RT Andromedae

RT Andromedae est une étoile variable de la constellation d'Andromède. Elle se situe à environ 322 ± 1 a.l. (∼ 98,7 pc) de la Terre^[3].

Courbe de lumière de RT Andromedae^[9].

RT Andromedae

RT Andromedae.

Données d'observation
(époque J2000.0)

Ascension droite	23h 11m 10,099s[1]
Déclinaison	+53° 01′ 33,04″[1]
Constellation	Andromède
Magnitude apparente	9,043[2]
Localisation dans la constellation : Andromède

Caractéristiques

Type spectral	F8-G0V / K1-3V[3]
Variabilité	Algol + RS CVn[4]

Astrométrie

Vitesse radiale	0,60 ± 0,6 km/s[5]
Mouvement propre	μα = −7,01 mas/a[1] μδ = −20,80 mas/a[1]
Parallaxe	10,126 7 ± 0,042 4 mas[6]
Distance	322 ± 1 a.l. (∼ 98,7 pc)
Magnitude absolue	5,707 / 4,079[7]

Caractéristiques physiques

Masse	1,088 ± 0,030 M☉[7] / 0,837 ± 0,030 M☉[7]
Rayon	1,286 ± 0,011 R☉[7] / 0,956 ± 0,012 R☉[7]
Température	6 150 ± 132 K[7] / 4 780 K[7]

Orbite

Demi-grand axe (a)	0,017 87 ua[7],[8]
Excentricité (e)	0,004 9 ± 0,000 5[7],[8]
Période (P)	0,628 930 95 ± 0,000 000 09 j[7],[8]
Inclinaison (i)	87,26 ± 0,07°[7],[8]
Époque du périastre (τ)	2 436 697,857 JJ[7],[8]

Désignations

RT And, GSC 03998-02167, HIP 114484, TYC 3998-2167-1, BD+52°3383a, 2MASS J23111009+5301330

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Elle est classée comme une étoile variable de type RS Canum Venaticorum, un type d'étoile binaire à éclipses proches. Elle varie avec une magnitude apparente de 9,83, avec une période de 0,628 921 6 jours^[4]. Le système se compose d'une naine jaune légèrement plus massive que le Soleil et d'une naine orange légèrement moins massive ; la courbe de lumière de ce binaire à éclipses présente des variations séculaires de période et de minima^[3].

Troisième composant

Selon Pribulla et al. (2000), les changements de variabilité pourraient être attribués à un troisième composant du système, voire un quatrième. Sa masse minimale est estimée à 5 % de la masse du Soleil (environ 50 fois la masse de Jupiter), avec une période orbitale proche de 75 années et une excentricité orbitale jugée assez élevée (à 0,56)^[3]. Un tel objet pourrait probablement se révéler être une naine brune ou une planète jovienne massive. Cependant, un article récent de Manzoori (2009) a remarqué une tendance à la baisse de la période orbitale, le freinage magnétique pourrait donc mieux expliquer l'évolution de ce système orbital^[7].