open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Eta Serpentis

**Eta Serpentis** (η Ser / 58 Serpentis / HD 168723) ye una estrella na constelación de Serpens de magnitú aparente +3,26. Asitiada en Serpens Cauda —la cola de la culiebra—, ye la segunda estrella más brillosa del conxuntu de la constelación, namái superada por Unukalhai (α Serpentis). Magar nun tien nome propiu habitual, dacuando recibe'l nome de **Tang**, del mandarín 唐朝 "Táng Cháo", pola dinastía imperial Tang.

Asitiada a 60,5 años lluz del Sistema Solar, Eta Serpentis ye una xigante naranxa o subxigante de tipu espectral K0III-IV, con una temperatura efectivo de 4871 K. La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la midida del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu, 2,98 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so diámetru real, cuasi seis veces más grande que'l del Sol.

Eta Serpentis tien un conteníu metálico inferior al del Sol, con un valor entendíu ente'l 66% y el 72% del mesmu —la cifra exauta varia según autores. Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,0 ± 0,5 km/s. La so masa envalorada ye de 1,84 mases solares y puede tener una edá d'aproximao 2800 millones d'años. Hai unos 150 millones d'años terminó la fusión del so hidróxenu internu y probablemente tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte d'heliu; cuando nun futuru convertir nuna xigante colorada, va ser 25 vegaes más lluminosa que na actualidá.

## Referencies
EU Delphini

**EU Delphini** (EU Del / HD 196610 / HR 7886 / HIP 101810) ye una estrella variable na constelación de Delphinus. Ta asitiada al norte de la constelación, cerca de la estrella U Delphini, tamién variable. La so variabilidá afayóse por T.Y. Espin en 1895. Alcuéntrase a 360 años lluz de distancia de la Tierra.

EU Delphini ye una xigante colorada de tipu espectral M6III con una temperatura efectivo de 3243 K.
El so diámetru angular, midíu per aciu interferometría, ye d'aproximao 12,30 milisegundos d'arcu. Si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, el so radiu estenderíase cuasi hasta la órbita del planeta Venus. La so masa probablemente seya daqué mayor que la del Sol. Trátase d'una estrella nes etapes finales de la so evolución, cuando se volvió inestable y empezó a púlsar; la pulsación dirá acentuándose hasta que la estrella espulse les sos capes esteriores. El nucleu resultante va formar una nana blanca.

EU Delphini ye una de les llamaes variables coloraes de pequeña amplitú» (SARV, del inglés *Small-amplitude Rede Variables*), que les sos variaciones de rellumu son menores que nes variables Mira. Ye una variable semirregular SRB, esto ye, el so periodicidá ta pocu definida. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,79 y +6,90 nun ciclu de 59,7 díes.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles variables

## Referencies
EV Lacertae

**EV Lacertae** (EV Lac / GJ 873 / HIP 112460 / LHS 3853) ye una estrella a solu 16,5 años lluz del Sistema Solar na constelación de Lacerta (Llagartu). Los sos vecinos más próximos son los sistemes estelares Kruger 60, a 4,9 años lluz y Groombridge 34, a 6,2 años lluz.

EV Lacertae ye una nana colorada de tipu espectral M3.5yque la so temperatura efectivo ye de 3410 K.
La so lluminosidá correspuende al 0,17% de la del Sol y la so masa al 33% de la masa solar.
El so radiu ye de 0,31 radios solares y rota rápido —pa ser una nana colorada—, siendo el so periodu de rotación de 4,4 díes.
Tien un fuerte fluxu magnético superficial de 3900 G.
Ye una estrella acandilante, un tipu d'estrella variable que despide fogarales que causen aumentos impredicibles nel so rellumu, siendo la estrella UV Ceti l'exemplu meyor conocíu. Cuando ta inactiva la magnitú aparente de EV Lacertae ye +10,30, pero esta puede aumentar hasta +6,70 mientres les erupciones.

EV Lacertae ye una de les estrelles acandilantes más estudiaes, yá que tamién ye una estrella bien activa. Sirva como exemplu un estudiu realizáu mientres nueve nueches ente 1986 y 1987 onde se repararon 50 fogarales en dichu intervalu. Observaciones llevaes a cabu en 2001 punxeron de manifiestu que los fogarales tienen llugar en toles llonxitúes d'onda estudiaes, dende ondes de radio hasta rayos X. Los fogarales pueden esplicase considerando un gran volume magnético, comparable al discu estelar, y qu'implica electrones atrapaos, qu'aparra nun intervalu de delles hores.

### Enorme fogaral

El 25 d'abril de 2008, dellos astrónomos de la NASA detectaron al traviés del satélite Swift una enorme fogaral en EV Lacertae. Esti fogaral foi miles de vegaes más potente que la mayor reparada hasta agora nel Sol, conteniendo millones de vegaes superior que la enerxía d'una bomba nuclear. Fogarales como esta pueden afarar l'atmósfera de planetes onde hubiera vida, esterilizando la so superficie.

## Referencies
EZ Aquarii

**EZ Aquarii** ye un sistema triple que falta de la Tierra aproximao 3.4 pc o 11.08 A.N. Pertenez a la constelación d'Acuariu. Los sos trés componentes tienen tipu espectral M y son nanes coloraes. La componente principal ye tamién una binaria espectroscópica.

El movimientu propiu de EZ Aquarii puede ser afayáu por Willen Jacob Luyten (1899-1994). Los trés paecen ser nanes coloraes de tipu M. Siquier una de les trés estrelles ye una estrella acandilante, pero ye bien débil pa ser reparada a güeyu.

EZ Aquarii A ye una nana colorada de secuencia principal de tipu M5.0-5.5 (Ve) variable, d'un décimu de la masa solar (0.1187) y lluminosidá de 8.7-12/100.000 vegaes la del Sol.
 
EZ Aquarii B ye una nana colorada de tipu M con una lluminosidá de solu 34/1.000.000 vegaes la del Sol y alredor d'un décimu de la so masa.

EZ Aquarii C, como les otres dos probablemente seya una nana colorada tipu M, de menos d'un décimu de masa solar.

Una busca d'oxetos col telescópio espacial Hubble nun apurrió evidencia d'oxetos de tipu xovianu o nanes marrones alredor del sistema triple. 

El sistema más cercanu ye Lacaille 9352, 1.29 pc o 4.21 años-lluz.

## Referencies
* van Maanen, A., "Preliminary Parallaxes of Luyten 789-6 and Wolf 424", 12/1939, *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*, Vol. 51, Non. 304.
* Woitas, J.; Leinert, Ch.; Jahreiß, H.; Henry, T.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H., "The nearby M-dwarf system Gliese 866 revisited", 1/2000, *Astronomy and Astrophysics*, v. 353.

## Ver tamién
* Llista d'estrelles cercanes a la Tierra

## Referencies

## Enllaces esternos
* Sol Station — EZ Aquarii
EZ Muscae

**EZ Muscae** (EZ Mus / HD 116890 / HR 5066) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,19 asitiada na constelación de Musca. 
Alcuéntrase a 698 años lluz de distancia del Sistema Solar.

EZ Muscae ye una estrella de tipu espectral B8V —tamién clasificada como B9psi— con una temperatura efectivo de 12.940 K.
Tien una lluminosidá 427 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa de 4,0 ± 0,2 mases solares.
El so radiu ye 3,2 vegaes más grande que'l del Sol.
Con una edá de 132 millones d'años, ta terminando la so etapa como estrella de la secuencia principal.

EZ Muscae ye una estrella químicamente peculiar —en concretu una estrella Bp con llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un intensu campu magnéticu llonxitudinal de -292 G.
De rellumu variable, ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum.
Estes variables —ente les que cabo citar a μ Leporis o β Hydrae— amuesen una variación de rellumu inferior a 0,1 magnitúes; asina, la variación de rellumu de EZ Muscae ye de 0,09 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 4,3127 díes.

## Referencies
F Carinae

**f Carinae** (f Car) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +4,51.
La paralax midida pol satélite Hipparcos —5,39 ± 0,14 milisegundos d'arcu— emplaza a f Carinae a 605 años lluz del Sistema Solar, siendo'l error na midida del 2,6%.
El so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 5,7 millones d'años, cuando tuvo a una distancia de 233 años lluz.
Nesi momentu'l so rellumu algamó magnitú 2,43.

f Carinae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2.5V(y).
Tien una temperatura efectivo de 18.513 K.
Envalórase que'l so radiu ye 4,5 vegaes más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 283 km/s.
L'enclín del so exa de rotación al respective de la llinia de visión ye de 54º.
La so lluminosidá ye 1413 vegaes superior a la del Sol.
Anque tien una masa de 7,1 ± 0,1 mases solares, ésta queda per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Tien una edá de 32 millones d'años, lo que correspuende a un 0,7% de la edá del Sol.

f Carinae ye una estrella variable, polo que recibe la denominación de **V334&nbsp;Carinae**.
Ye una estrella Be —como α Arae o PP Carinae— que la so variación de rellumu ye de 0,11 magnitúes.

## Referencies
F Puppis

**F Puppis** (F Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del antiguu Navío Argos.
De magnitú aparente +5,25, alcuéntrase a 463 años lluz del Sistema Solar.
Fai 3,7 millones d'años —nel pliocenu— foi cuando tuvo a una menor distancia al respective de la Tierra, 126 años lluz, algamando entós el so rellumu magnitú +2,42.

## Carauterístiques
F Puppis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, clasificada tamién como A0V.
Al igual que'l Sol, la so enerxía provién de la fusión del so hidróxenu internu, pero ye considerablemente más caliente y lluminosa que la nuesa estrella.
Tien una temperatura efectivo de 9060 K y la so lluminosidá ye 121 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Sicasí, paez tar terminando la so etapa na secuencia principal, siendo la so lluminosidá mayor que la d'otres conocíes estrelles A1V como Merak (β Ursae Majoris) o α Lacertae.
Xira a una velocidá de rotación de siquier 48 km/s.
Tien una masa de 2,96 ± 0,05 mases solares y una edá averada de 675 millones d'años.

F Puppis nun tien de ser confundida con f Puppis (HD 61330).

## Referencies
FF Andromedae

**FF Andromedae** (FF And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente media +10,38, alcuéntrase visualmente a pocu más de 2º al nordeste de π Andromedae.
Alcuéntrase a 76 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
FF Andromedae ye, en primer instancia, una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes de tipu espectral M1Ve.
Práuticamente iguales, la temperatura efectivo de dambes ta entendida ente 3600 y 3890 K.
Caúna d'elles porta una masa ente 0,41 y 0,55 mases solares.
El so radiu puede tar en redol al 65% del radiu solar y xiren sobre sigo mesmes con una elevada velocidá de rotación de siquier 14 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 2,1703 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,03 UA.
El planu orbital ta inclináu 60º y nun ye una binaria eclipsante.

El proyeutu 2MASS dexó detectar una estrella de bien baxa masa —alredor de 0,09 mases solares— que se mueve alredor de la binaria.
Emplega 4358 díes en completar una órbita.

## Variabilidá

FF Andromedae ye una variable BY Draconis que la so amplitú de variación ye de cerca de 0,9 magnitúes.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de FF Andromedae ye de 0,035×1024 W.

Piénsase, amás, que les componentes de la binaria son estrelles acandilantes.

## Referencies
FF Aquilae

**FF Aquilae** (FF Aql) ye una estrella variable na constelación del Águila de magnitú aparente media +5,31. La midida de la so paralax llevada a cabu col Telescopiu espacial Hubble (2,81 ± 0,18 milisegundos d'arcu) dexó calcular la so distancia al Sistema Solar, aproximao 1160 años lluz.

FF Aquilae pertenez al grupu de les cefeides, clase de variables pulsantes qu'amuesen modulaciones periódiques na so lluminosidá desaxeradamente regulares, siendo Mekbuda (ζ Geminorum) y η Aquilae —esta postrera tamién na constelación de l'Águila— dos de les sos más conocíes representantes. El rellumu de FF Aquilae bazcuya ente la magnitú +5,18 y +5,68 a lo llargo d'un periodu de 4,470916 díes.
La estimación del so diámetru angular (0,48 milisegundos d'arcu), xunida a la distancia calculada a partir de la so paralax, da como resultáu un diámetru real aproximao 18 vegaes más grande que'l del Sol. Esti valor nun ye escesivu pa una estrella de les sos carauterístiques; como exemplu, η Aquilae tien un diámetru unes 60 vegaes mayor que'l diámetru solar. FF Aquilae tien una masa averada de 4,5 mases solares y una edá de 50 ± 4 millones d'años.

La metalicidá de FF Aquilae ye comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,02).
Cobre, cinc y itriu son casi'l doble d'abondosos que nel Sol, pero elementos como carbonu y magnesiu son deficitarios ([C/H] = -0,26).

FF Aquilae ye, amás, una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 1432,4 díes. La compañera paez ser una estrella de la secuencia principal de tipu F1V con una masa de 1,6 mases solares, separtada de la estrella principal unes 4,5 UA.

## Ver tamién
*Llista d'estrelles variables

## Referencies
EW Lacertae

**EW Lacertae** (EW Lac / HD 217050) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada na parte central de la mesma a 25 segundos d'arcu en ascensión reuta de la llende cola constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 821 años lluz de distancia del Sistema Solar.

## Carauterístiques
De tipu espectral B4IIIpe, EW Lacertae ye una de les estrelles Be más complexes y más reparaes.
Tien una temperatura efectivo de 17.900 K y la so lluminosidá ye 3.235 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa siete veces mayor que la masa solar, tien una edá averada de 40 millones d'años.

## Variabilidá
EW Lacertae ye una variable eruptiva del tipu Gamma Cassiopeiae qu'esperimenta perda de masa dende la so zona ecuatorial, consecuencia de la so rápida velocidá de rotación de 350 km/s.
Ta catalogada como una estrella con envoltura; la envoltura paez variar nun ciclu d'unos 19 díes.

El rellumu de EW Lacertae bazcuya ente magnitú aparente +5,22 y +5,48, anque esta amplitú ye variable. En distintes dómines el periodu foi camudando de 0,7364 díes en 1951 para dempués fluctuar ente 0,800 y 0,700 díes; en 1981 el so periodu yera de 0,711 díes, aumentando darréu a 0,722 díes.
Coles mesmes esiste una variación al llargu plazu nuna escala de tiempu de 3000 díes.
El so espectru tamién indica pulsaciones cuasi-periódiques d'aproximao 1 día.
Reparóse que la estrella ye más brillosa cuando ye más azul.

## Referencies
EX Ceti

**EX Ceti** (EX&nbsp;Cet) ye una estrella de magnitú aparente +7,66 encuadrada na constelación de Cetus.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 78 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Forma parte de l'Asociación estelar de Hércules-Lyra, a la que tamién pertenecen, ente otres, υ Aquarii y HN Pegasi.

## Carauterístiques
EX Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G5V, daqué más fría y tenue que nuesu Sol, y d'asemeyaes carauterístiques a les de 61 Virginis o LW Comae Berenices.
Tien una temperatura efectivo de 5303 ± 42 K y la so lluminosidá bolométrica equival al 44% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu correspuende al 80% del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2 km/s.
Con una masa un 14% inferior a la del Sol, nun esiste un claru consensu tocantes a la so antigüedá.
Pola so pertenencia a l'Asociación estelar Hércules-Lyra, envaloróse la so edá en 200 millones d'años, pero otru estudiu amenorga esta cifra hasta los 40,7 millones d'años.

EX Ceti evidencia un conteníu metálico igual a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = 0,00.
Anque amuesa ciertu empobrecimientu en sodiu y níquel ([Ni/H] = -0,21), el so conteníu relativo d'azufre dobla l'esistente nel Sol.

## Variabilidá
EX Ceti ye una variable BY Draconis, siendo l'amplitú de la so variación de 0,02 magnitúes.
Nestes variables —ente les que se cunten les tamién nanes marielles ξ Bootis A o LW Comae Berenices— les variaciones de lluminosidá débese a la esistencia de manches na superficie estelar o otru tipu d'actividá cromosférica.
El periodu d'estes variables ta rellacionáu cola rotación estelar, siendo de 7,15 díes nel casu d'EX Ceti.

## Referencies
FF Virginis

**FF Virginis** (FF Vir) ye una estrella de magnitú aparente +7,12 na constelación de Virgu que s'alcuentra 3º al norte de φ Virginis.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 347 ± 24 años lluz de distancia del Sistema Solar.

FF Virginis ye una estrella blanca de tipu espectral A2p, onde la «p» indica que ye una estrella químicamente peculiar.
La so temperatura efectivo ye de 9330 - 9500 K y la so lluminosidá ye 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,15 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s, completando una vuelta cada 130 díes.
La so masa ye ente 2 y 2,3 vegaes mayor que la masa solar pero nun esiste consensu tocantes a la so edá; mientres una fonte señala una edá de namái 11 millones d'años, otra alza esta cifra hasta los 114 millones d'años.

FF Virginis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que presenta una variación de rellumu de 0,06 magnitúes.
El so espectru amuesa llinies d'absorción fuertes de cromu y estronciu y, como ye característicu d'esta clase de variables, tien un gran campu magnéticu ( = 1859 G).
Esta estrella tamién ye conocida como **Estrella de Preston**, yá que foi l'astrónomu George W. Preston quien en 1970 punxo de manifiestu que'l so campu magnéticu y el so espectru yeren variables, según que lo elementos más pesaos concentrar nes rexones onde'l campu superficial ye más intensu.

## Referencies
FG Sagittae

**FG Sagittae** (FG Sge) ye una estrella variable de carauterístiques escepcionales asitiada na constelación de Sagita, la flecha.
D'alcuerdu a la paralax llograda pol satélite Hipparcos (5,38 ± 1,77 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 606 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
FG Sagittae ye una estrella superxigante que s'atopa nel centru d'una nebulosa planetaria moza, denomada He 1-5, qu'espulsó hai unos pocos miles d'años.
Evolucionó significativamente nos últimos años, camudando'l so tipu espectral de B4Ia en 1955 a A5Ia en 1967, a F6Ia en 1972 y anguaño ye una estrella naranxa de tipu espectral K2Ib. Ye un casu únicu d'una estrella que nel intre d'una vida humana camudó de color azul a naranxa col subsiguiente descensu de la so temperatura.

Piénsase que, nel momentu del so descubrimientu, FG Sagittae yera una estrella post-RAG qu'empezara a espulsar les sos capes esternes pa formar una nebulosa planetaria.
La estrella probablemente empezó a aumentar el so rellumu a finales del sieglu XIX de resultes de la ignición nuclear d'una fina capa d'heliu qu'arrodiaba'l nucleu inerte d'oxíxenu-carbonu.
La enorme enerxía lliberada en dichu procesu favoreció la espansión de les sos capes esternes; como toles estrelles xigantes, FG Sagittae esfrecióse cuando la so lluminosidá foi distribuyida sobre un área superficial muncho más grande.
Como resultancia, mientres delles décades FG Sagittae fíxose muncho más brillosu pero tamién muncho más colorada.

N'última instancia, FG Sagittae ye un oxetu de flax del heliu final, similar al Oxetu de Sakurai, a puntu de faer una rápida transición escontra una nana blanca.

Les estrelles que, como FG Sagittae, alcuéntrase nes últimes fases de la so vida sufren cambeos importantes na so composición química; per una parte, empiecen a perder les sos capes esternes, formaes sobremanera por hidróxenu y heliu, quedando una fracción cada vegada mayor de la masa estelar compuesta por material resultante de la fusión nuclear.
Como munches estrelles AGB, l'espectru de FG Sagittae amuesa munchos elementos provenientes del procesu-s realzaos.
La bayura d'hidróxenu na so superficie ta menguando, posiblemente pola perda de masa estelar al crease la nebulosa planetaria.
La bayura d'heliu na superficie podría tar tamién aumentando, lo que puede ser un signu de que ta xubiendo material dende l'interior.

## Variabilidá
La variabilidá de FG Sagittae foi detectada per vegada primera en 1944 por Cuno Hoffmeister.
La so magnitú aparente, que yera +13 en 1900, aumentó hasta +9 mientres los 60 años siguientes pa volver atenuase hasta magnitú +14 en 1992, con un mínimu marcáu de +16 en 1996. Dende los años 1990, pórtase como una variable R Coronae Borealis, con escurecimientos y recuperaciones parciales producíos por polvu qu'escurez la estrella.
Ye una incógnita si esti comportamientu va siguir nel futuru, pero piénsase que posiblemente estos sópitos cambeos van prosiguir hasta que s'escose'l gas de la capa d'heliu, procesu que puede durar dellos sieglos.

## Referencies
FH Leonis

**FH Leonis** ye una estrella binaria na constelación de Leo asitiada a 24 minutos d'arcu de ξ Leonis. Alcuéntrase a 383 años lluz del Sistema Solar.

FH Leonis ta compuesta por **HD 96273** (HIP 54268) y **BD+07 2411B**, visualmente a 8,31 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia ente elles de siquier 936 UA. HD 96273 ye la componente más brillosa del sistema con magnitú aparente +8,70. Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F8 con una temperatura efectivo de 6450 K. Tien una velocidá de rotación mínima de 6,7 km/s, con una metalicidá equivalente al 56% de la solar. Pela so parte, BD+07 2411B ye una nana mariella de tipu G3V y magnitú en banda B +10,6. Con una temperatura de 5875 K, la so velocidá de rotación —5,2 km/s— y metalicidá son bien asemeyaes a les de HD 96273, confirmando la rellación física ente dambes estrelles.

El sistema foi catalogáu como una variable cataclísmica —d'ende'l so denominación de variable FH Leonis— cuando'l satélite Hipparcos rexistró un sópitu aumentu nel so rellumu qu'unvió nunos 13 díes, con un posible segundu eventu 170 díes dempués. Les midíes nun dexen estremar en cual de les dos estrelles prodúxose l'españíu. Posteriores estudios del sistema refuguen el so calter de variable cataclísmica y cuestionen inclusive la so variabilidá. El socesu pudo tar causáu por otru oxetu na mesma llinia de visión, pola interaición magnética con un compañeru invisible, por acrecimientu planetariu o por un socesu de microlente. Tampoco puede escluyise que'l so orixe fuera la contaminación por lluz esvalixao del planeta Xúpiter.

## Referencies


* V* FH Leo - Cataclysmic Variable Star (SIMBAD)
* BD+07 2411B - Star in double system (SIMBAD)
*
Fi Andromedae

**Fi Andromedae** o **Phi Andromedae** (φ And / 42 Andromedae / HD 6811) ye una estrella binaria de la constelación d'Andrómeda. Tamién la conoz pol nome tradicional de **Keun Nan Mun**, que comparte con χ Andromedae. El nome provién de la frase en mandarín 軍南門 *jūnnánmén*, que significa «el portal sur del campamentu». De magnitú aparente +4,26, alcuéntrase a unos 740 años lluz de distancia de la Tierra.

**Fi Andromedae A**, la componente principal, ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6 IV y magnitú 4,54. Les temperatures nun pudieron ser midíes individualmente al tar les dos estrelles bien próximes, pero asumiendo una temperatura de 14.000 K para Fi Andromedae A, la so lluminosidá (correxida cola radiación emitida nel ultravioleta) sería 1980 vegaes superior a la del Sol. **Fi Andromedae B** ye una estrella tamién blancu-azulada, pero inda en secuencia principal, siendo'l so tipu B9 V. La so magnitú ye 5,55 y la so lluminosidá ye 350 vegaes mayor que la solar. La separación ente dambes varia ente 80 y 140 UA con un periodu orbital de 372 años, magar los parámetros orbitales pueden contener errores yá que namái se pudo reparar una parte de la órbita. El apoastru —máxima separación ente los dos componentes— va tener llugar en 2075.

Fi Andromedae A ye una estrella Be, una clase d'estrelles arrodiaes por un discu circumestelar que produz llinies d'emisión nel espectru. Estes estrelles tienen siempres una elevada velocidá de rotación (del orde de 200 - 300 km/s), polo que'l valor midíu pa Fi Andromedae, 81 km/s, implica que'l so exa de rotación ta bastante inclináu al respective de la Tierra. 

## Referencies

* Phi Andromedae (SIMBAD)
* Phi Andromedae (Stars, Jim Kaler)
Fi Aquarii

**Fi Aquarii** o **Phi Aquarii** (φ Aqr / 90 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,22. Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.

Fi Aquarii ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura superficial de 3760 K.
La so lluminosidá —incluyendo una importante cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo— ye 265 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos parámetros dexen envalorar el so radiu, 38,5 vegaes más grande que'l del Sol.
Asitiada un grau al sur de la eclíptica, Fi Aquarii ye despintáu dacuando pola Lluna, lo que dexa, en función del tiempu qu'emplega'l discu llunar en cubrir la estrella, calcular el so radiu per aciu esta téunica, llográndose un valor de 32,7 radios solares.

Modelos d'evolución estelar revelen que la lluminosidá y temperatura de Fi Aquarii son cuasi idéntiques a les que va tener el nuesu Sol con una edá de 12.200 millones d'años.
Nesti sentíu, ye interesante reparar güei a Fi Aquarii pa ver como va ser el nuesu Sol dientro de 7600 millones d'años.
Piénsase que Fi Aquarii remató la fusión del hidróxenu hai 2400 millones d'años y anguaño ta aumentando en rellumu con un nucleu inerte d'heliu. Nun futuru relativamente cercanu, va empezar a fundir l'heliu en carbonu y oxíxenu, tresformándose nuna de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu.

## Referencies
Fi Ceti

**Fi** o **Phi Ceti** (φ Cet) puede facer referencia a cuatro estrelles distintes na constelación de Cetus:

* **[[Fi1 Ceti|φ<sup>1</sup> Ceti]]** (17 Ceti)
* **[[Fi2 Ceti|φ<sup>2</sup> Ceti]]** (19 Ceti)
* **[[Fi3 Ceti|φ³ Ceti]]** (22 Ceti)
* **[[Fi4 Ceti|φ<sup>4</sup> Ceti]]** (23 Ceti)

## Referencies

## Enllaces esternos
Fi Cassiopeiae

**Fi Cassiopeiae** o **Phi Cassiopeiae** (φ Cas / 34 Cassiopeiae) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,95. Visualmente atopar nun estremu del cúmulu abiertu NGC 457, conocíu en astronomía amateur como «cúmulu de ET», pero piénsase que s'atopa delantre del mesmu y que nun ye un miembru d'él. La distancia a la que s'atopa Fi Cassiopeiae de la Tierra ta suxeta a un altu grau d'incertidume, pudiendo tar ente 2300 y 4500 años lluz; seya que non ye una distancia inferior a los 7900 - 9000 años lluz que nos dixebren de NGC 457, anque dada la gran incertidume esistente en tala midida, podría tar inclusive a la distancia d'ésti.

## Carauterístiques
Les carauterístiques físiques de Fi Cassiopeiae correspuenden a una superxigante blancu-mariella de tipu espectral F0Ia. Si acepta la distancia de 4500 años lluz a Fi Cassiopeiae, los parámetros de la estrella correspuenden a una lluminosidá de 70.000 soles, un radiu de 0,75 UA y una masa 17 vegaes mayor que la masa solar; nel casu de que tuviera a la distancia de NGC 457, los valores seríen una lluminosidá de 215.000 soles, una masa de 25 mases solares, y una edá de 6 millones d'años inferior a la del cúmulu—. Una distancia de 4500 años lluz, sicasí, ye la que ye más consistente coles carauterístiques físiques de delles estrelles acompañantes, **Fi Cassiopeiae C** —a 134 segundos d'arcu—, **Fi Cassiopeiae D** —a 179 segundos d'arcu— y **Fi Cassiopeiae Y** —a 170 segundos d'arcu—. Anque estes estrelles nun paecen tar gravitacionalmente xuníes a Fi Cassiopeiae, comparten un movimientu común al traviés del espaciu porque probablemente tienen un mesmu orixe. Otra estrella denomada **Fi Cassiopeiae B** nun ta rellacionada con elles como se deduz pol so distintu movimientu.

## Referencies
Fi Draconis

**Fi Draconis** (φ Dra / 43 Draconis / HD 170000) ye un sistema estelar na constelación del Dragón.
Según la tradición árabe ye conocíu como **Batentabán Australis**, ente qu'en China yera **Shaou Pih**, «el ministru menor».
Alcuéntrase a 303 años lluz del Sistema Solar.

Fi Draconis consta de dos estrelles separaes 0,5 segundos d'arcu, Fi Draconis A y Fi Draconis B.
**Fi Draconis A** ye, de la mesma, una binaria espectroscópica —les componentes denominaes Aa y Ab— con un periodu orbital de 26,7 díes y una separación ente elles de 0,3 UA.
Anque los parámetros de les distintes estrelles nun son bien conocíos, sábese que **Fi Draconis Aa** ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0p.
Tien una temperatura efectivo averada de 11.300 K y ye 185 vegaes más lluminosa que'l Sol. La so masa asitiar nel rangu de 3,2 - 3,4 mases solares. 
Amás, ye una estrella peculiar y variable Alfa2 Canum Venaticorum; presenta manches magnéticos riques en siliciu y el so campu magnéticu mediu ye 700 vegaes mayor que'l campu magnéticu terrestre. La so velocidá de rotación —calculada a partir de les variaciones de rellumu provocaes poles manches magnétiques— ye de 84 km/s, dando llugar a un periodu de rotación de 1,72 díes.
Bien pocu sábese sobre la so cercana acompañante, **Fi Draconis Ab**, que la so masa podría ser doble de la del Sol.

Pela so parte, **Fi Draconis B** ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal —probablemente de tipu A4— que la so lluminosidá ye 30 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa ye de 2,2 ~ mases solares. 
Completa una órbita alredor de la binaria Fi Draconis A cada 307,8 años y, anque la separación media con ella ye de 90 UA, l'acusada escentricidá fai qu'ésta varie ente 22 y 157 UA. El próximu periastru —mínima separación ente componentes— va tener llugar en 2116.
El sistema tien una edá envalorada de 210 millones d'años.

## Referencies
Fi Herculis

**Fi Herculis** (φ Her / 11 Herculis) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,23.
Ye una binaria espectroscópica que s'atopa a 204 años lluz del Sistema Solar.

## Fi Herculis A
La primaria del sistema, **Fi Herculis A**, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
Tien una temperatura superficial de 11.525 K y ye 92 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so diámetru puede ser tres veces más grande que'l diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Asumiendo una edá pal sistema de 210 millones d'años, la masa de Fi Herculis A ye de 3,05 mases solares.

Fi Herculis A ye una estrella de mercuriu-manganesu, identificada como tal en 1965 por K. Osawa.
Sicasí, el so peculiar espectru foi yá reconocíu nel catálogu Henry Draper (1922); yá que la mayor parte d'estes estrelles son identificaes polos sos espectros d'alta resolución, el que fuera afayada en dichu catalogo pon de manifiestu les sos acusaes carauterístiques como estrella de mercuriu-manganesu.
Como otres estrelles d'estes carauterístiques, amuesa un escesu de manganesu —yá detectáu por W.W. Morgan en 1933— y de mercuriu.
Esti últimu metal ye unes 50.000 vegaes más abondosa que nel Sol.
Los elementos llixeros amuesen niveles solares o llixeramente subsolares, magar escandiu y cromu son claramente sobreabundantes.
Otra manera, el níquel ye deficitariu, anque tolos elementos evaluaos con númberu atómicu cimeru a 28 son más abondosos que na nuesa estrella.

## Fi Herculis B
**Fi Herculis B** ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A8V.
La diferencia de rellumu con Fi Herculis A ye de 2,57 magnitúes.
Tien una temperatura de 8000 K y la so velocidá de rotación ye de siquier 50 km/s, enforma mayor que la del so acompañante. La so masa ye un 61% mayor que la del Sol.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 564,7 díes y la órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,47).

## Referencies
Fi Leonis

**Fi Leonis** (φ Leo / 73 Leonis / HD 98058) ye una estrella na constelación de Leo de magnitú aparente +4,47. Ta asitiada a 195 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Fi Leonis ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IVn, lo qu'implica que ye una estrella n'evolución más lluminosa y con mayor diámetru qu'una estrella blanca de la secuencia principal. En dicha etapa remató la fusión del hidróxenu nel nucleu estelar, contraer ésti, lo que provoca un aumentu de temperatura que tresllada la fase de fusión d'hidróxenu a la capa qu'arrodia'l nucleu.

Con una lluminosidá 51 vegaes mayor que la lluminosidá solar, el diámetru de Fi Leonis ye 2,9 vegaes más grande que'l del Sol. 
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín cola que reparamos la so exa de rotación— ye de 250 km/s.
Tien una temperatura efectivo de 7481 K y una masa 2,30 vegaes mayor que la masa solar.
La so edá envalórase en 410 millones d'años.

Una tenue estrella de magnitú +9,3, visualmente a 88 segundos d'arcu, pue tar físicamente acomuñada con Fi Leonis.

## Referencies
Fi Ophiuchi

**Fi Ophiuchi** (φ Oph / 8 Ophiuchi) ye una estrella na constelación de la Ophiuchus de magnitú aparente +4,29.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 244 años lluz del Sistema Solar.

## Carauterístiques
Fi Ophiuchi ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G9III, clasificada tamién como G8IIIa.
Tien una temperatura efectivo de 5023 K —5180 K según otru estudiu—y una lluminosidá 71 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son paecíes a les de la componente más fría de Capella (α Aurigae) o a les de Vindemiatrix (ε vriginis).

Fi Ophiuchi, con una masa 2,96 vegaes mayor que la masa solar, evidencia una metalicidá mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,20).
Tocantes al so tamañu, el so diámetru calculáu a partir de modelos teóricos— ye 11 vegaes más grande que'l del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,0 km/s.
Tien una edá envalorada ente 354 y 510 millones d'años y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.

## Referencies
Fi Orionis

**Fi Orionis** o **Phi Orionis** (&phi; Ori) puede facer referencia a dos estrelles distintes na constelación d'Orión:

* **[[Fi1 Orionis]]** (37 Orionis), estrella blanco-azulada distante a más de 1000 años lluz.
* **[[Fi2 Orionis]]** (40 Orionis), xigante naranxa asitiada a 118 años lluz.
Fi Geminorum

**Fi Geminorum** (φ Gem / 83 Geminorum) ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +4,98.
Anque nun tien nome propiu, xunto a θ Geminorum, ι Geminorum, ν Geminorum y τ Geminorum, yera conocida como **Woo Chow Shih** o **Woo Choo How**, «Los Siete Príncipes Feudales de China».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 223 años lluz de distancia del Sistema Solar.
 
Fi Geminorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Asemeyáu a Heze (ζ Virginis) o Megrez (δ Ursae Majoris), la so temperatura superficial ye de 8375 K.
Tien una lluminosidá 44 vegaes superior a la lluminosidá solar, superior a la d'estrellar enantes citaes.
Ello ye consecuencia de la so mayor masa —2,32 vegaes mayor que la masa solar—, según el so estáu evolutivu más avanzáu —percorrió'l 83% del so trayeutu dientro de la secuencia principal.
El so diámetru angular envaloráu, 0,56 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 4,1 vegaes más grande que'l radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 160 km/s.

Fi Geminorum ye una binaria visual que'l so periodu orbital ye de 581,75 díes.
La órbita ye circular.
Nada se sabe sobre la so compañera estelar.

## Referencies
Fi Gruis

**Fi** —o **Phi**— **Gruis** (φ Gru / HD 219693 / HR 8859 / HIP 115054) ye una estrella na constelación de la Grulla de magnitú aparente +5,55.
Alcuéntrase a 113 años lluz de distancia del Sistema Solar.

Fi Gruis una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V. La so temperatura efectivo, según la fonte consultada, ta entendida nel rangu de 6531 a 6554 K.
El so radiu ye un 89% más grande que'l radiu solar y, con una velocidá de rotación proyeutada de 19,9 km/s, completa una vuelta en menos de 5,14 díes.
Tocantes a la so rotación, les estrelles de la secuencia principal que funden hidróxenu —como'l Sol— estremar de forma bastante definida a una temperatura superficial de 6500 ~ K; aquelles que la so temperatura ta debaxo d'esti valor xiren amodo, les que lo superen facer muncho más apriesa. El motivu d'ello ye que les estrelles más fríes, onde los gases muévense turbulentamente de riba abaxo, xeneren campos magnéticos que son abasnaos por vientos. Estos campos magnéticos, actuando mientres miles de millones d'años, ralenticen la rotación de les estrelles más fríes.
Fi Gruis, llixeramente percima de la llende de temperatura que dixebra dambos grupos, rota a una velocidá cuasi 10 vegaes mayor que la del Sol, magar esti valor puede ser sensiblemente mayor en función del enclín de la so exa al respective de la Tierra.

Fi Gruis tien un conteníu metálico igual al 81% del que tien el Sol ([Fe/H] = -0,09).
Un 42% más masiva que'l Sol, la so edá envalórase en 2100 millones d'años.

## Referencies
Fi Pavonis

**Fi Pavonis** o **Phi Pavonis** (&phi; Pav) puede facer referencia a dos estrelles distintes na constelación de Pavu:

* **[[Fi1 Pavonis]]**, estrella de magnitú 4,75 a 90 años lluz.
* **[[Fi2 Pavonis]]**, estrella de magnitú 5,11 asitiada a 79 años lluz.
 

## Referencies

## Enllaces esternos
Fi Sagittarii

**Fi Sagittarii** (φ Sgr / 27 Sagittarii / HD 173300) ye una estrella na constelación de Saxitariu.
De magnitú aparente +3,17, ye'l novenu puntu más brillosu na so constelación.
Xunto a Nunki (σ Sagittarii), Askella (ζ Sagittarii) y τ Sagittarii, formaba una parte de la casona llunar árabe *Al Naʽām* o *Al Naʽāïm al Ṣādirah*.

## Carauterístiques
Fi Sagittarii ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8 catalogada como xigante o subxigante.
Tien una temperatura efectivo de 12.100 K —13.490 K según otra fonte— y relluma con una lluminosidá 475 vegaes superior a la lluminosidá solar, incluyendo la radiación emitida como lluz ultravioleta.
La midida del so diámetru angular —0,567 milisegundos d'arcu— dexa calcular el so radiu, 4,7 vegaes más grande que'l del Sol, cifra que concuerda cola llograda a partir de la so temperatura y lluminosidá.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 35 km/s, magar dicha cifra namái ye una llende inferior, pos el valor real depende del enclín del so exa de rotación.
Tien una masa ente 4 y 4,2 mases solares y la so edá envalórase en 165 millones d'años.

Fi Sagittarii alcuéntrase a 239 años lluz del Sistema Solar.
Fai dos millones d'años tuvo a namái 152 años lluz, algamando'l so rellumu entós magnitú +2,19.

## Referencies
Fi Serpentis

**Fi Serpentis** (φ Ser / HD 142980 / HR 5940) ye una estrella asitiada en Serpens Caput, una de les dos rexones que formen la constelación de Serpens.
De magnitú aparente +5,54, alcuéntrase a 227 años lluz del Sistema Solar.

Fi Serpentis ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV con una temperatura efectivo ente 4493 y 4571 K, valor que varia según la fonte consultada.
Ye 35 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un diámetru unes 10 vegaes más grande que'l diámetru solar; el so tamañu ye comparable al de η Serpentis, xigante naranxa na constelación de Serpens.
Fi Serpentis xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,6 km/s; esti valor ye namái una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín de la so exa de rotación respeutu al observador terrestre.

Fi Serpentis ostenta un conteníu metálico comparable al solar, tando'l so índiz de metalicidá [Fe/H] ente +0,01 y +0,06.
Tocantes a la so edá, ésta envalórase en 5300 millones d'años.
Con una masa envalorada de 2,2 mases solares, la so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.

## Referencies
Fi Ursae Majoris

**Fi Ursae Majoris** (φ UMa / 30 Ursae Majoris / HD 85235) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,56.
Alcuéntrase a 510 años lluz del Sistema Solar.

Fi Ursae Majoris ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son subxigantes blanques de tipu espectral A3IV.
Adoptando una temperatura efectivo de 9800 K —consecuente col so tipu espectral—, puede calculase la lluminosidá y radiu de cada componente.
Asina, la estrella principal ye 182 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien un radiu de 4,7 radios solares.
La estrella secundaria tien el 90% de la lluminosidá de la so compañera y un radiu 4,5 vegaes más grande que'l del Sol.
Los periodos de rotación —calculaos a partir de la velocidá de rotación midida, 29 km/s— son inferiores a 8 díes.
Amuesen ciertu empobrecimientu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos que'l heliu— respectu al Sol, con una bayura relativa de fierro en redol al 40% del valor solar.
El sistema tien una edá cercana a los 220 millones d'años.

El periodu orbital d'esta binaria ye de 105,4 años.
La separación media ente dambes estrelles ye de 54 UA —anque tamién se suxirió que pudiera ser inferior, de 40 ~ UA—, magar la notable escentricidá orbital fai qu'ésta varie ente 30 y 79 UA. El postreru periastru tuvo llugar en 1987.
El planu de la órbita tópase inclináu 25º respectu al planu del cielu.

## Referencies
Fi Velorum

**Fi Velorum** (φ Velorum / HD 86449 / HR 4023) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +3,52. Tien el nome tradicional de **Tseen Ke**, 天纪, en chinu mandarín «mapa de les estrelles».
Ta asitiada namái 0,1º al norte del ecuador de la Vía Lláctea.

Fi Velorum ye superxigante azul de tipu espectral B5Ib.
La so temperatura superficial ye de 13.600 K y relluma con una lluminosidá —incluyendo una parte importante de la so enerxía emitida como lluz ultravioleta— 18.200 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 24 vegaes más grande que'l del Sol, la so velocidá de rotación ye de 33 km/s, lo que supón un periodu de rotación menor de 37 díes.
Tien una masa 10 vegaes mayor que la solar, lo que la asitia xusto na llende ente les estrelles bien masives que rematen la so vida españando como supernoves y aquelles que conclúin los sos díes como nanes blanques.
Hai aproximao 20 millones d'años nació como una estrella azul de la secuencia principal de tipu B0.5-B1 pero anguaño, una vegada escosáu'l so hidróxenu internu, s'espandió y esfreció.
Nel futuru, conforme se vaya esfreciendo va aumentar entá más de tamañu hasta algamar un radiu 500 vegaes mayor que'l radiu solar.

Una posible acompañante visualmente a 39 segundos d'arcu, **CPD-53 3075B**, paez nun tar físicamente rellacionada con Fi Velorum.

## Referencies
Fi1 Orionis

**Fi1 Orionis** (φ1 Orionis / 37 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,40.
Comparte la denominación de Bayer «Fi» con Fi2 Orionis, pero nun esiste rellación física ente dambes.
Ente que Fi1 Orionis alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 1087 años lluz del Sistema Solar, Fi2 Orionis ta nueve veces más cerca.

Fi1 Orionis figura catalogada como xigante azul de tipu espectral B0III.
Tien una elevada temperatura efectivo de 28.900 K y relluma con una lluminosidá —incluyendo la lluz ultravioleta emitida— 29.650 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos valores dexen envalorar el so tamañu, siendo'l so radiu 6,9 vegaes más grande que'l del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada, que ye una llende inferior, ye de 28 km/s, lo qu'implica que'l so periodu de rotación ye igual o inferior a 12,3 díes.
Con una masa 14 vegaes mayor que la del Sol, ta claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Amás, los anteriores parámetros físicos suxeren que Fi1 Orionis nun ye en realidá una verdadera xigante, sinón qu'inda ta fundiendo la so hidróxenu.
Tien una edá de 7,2 millones d'años y piénsase qu'apenes escurrió'l 60% de la so vida como estrella de la secuencia principal.

Fi1 Orionis tien una compañera estelar, siendo una binaria espectroscópica.
El periodu orbital d'esta acompañante ye de 8,4 años.
Nun contestu más ampliu, Fi1 Orionis forma parte de l'Asociación estelar de Lambda Orionis —conocida tamién como Collinder 69—, que la so representante más brillosu ye la mesma Meissa (λ Orionis).

## Referencies
Fi1 Pavonis

**Fi1 Pavonis** o **Phi1 Pavonis** (φ1 Pav / HD 195627 / HR 7848) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +4,76.
Asitiada a 91 años lluz del Sistema Solar, el so máximu acercamientu —72 años lluz— va tener llugar dientro de 499.000 años, cuando'l so rellumu va algamar magnitú +4,25.
Ye miembru de l'Asociación estelar de Tucana-Horologium.

Fi1 Pavonis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V de carauterístiques asemeyaes a les componentes de Porrima (γ Virginis).
Tien una temperatura de 7000 K y ye unes 8 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La so masa ye un 50% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 200 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma muncho más apriesa que'l Sol, con una velocidá de rotación ecuatorial de siquier 122 km/s.
La so metalicidá —bayura d'elementos más pesaos que'l heliu— ye inferior a la del Sol, aproximao un 76% de la d'este.

Un escesu na radiación infrarroxa a 70 μm indica la presencia d'un discu de polvu alredor de Fi1 Pavonis. Modelos teóricos predicen una masa averada del discu de polvu en redol a 5 vegaes la masa de la Lluna, tando asitiáu ente 250 y 400 UA de la estrella.

## Referencies
Fi2 Ceti

**Fi2 Ceti** (φ2 Cet / 19 Ceti / HD 4813 / HR 235) ye una estrella na constelación de Cetus, el bisarma marina, de magnitú aparente +5,19.
Comparte la denominación de Bayer «*[[Fi]]*» con otros trés estrelles, que nun tán físicamente rellacionaes ente sigo.
Ye la más próxima a nós de los cuatro, yá que s'atopa a 50 años lluz del Sistema Solar.

Fi2 Ceti ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal —catalogada tamién como posible subxigante— de tipu espectral F7IV-V.
Tien una temperatura efectivo ente 6139 K y 6271 K, siendo la so lluminosidá un 74% mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 4,3 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que'l heliu— ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15). El conteníu d'otros elementos como sodiu, magnesiu, aluminiu, siliciu o calciu sigue'l mesmu enclín.

La masa de Fi2 Ceti ye un 14% mayor que la masa solar.
Ye una estrella más nueva que'l Sol, que la so edá ye de 4600 millones d'años; diversos estudios asitien la edá de Fi2 Ceti ente los 1000 y los 1445 millones d'años.
Per otra parte, podría ser una binaria espectroscópica según una estrella variable; nengún d'estos aspeutos foi confirmáu.

## Referencies
Fi2 Orionis

**Fi2 Orionis** (φ2 Orionis / 40 Orionis / HD 37160) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,09.
Alcuéntrase a 118 años lluz del Sistema Solar.

Fi2 Orionis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb, catalogada tamién como posible subxigante de tipu G8III-IV.
Tien una temperatura efectivo d'aproximao 4710 K
y relluma con una lluminosidá 28 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 2,20 ± 0,02 milisegundos d'arcu.
Esti valor dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 8,4 vegaes más grande que'l del Sol.
Xira sobre sigo mesma bien amodo, hasta'l puntu que la velocidá de rotación midida ye práuticamente cero.

Fi2 Orionis tien un conteníu metálico netamente inferior a la solar, con un valor entendíu ente'l 22% y el 30% del mesmu.
A diferencia del Sol, probablemente ye una antigua estrella del discu gruesu.
La so masa envalorada ye un 8% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 9210 millones d'años.

## Referencies