Épsilon Piscis Austrini

Épsilon Piscis Austrini (ε PsA)^[1]​ es una estrella en la constelación de Piscis Austrinus. De magnitud aparente +4,18, es la segunda estrella más brillante de la constelación después de Fomalhaut (α Piscis Austrini). De acuerdo a la nueva reducción de los datos de paralaje de Hipparcos, se encuentra a 487 años luz del Sistema Solar.

Épsilon Piscis Austrini
Datos de observación (Época J2000.0)
Constelación	Piscis Austrinus
Ascensión recta (α)	22h 40min 39,34s
Declinación (δ)	-27º 02’ 37,0’’
Mag. aparente (V)	+4,18
Características físicas
Clasificación estelar	B8Ve
Masa solar	4,10 ± 0,19 M☉
Radio	(3,2 R☉)
Magnitud absoluta	-1,68
Gravedad superficial	3,93 (log g)
Luminosidad	661 L☉
Temperatura superficial	13.294 K
Astrometría
Velocidad radial	3 km/s
Distancia	487 años luz (149 pc)
Paralaje	6,70 ± 0,66 mas
Sistema
N.º de componentes	2?
Referencias
SIMBAD	enlace
Otras designaciones
18 Piscis Austrini / HD 214748 / HR 8628 / HIP 111954 / SAO 191358 / CD-27 16010 / FK5 854
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Épsilon Piscis Austrini es una estrella blanco-azulada de tipo espectral B8Ve. Su luminosidad es 661 veces superior a la luminosidad solar^[2]​ y tiene un radio 3,2 veces más grande que el del Sol.^[3]​ La rápida rotación de la estrella —su velocidad de rotación es superior a 216 km/s—^[2]​ es, quizás, su característica más notable. Como consecuencia de ello, es una estrella Be —al igual que Phact (α Columbae) o Pléyone (28 Tauri)— con un disco ecuatorial caliente. La rápida rotación también hace que la forma de la estrella no sea esférica sino elipsoidal, estando achatada por los polos; su grado de achatamiento se estima en 0,34.^[4]​ Asimismo, su temperatura efectiva aparente es de 11.066 K,^[2]​ pero debido al oscurecimiento gravitatorio —el achatamiento hace que la zona ecuatorial sea menos brillante y menos caliente— su temperatura real alcanza los 13.294 K.^[5]​

Épsilon Piscis Austrini tiene una masa de 4,1 masas solares y está abandonando, si no lo ha hecho ya, la secuencia principal.^[2]​ Puede ser una estrella binaria, pero de su hipotética acompañante nada se sabe.^[6]​

Referencias

1. Eps PsA -- Be Star (SIMBAD)
2. Zorec, J.; Royer, F. (2012). «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy and Astrophysics 537. A120. 
3. Eps PsA, Catalogue of Stellar Diameters (CADARS) (Pasinetti-Fracassini+ 2001)
4. van Belle, Gerard T. (2012). «Interferometric observations of rapidly rotating stars». Astronomy and Astrophysics Review 20 (1). A51. 
5. Frémat, Y.; Zorec, J.; Hubert, A.-M.; Floquet, M. (2005). «Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars». Astronomy and Astrophysics 440 (1). pp. 305-320. 
6. Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 869-879. 

•   Datos: Q5177244