Фи Феникса (англ.φ Phoenicis) — двойная звезда[6] в южном созвездии Феникса. Слабо видна невооружённым глазом, видимая звёздная величина равна 5,1.[2] На основе измерения параллакса, равного 10,48 мсд при наблюдении с Земли,[4] была получена оценка расстояния до звезды 310 световых лет. Звезда удаляется от Солнца с лучевой скоростью 10,4 км/с[3].
Главный компонент
Главный компонент является звездой главной последовательности спектрального класса B9 V.[7] Является химически-пекулярной звездой — ртутно-марганцевой. На поверхности звезды наблюдается повышенное содержание некоторых элементов, включая ртуть и марганец, а также пониженное содержание гелия, кобальта и других элементов[13]. Масса звезды втрое превышает массу Солнца,[6] светимость в 87 раз превышает солнечную[5] при эффективной температуре 10500 K[5].
Реконструкция поверхности Фи Феникса при помощи метода Доплера показала, что звезда неоднородна и обладает областями с разным содержанием химических элементов. В частности, присутствуют пятна с высоким или низким содержанием иттрия, стронция, титана и хрома. Сравнение карт содержания элементов в разные эпохи показало, что конфигурация пятен может меняться на временных масштабах порядка месяцев и лет[13][3]. Спектральные линии неоднородно распределённых элементов проявляют вариации, позволяющие точно определить период вращения 9,53 дней, также замечено длительное изменение химического содержания. Анализ пятен показал, что ось вращения наклонена к лучу зрения на угол примерно 53°, также выявлено слабое дифференциальное вращение[3]. Звёздные пятна, вероятно, производят малые вариации звёздной величины, однако точных наблюдений, подтверждающих это, нет[14].
Причина возникновения звёздных пятен и химических аномалий содержания ртути и марганца неясна. Зачастую, как в случаях Ap- и Bp-звёзд, неравномерность распределения элементов связана с крупномасштабным магнитным полем, но пока магнитное поле у таких звёзд не обнаружено. В 2012 году опубликованы результаты исследования, в ходе которого у Фи Феникса было обнаружено слабое магнитное поле, коррелирующее с расположением пятен,[7] но эти результаты подвергают сомнению[5][15]. Считается, что процессы диффузии в атмосфере могут быть ответственными за аномалии химического состава, но это не объясняет количественно наблюдаемые вариации[5].
Вторая звезда
Фи Феникса является спектральной двойной звездой с орбитальным периодом 1126 дней и эксцентриситетом орбиты 0,59. Нет свидетельств наличия других звёзд в системе, но в прошлом система считалась тройной из-за неправильно определённого периода[6].
Переменность лучевой скорости Фи Феникса открыта при первых спектральных наблюдениях в 1911 году,[16] подтверждение получено в 1982 году, но данные о точной орбите получить не удалось[17].Первые расчёты орбиты были опубликованы в 1999 году, был получен орбитальный период 41,4 дней[18]. В то же время в 1997 году в каталоге Hipparcos Фи Феникса значилась как астрометрическая двойная с периодом 878 дней (решение для круговой орбиты). Так Фи Феникса стала считаться тройной системой с видимым, спектроскопическим и астрометрическим компонентами[19]. В 2013 году в исследовании на основе данных о лучевых скоростях с высоким разрешением, полученных спектрографами FEROS, HARPS и CORALIE, была получена оценка орбитального периода, близкая к 1126 дням, но не к 41,4;[3] возможно, это свидетельствует о совпадении спектроскопического и астрометрического компонентов. В том же году в другом исследовании астрометрические данные сопоставляли с орбитой по спектральным данным, при этом получили оценку наклонения орбиты и определили свойства второй звезды[6].
Орбита звёздной системы обладает большим эксцентриситетом и, как кажется, наблюдается с ребра, при наклоне 93 ± 4,7°. Наличие неопределённости означает, что затмения одним компонентом другого возможны, хотя и маловероятны. При известном наклонении и предположительной массе главного компонента 3,0 M⊙ можно использовать функцию масс двойных звёзд для получения оценки массы второго компонента 0,91 M⊙. Вторая звезда, предположительно, является жёлтым карликом с эффективной температурой около 5500 K и видимой звёздной величиной на 5,7 больше, чем у главного компонента. Среднее расстояние между компонентами составляет, по оценкам, около 3,4 а.е.[6].
↑ 1234Cousins, A. W. J. (1972), "UBV Photometry of Some Very Bright Stars", Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa, 31: 69, Bibcode:1972MNSSA..31...69C.
↑ 12345Korhonen, H.; et al. (May 2013), "Chemical surface inhomogeneities in late B-type stars with Hg and Mn peculiarity. I. Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales", Astronomy & Astrophysics, 553: 16, arXiv:1302.5119, Bibcode:2013A&A...553A..27K, doi:10.1051/0004-6361/201220951, A27.
↑Prvák, M.; Krtička, J.; Korhonen, H. The millimagnitude variability of the HgMn star φ Phe (англ.) // Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso : journal. — 2018. — Vol. 48, no. 1. — P. 93. — Bibcode: 2018CoSka..48...93P.
↑Moore, J. H. Twenty-three stars whose radial velocities vary // Lick Observatory Bulletin. — 1911. — Т. 6. — С. 150. — Bibcode: 1911LicOB...6..150M.
↑Dworetsky, M. M.; Stickland, D. J.; Preston, G. W.; Vaughan, A. H. On the variable radial velocity of phi Phoenicis (англ.) // The Observatory[англ.]. — 1982. — Vol. 102. — P. 145. — Bibcode: 1982Obs...102..145D.
