Lyrae : elles forment des système binaires proches, d’une luminosité totale variable. Ce sont des étoiles massives et étendues (géantes ou supergéantes), si proches que leur forme est fortement déformées par les forces de gravitation, des transferts de matière important s’effectuent entre elles sous forme de vents stellaires.
Étoile variable semi-régulière : c’est une étoile géante ou supergéante qui présente une périodicité marquée dans sa variation de luminosité, avec des périodes allant de 20 jusqu’à plus de 2000 jours. Les VSR sont classées en plusieurs-types :
SRA : géantes de type spectral tardif, avec des périodes allant de 35 à 1200 jours.
SRB : géantes de type spectral tardif (M,C,S…) ayant une périodicité mal définie (cycles moyens allant de 20 à 2300 jours). Étoiles de ce type : RR Coronae Borealis et AF Cygni.
SRC : supergéantes de type spectral tardif avec des amplitudes d’environ 1 magnitude et des périodes de variation allant de 30 jours à plusieurs milliers de jours. Mu Cephei en est un exemple.

Etoiles de type Céphéide : une céphéide est une étoile variable, géante ou supergéante jaune, de 4 à 15 fois plus massive que le Soleil et de 100 à 30 000 fois plus lumineuse, dont l’éclat varie de 0,1 à 2 magnitudes selon une période bien définie, comprise entre 1 et 135 jours, d’où son nom d’étoile variable

Etoiles de type Algol (Bêta Persei) : β Persei est une étoile variable à éclipses de la constellation de Persée, de magnitude variant entre 2,3 et 3,5 tous les 2 jours et 21 heures environ. Algol est une binaire à éclipses, même se elle consiste en fait en un système stellaire triple. Les étoiles de type Algol sont des binaires à éclipses, assez proches avec des périodes relativement courtes, en général quelques jours.

Étoiles de type W Ursae Majoris : ce sont des binaires à éclipses, de type spectral F, G ou K qui partagent une enveloppe commune de matière et sont donc en contact l’une à l’autre.

Étoiles de type RR Lyrae ce sont des étoiles blanche de type spectral A (parfois F), des variables géantes de population II dont la période très régulière s’échelonne entre 1h12 et 28h48 . Elles se situent sur la branche horizontale du diagramme HR, elles sont classées en trois types principaux : RRab, Rrc, RRd.

Etoiles du red clump : le red clump désigne une zone du diagramme de Hertzsprung-Russell correspondant aux géantes rouges de population I, dont la métallicité est du même ordre que celle du Soleil. Elles tire leur énergie par la fusion de l’hélium en carbone 12 par réaction triple-alpha au cœur de l’étoile ainsi que par la fusion de l’hydrogène dans l’enveloppe autour du cœur.

Les traînardes bleues : ce sont des étoiles résidant dans les amas de vieilles étoiles, elles doivent souvent leur apparente jeunesse au fait qu’elles accrètent la matière d’étoiles compagnons. Des exemples de traînardes bleues ou blue stragglers au milieu de vieilles étoiles se trouvent dans l’amas NGC 188 où les mouvements de 21 d’entre elles ont été étudiés ; un autre exemple de blue stragglers se trouve dans la partie centrale de l’amas globulaire NGC 6362.

CMB ou fond diffus cosmologique (de l’anglais cosmic microwave background) est un rayonnement électromagnétique très homogène observé dans toutes les directions du ciel et dont le pic d’émission est situé dans le domaine des micro-ondes. On le qualifie de diffus car il est présent dans tout l’Univers. Découvert en 1964, il donne la priorité aux modèles basés sur l’idée du Big-Bang, prédisant l’émission d’un tel rayonnement thermique à l’époque de l’Univers primordial 380 000 ans après le Big-Bang. Dilué et refroidi par l’expansion de l’Univers, il possède désormais une température moyenne très basse de 3 K° (- 270,15 degrés Celsius).

Constellation du Microscope (Microscopium) :

Alpha Microscopii (α Mic) est une étoile géante jaune de type spectral G8III, d’une température de 4923 K°, d’une luminosité de 160 fois celle du Soleil . Elle se situe à 397 années-lumière du Soleil.

AU Microscopii (AU Mic) est une jeune étoile, une naine rouge de type M, d’une température de 3500 K°, située à 31,7 a.l. su Soleil. Elle possède un disque de poussière de 50 ua. au moins. En 2020 la planète AU Microscopii b a été découverte, sa période orbitale est de 8,46 jours.

Gamma Microscopii (γ Mic) est une géante jaune de type spectral G6III, d’une température de 5050 K°, située à environ 223 années-lumière. Il y a 3,9 millions d’années, elle est probablement passée à proximité du Soleil, à environ 1,14 à 3,45 années-lumière de ce dernier.

Epsilon Microscopii (ε Mic) est une étoile blanche de type spectral A1V, d’une température de 9126 K°, sa masse et son rayon sont 2,2 fois supérieurs à ceux du Soleil. Elle est située à environ 166 années-lumière du Soleil.

Thêta¹ Microscopii (θ¹ Mic) est une probable binaire située à environ 179 années-lumière du Soleil. De type spectral A7V et d’une température d’environ 9240 K° ; elle présente des abondances en strontium, chromium et europium.

Thêta² Microscopii (θ² Mic) est un système triple, composé d’une binaire avec deux composantes A et B, d’une période orbitale de 464.66 ans, et d’un compagnon C. L’étoile primaire est blanche, de type spectral A0III, d’une température de 10378 K° , et située à environ 390 al. du Soleil.

Zêta Microscopii (ζ Mic) est une étoile jaune-blanche, située à 115 années-lumière du Soleil, elle présente un type spectral F5 V et une température d’environ 6827 K°.

Iota Microscopii (ι Mic) est une étoile binaire dont la composante visible blanche présente un type spectral F2V, une température de 6997 K° ; elle est située à 121,2 années-lumière du Soleil, on soupçonne qu’il s’agit d’une binaire astrométrique.

Constellation de l’Indien (Indus) :

Zeta Indi (ζ Ind) est une géante orange située à environ 430 années-lumière du Soleil. Son rayon est d’environ 45 fois celui du Soleil, sa luminosité de 446 fois celle du Soleil, c’est une étoile âgée de type spectral K5III et d’une température effective de 3963 K°.

Alpha Indi (α Ind) est une étoile de teinte orangée à mi chemin entre la géante et la sous-géante, de type spectral F0 III-IV et d’une température effective de 4900 K°. Elle est située à environ 100 années-lumière du Soleil, elle pourrait avoir deux compagnes stellaires à environ 2000 ua. d’elle.

Iota Indi (ι Ind) est une géante orange située à 566,96 années-lumière du Soleil ; Elle présente un type spectral K1 II ainsi qu’une température de 4451 K° et se situe dans la branche des géantes brillantes.

Eta Indi (η Ind) est une étoile blanche de type spectral A9IV, d’une température de 7694 K° située à 79 années-lumière du Soleil. Eta Indi semble être un membre de l’association de l’Octans, un groupe de 62 étoiles âgées d’environ 30 à 50 millions d’années, d’un mouvement propre commun.

Theta Indi (θ Ind) est un système binaire dont l’étoile primaire, de couleur blanche, est de type spectral A5 IV-V et d’une température de 8332 K°. Le compagnon B, étoile jaune de la séquence principale, présente un type spectral G0V. θ Ind est située à environ 98,8 années-lumière du Soleil.

Mu Indi (μ Ind) est une étoile orangée de type spectral K2III, elle se situe sur la branche des géantes, sa température est de 4289 K° , elle est située à environ 348,66 années-lumière du Soleil.

Delta Indi (δ Ind) est une étoile blanche double hypergéante de type spectral F0IV et d’une température de 7591 K°. Elle est située à une distance de 184,70 années-lumière du Soleil.

Gamma Indi (γ Ind) est une étoile géante lumineuse jaune-blanc de type spectral F2/3 II et d’une température de 7100 K°. Elle se situe à une distance de 65,51 années-lumière du Soleil.

Bêta Indi (β Ind) est une étoile géante orange lumineuse de type spectral K1 II, d’une température de surface d’environ 4541 K°, elle est située à environ 600 années-lumière du Soleil. Cette géante hybride possède à la fois une couronne chaude et des vents stellaires froids, c’est une forte source de rayons X.

Constellation de La Grue (Grus) :

Gamma Gruis (γ Gru) traditionnellement nommée Aldhanab est une étoile bleue-blanche de type spectral B8IV-Vs, de température de 12520 K°, située à environ 211 années-lumière du Soleil. Sa vitesse rotationnelle est assez rapide de 57 km/s-¹.

Lambda Gruis (λ Gru) est une étoile orangée située à environ 242 années-lumière du Soleil. C’est une géante évoluée de type spectral K3 III, de température de 4269 K°, elle se situe maintenant hors de la séquence principale.

Mu¹ Gruis (μ¹ Gru) est une étoile binaire située à une distance d’environ 2 années-lumière du Soleil. Les deux étoiles composant le système μ¹ Gru orbitent l’une autour de l’autre selon une période de 19 ans, la composante primaire, désignée μ¹ Gru A, est une géante jaune évoluée de type spectral G8 III et d’une température de surface de 5422 K°. La composante secondaire, μ¹ Gru B, est une étoile de type G.

Mu² Gruis (μ² Gru) est une étoile jaune suspectée comme une binaire astrométrique, elle est située à 248 années-lumière du Soleil. La composante primaire est une géante évoluée de type spectral G8 III, d’une température de 5009 K° et d’une magnitude apparente de 5,10.

Delta¹ Gruis (δ¹ Gru) est une géante jaune évoluée de type spectral G6/8 III, elle pourrait consister en un système binaire dont la primaire a une température de surface de 5013 K°. Le système est situé à environ 309 années-lumière du Soleil ; magnitude apparente : 4 ; magnitude absolue : -1,1.

Delta² Gruis (δ² Gru) est une géante rouge évoluée située à 356 années-lumière du Soleil. De type spectral M4.5 IIIa et d’une température de 3560 K°, sa luminosité est de 1359 fois celle du Soleil et sa magnitude absolue est de -0,90. Variable pulsant en de multiples périodes de 20 à 32 jours.

Alpha Gruis (α Gru) traditionnellement nommée Alnaïr (de l’arabe signifiant « la lumière » ou « la brillante ») est une géante bleue-blanche, située à environ 101 années lumière du Soleil. Elle présente un type spectral B6V, une température de surface de 13920 K°, une luminosité de 520 fois celle du Soleil, une magnitude apparente de 1,74 et d’une magnitude absolue de -0,72.

Bêta Gruis (β Gru), formellement nommée Tiaki, est une géante rouge de type spectral M4,5 III, d’une température de 3480 K°, d’une luminosité de 2500 fois celle du Soleil ; magnitude apparente : 2.14 ; magnitude absolue : -1.61, elle se situe à 177 al. Variable de type SRb.

Iota Gruis (ι Gru) est une binaire spectroscopique avec une période orbitale de 409.6 jours. La composante primaire est une géante évoluée jaune de type spectral K1 III, de température de 4695 K° située à 183 années-lumière du Soleil. Elle émet un flux en rayons X.

Tau¹ Gruis (τ¹ Gru) également désignée HD 216435 et HR 8700 est une naine jaune située à environ 108 années-lumière du Soleil. En 2002, une planète extrasolaire, Tau Gru b, d’une masse de 1,26 fois celle de Jupiter, a été découverte autour de τ¹ Gruis.

Tau² Gruis (τ² Gru) également désignée HD 216655 et HD 216656 ; il s’agit d’une paire d’étoiles dont la composante primaire présente un type spectral F6/8 V, une température de surface de 6008 K° ;la paire est située à environ 146 années-lumière du Soleil.

Tau³ Gruis (τ³ Gru) est une étoile blanche de magnitude apparente 5.71 située à 265 années-lumière du Soleil. De type spectral kA5hA7mF2 (raies du calcium K, de l’hydrogène d’une étoile A7 et raies métalliques F2), d’une température de 7735 K°, sa magnitude absolue est de 1.36.

Epsilon Gruis (ε Gru) est une sous-géante bleue-blanche de type spectral A2 Ivn, de température de 8685 K°, située à 129 années-lumière du Soleil. Elle a une vitesse rotationnelle rapide de 235 km/s, elle présente un excès en infrarouge, suggérant la présence d’un disque circumstellaire de poussière en orbite autour d’elle.

Zêta Gruis (ζ Gru) est une géante orangée de type spectral K1 III Fe-1.2 CN-0.5 (fer et cyanure dans le spectre), d’une température de 4778 K° ; elle est située à environ 133 années-lumière du Soleil.

Eta Gruis (η Gru) est une géante rouge évoluée de type spectral K2 III CNIV (étoile à CN intermédiaire), de température effective de 4420 K° située à environ 460 années-lumière du Soleil, de magnitude apparente 4.85 et de magnitude absolue -0.68.

Kappa Gruis (κ Gru) est une géante rouge de type spectral K5 III, 200 fois plus lumineuse que le Soleil et de température de surface de 3990 K° , elle est située à environ 368 années-lumière du Soleil. Sa magnitude apparente est de 5.37 et sa magnitude absolue est de -1.04.

Sigma¹ Gruis (σ¹ Gru) est une étoile blanche, brillant faiblement, de magnitude apparente 6.26, située à 229 années-lumière du Soleil. De type spectral A3 Vn, d’une température de 9230 K°, c’est une source de rayons X et elle a un taux de vitesse rotationnelle relativement rapide de 163.4 km/s.

Sigma² Gruis (σ² Gru) est un système binaire d’étoiles, situé à environ 215 années-lumière du Soleil. La composante primaire est une étoile blanche de la séquence principale, de type spectral A1 V, d’une température de 9549 K°, d’une magnitude apparente de 5.86 – mag. absolue de +1.76.

IC 5267 est une vaste galaxie lenticulaire, d’une vitesse par rapport au fond diffus cosmologique de 1476 km/s correspondant à une distance d’environ 71,1 millions d’années-lumière. C’est aussi une galaxie active de type Seyfert 2. La supernova SN 2011 hs est découverte en 2011 dans IC 5267.

Le Quartet de La Grue : il s’agit d’un groupe de quatre grandes galaxies spirales en interaction, relativement proches les unes des autres et situé à environ 60 à 70 millions d’années-lumière de la Terre :

NGC 7552 : c’est une galaxie spirale barrée, d’une vitesse de 1368 km/s par rapport au CMB (fond diffus cosmologique), correspondant à une distance d’environ 65,9 millions d’années-lumière et découvertes par James Dunlop en 1826 ; galaxie active de type Seyfert 1, LIRG (galaxie LINER lumineuse en infrarouge).

NGC 7582 : c’est une vaste galaxie spirale barrée, d’une vitesse de 1334 km/s par rapport au CMB correspondant à une distance d’environ 64,3 millions d’années-lumière, découverte en 1826 par James Dunlop. Galaxie active de type Deyfert 2, en 1998 elle passe au type Seyfert 1, variations dues probablement à des matériaux moléculaires en orbite à environ plus de 700 km/s. C’est une galaxie à sursauts de formation d’étoiles, un amas d’étoiles de Wolf-Rayet a été découvert.

NGC 7590 : c’est une galaxie spirale, d’une vitesse de 1333 km/s par rapport au CMB correspondant à une distance d’environ 64,3 millions d’années-lumière, également découverte en 1826 par James Dunlop. Elle présente une classe de luminosité II-III, c’est une galaxie de type Seyfert 2, avec une activité de type Seyfert 1 (selon la base de données Simbad).

NGC 7599 : c’est une galaxie spirale, d’une vitesse de 1409 km/s par rapport au CMB correspondant à une distance d’environ 67,8 millions d’années-lumière, découverte par James Dunlop en 1826. D’une classe de luminosité III, c’est aussi une galaxie LINER, dont le noyau présente un spectre d’émission caractérisé par de larges raies d’atomes faiblement ionisés.

Constellation du Phénix (Phoenix) :

Epsilon Phoenicis (ε Phe) est une géante orangée de type spectral K0III, de température de 4750 K°, de magnitude apparente 3.87 et de magnitude absolue 0.65, située à 144 années-lumière.

Tau Phoenicis (τ Phe) également désignée HD 224834 ou HIP 88, est une géante jaune de type spectral G6/8III, de température de 5078 K°, d’une magnitude absolue de 1,64 et située à environ 489 années-lumière du Soleil.

Sigma Phoenicis (σ Phe) est une étoile de la séquence principale, de type spectral B3V, d’une température effective d’environ 17200 K°, de magnitude apparente de 5,17 et située à une distance d’environ 590 années-lumière. Elle a une vitesse rotationnelle rapide de 280 km/s.

Eta Phoenicis (η Phe) est une sous-géante blanche, de type spectral A0IV, d’une température de 9822 K°, d’une magnitude absolue de – 0,03 ; située à environ 246 années-lumière du Soleil, l’étoile primaire a une compagne, nommée η Phe Ab, à une séparation de 6,8 ua, elle est de type spectral G5V. L’étoile primaire possède un disque de débris en orbite.

Pi Phoenicis (π Phe), au sud de la constellation, est une supergéante de classe spectral K0, d’une température de 4451 K°, d’une magnitude apparente de 5.13 et d’une magnitude absolue de 0.65 ; elle est située à 256,69 années-lumière du Soleil. On ne l’aperçoit pas sur ce détail.

Zeta Phoenicis (ζ Phe), également nommée Wurren, est une étoile multiple, probablement un système à quatre étoiles, située à environ 280 années-lumière du Soleil. C’est une binaire à éclipses de type Algol. De type spectral B6V+B9V+A7V+F1V, de température de 14400/12000 K°, sa magnitude absolue varie de -0,37/0,90.

Lambda¹ Phoenicis (λ¹ Phe) est une étoile binaire blanche-bleutée, située à environ 183 années-lumière du Soleil, c’est un membre du Superamas des Hyades. La composante la plus brillante présente un type spectral A0Va, de température de 9931 K°, elle peut former un système binaire de deux étoiles sensiblement équivalentes. Magnitude apparente : 4.76 – Magnitude absolue : 1.14. Un excès en infrarouge suggère un disque de débris en orbite à 46,3 ua de l’étoile.

Lambda² Phoenicis (λ² Phe) ou HD 3302 est une étoile jaune-blanche de la séquence principale de type spectral F6V, d’une température de 6674 K°, de magnitude apparente 5.51 – magnitude absolue absolue 2.72, située à une distance de 118,07 années-lumière du Soleil.

Kappa Phoenicis (κ Phe) est une étoile blanche, de magnitude apparente 3.94, de magnitude absolue 2.05, située à 77,7 années-lumière du Soleil. De type spectral A5IVn avec une vitesse rotationnelle rapide de 245 km/s, d’une température de 7320 K°, elle présente un excès en infrarouge suggérant un disque de débris en orbite à 9 ua. de l’étoile et d’une température de 170 K.

Alpha Phoenicis (α Phe) traditionnellement nommée Ankaa (de l’arabe al-anqa le phoenix) est une binaire spectroscopique, dont l’étoile primaire est une géante orangée d’un rayon de 15 fois celui du Soleil, située à environ 82 années-lumière du Soleil. Les deux composantes orbitent l’une autour de l’autre en 3848 jours (10,5 ans). Le type spectral du système est K0.5 IIIb, d’une température de 4436 K° ; magnitude apparente : 2.37 – magnitude absolue : 0.52.

Bêta Phoenicis (β Phe) est une étoile binaire, de magnitude apparente 3,32, de magnitude absolue -0.61 , d’une température de 5023 K°, située à 200 années-lumière du Soleil. Ses composantes sont toutes deux des géantes jaunes de type spectral G8III.

Delta Phoenicis (δ Phe) est une étoile géante jaune, de magnitude apparente de 3.93 – magnitude absolue : 0.73, située à 142 années-lumière du Soleil. De type spectral G8.5 IIIb, d’une température de 4762 K°, elle fait partie des étoiles du red clump, tirant son énergie de la fusion de l’hélium.

Gamma Phoenicis (γ Phe) est une binaire spectroscopique située à 234 années-lumière du Soleil. La composante primaire est une géante rouge de type spectral M0III, d’une température de 3802 K°, d’une luminosité de 562 fois celle du Soleil, d’une magnitude apparente de 3.41 – magnitude absolue -0.86 . variable de type Lb ? + Bêta Lyr.

Nu Poenicis (ν Phe) est une étoile de la séquence principale située à environ 49,5 années-lumière, c’est un jumeau du Soleil possédant les même propriétés. De type spectral F9VFe+0.4, d’une température de 6066 K°, elle présente un excès en infrarouge suggérant un anneau de poussière à partir de 10 ua de l’étoile et s’étendant bien au-delà, avec une température estimée de 96 K°.

Upsilon Phoenicis (υ Phe) est une étoile binaire blanche située à 197.82 années-lumière du Soleil. C’est une sous-géante de type spectral A3 IV, d’une température de 8486 K°.

Thêta Phoenicis (θ Phe) ou HD 222287 est une étoile double bleue-blanche de la séquence principale, située à 277,68 années-lumière du Soleil. De type spectral A8V et d’une température de 7866 K° ; magnitude apparente : 6.09 – magnitude absolue : 1.44.

Iota Phoenicis (ι Phe) est un système binaire d’étoiles de couleur blanche, situé à environ 254 années-lumière du Soleil. La composante primaire est une étoile de type Ap de la séquence principale, de type spectral A2VpSrEu (strontium,chromium et europium dans son atmosphère stellaire), et d’une température de 7370 K° ; magnitude apparente : 4.71 – magnitude absolue : 0.28.

Chi Phoenicis (χ Phe), aussi désignée HD 12524, est une étoile géante de couleur orangée à rouge, de type spectral K5III, de magnitude apparente 5.14 – magnitude absolue – 0.15, d’une température estimée à 3809 K°, elle est située à environ 372,15 années-lumière du Soleil.

Psi Phoenicis (ψ Phe), située au nord est de Delta Phoenicis, est une géante rouge évoluée, de type spectral M4III, d’une température de 3586 K°, d’une luminosité de 1050 fois celle du Soleil, de magnitude apparente 4.41 – magnitude absolue -0.71, elle est située à 342 années-lumière du Soleil.

Phi Phoenicis (φ Phe) est une binaire spectroscopique située approximativement à 320 années-lumière du Soleil et à l’est de Gamma Phoenicis. La composante primaire est une étoile de type spectral B9V, avec une chimie particulière d’étoile HgMn, d’une température de 10 500 K° ; la composante secondaire, φ Phe B, est une naine jaune supposée d’environ 5500 K° de température. Les deux étoiles sont à une séparation moyenne d’environ 3,4 ua avec une périodede 1126 jours.

A l’est de la constellation du Phénix, on aperçoit l’étoile Achernar ou α Eri située tout au sud de la constellation de l’Eridan ainsi que quelques étoiles de cette constellation : κ Eri, δ Eri, ι Eri, θ Eri ou Acamar et γ Eri. Tout au bord de l’image à gauche, on aperçoit une petite partie de la constellation de l’Horloge.

Notre promenade se termine entre ces constellations du sud, nous repartons dans l’Univers en direction du nord vers le système stellaire GW Orionis parmi le scintillement de millions d’étoiles.