Zeta Phoenicis

O componente primário do sistema é uma binária eclipsante do tipo Algol,[3] em uma órbita com período de 1,6698 dias e inclinação de 87,8°.[6] O eclipse primário é anular e acontece quando a estrela secundária passa na frente da primária, enquanto o eclipse secundário é total e acontece quando a estrela secundária é ocultada pela primária; cada eclipse tem aproximadamente 5 horas de duração. A magnitude aparente do sistema cai para até 4,42 durante os eclipses primários, e até 4,22 durante os eclipses secundários. O eclipse secundário não ocorre exatamente na metade do período entre dois eclipses primários (fase 0,5), o que é evidência de uma órbita levemente excêntrica.[2][6] A excentricidade é estimada em 0,011, e da variação dos momentos de mínimo dos eclipses calcula-se uma taxa de precessão apsidal de 0,028° por órbita, o equivalente a um período de precessão de 58,5 anos.[8]

A estrela é também uma binária espectroscópica de linha dupla, o que significa que são observadas as linhas espectrais de ambas as estrelas, que variam pelo efeito Doppler ao longo da órbita do par. A combinação de dados espectroscópicos e fotométricos permite a determinação direta dos parâmetros da estrelas com alta precisão.[4][5] Em especial, a massa e o raio das estrelas são conhecidos com incerteza de apenas 1%. A estrela primária tem uma massa de 3,92 vezes a massa solar e um raio de 2,85 vezes o raio solar, enquanto a secundária tem 2,55 vezes a massa solar e 1,85 vezes o raio solar. As temperaturas e luminosidades são mais incertas, pois não são medidas diretamente; é estimado que a primária e secundária tenham, respectivamente, temperaturas efetivas de 14 400 e 12 000 K e luminosidades de 310 e 64 vezes a solar.[5]

As duas estrelas são estrelas de classe B da sequência principal, sendo classificadas com tipos espectrais de B6V e B8V.[5] Elas estão separadas por apenas 0,05 UA,[10] o suficiente para que tenham evoluído como se fossem isoladas, sem transferência de matéria. O sistema não possui uma metalicidade conhecida, o que dificulta a comparação com modelos teóricos de evolução estelar; assumindo metalicidade solar, uma idade aproximada de 50 milhões de anos foi estimada.[5] Com velocidades de rotação de 85 e 75 km/s, a estrela primária apresenta rotação sincronizada, mas a secundária parece estar girando rápido demais, o que é inesperado dada a idade do sistema.[4] No futuro, quando a estrela primária evoluir para uma gigante, ela preencherá seu lóbulo de Roche e começará a transferir matéria para a secundária, formando uma binária de contato.[10]

A binária eclipsante possui duas companheiras visuais, que possuem magnitudes aparentes de 7,0 e 8,0 e estão separadas do par principal por 0,5 e 6,4 segundos de arco.[4] Elas são conhecidas, respectivamente, pelos códigos RST 1205 B e RMK 2 B.[4][11] A estrela mais próxima é uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A7V.[6] Sua órbita é conhecida por observações visuais e pelo efeito na luz da binária eclipsante, tendo um período de 220 anos, semieixo maior de 74 UA, e excentricidade de 0,37. Da órbita, uma massa dinâmica de 1,73 ± 0,26 massas solares é calculada, consistente com o tipo espectral.[8] A estrela mais afastada é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral estimado de F1V[6] ou F3V[4], e seu período orbital é estimado em 5000 anos.[12]

Nos catálogos da sonda Gaia, a binária eclipsante junto com a companheira a 0,6" são consideradas um objeto único, e a companheira mais afastada é diferenciada a uma separação de 6,7 segundos de arco. Outras duas estrelas, a separações de 191 e 217 segundos de arco, possuem paralaxe e movimento próprio similares aos do sistema, indicando que podem ser fisicamente associadas. Elas possuem magnitudes aparentes de 15,8 e 15,0 (banda G) e temperaturas efetivas estimadas de 4 600 e 3 800 K.[13]

Não há consenso sobre a nomenclatura de cada componente do sistema. No Catálogo de Estrelas Duplas Washington[11] e no Catálogo de Estrelas Múltiplas de A. Tokovinin,[12] a binária eclipsante é desisgnada de componente A (primária Aa e secundária Ab), e as companheiras visuais são os componentes B e C. Em outras publicações a binária eclipsante é formada pelos componentes A e B,[6][4][5] e as companheiras visuais são identificadas pelos códigos RST 1205 B e RMK 2 B.[6][4]

Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um grupo para catalogar e padronizar nomes próprios estelares; em 17 de novembro de 2017, foi aprovado o nome Wurren para a estrela primária do sistema.[14][9] O nome tem origem na cultura do povo aborígene Wardaman, do norte da Austrália, e nesse contexto significa "peixe pequeno", fazendo referência à estrela adjacente Achernar, que representa um rio.[15]