RT Andromedae

RT Andromedae

RT Andromedae-system.
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
Konstellation	Andromeda
Rätt uppstigning	23 h 11 m 10.099 s
Deklination	+53° 01′ 33,04″
Skenbar magnitud (V)	9,043
Egenskaper
Spektral typ	F8-G0V + K1-3V
Variabel typ	RS CVn
Astrometri
Radiell hastighet (R v )	0,60 ± 0,6 km/s
Korrekt rörelse (μ)	RA: -7,01 mas / år Dec.: -20,80 mas / år
Parallax (π)	10,1267 ± 0,0424 mas
Distans	322 ± 1 ly (98,7 ± 0,4 st )
Absolut bolometrisk magnitud (M bol )	5,707 / 4,079
Bana
Period (P)	0,62893095 ± 0,00000009 d
Halvstor axel (a)	0,01787 AU (3,839 R ☉ )
Excentricitet (e)	0,0049 ± 0,0005
Lutning (i)	87,26 ± 0,07°
Periastron -epok (T)	JD 2436697.857
Detaljer
RT och A
Massa	1,088 ± 0,030 M ☉
Radie	1,286 ± 0,011 R ☉
Temperatur	6 150 ± 132 K
RT och B
Massa	0,837 ± 0,030 M ☉
Radie	0,956 ± 0,012 R ☉
Temperatur	4 780 K
Andra beteckningar
RT And, GSC 03998-02167, HIP 114484, TYC 3998-2167-1, BD +52° 3383a, GCRV 14555, 2MASS J23111009+5301330
Databasreferenser
SIMBAD	data

RT Andromedae är en variabel stjärna i stjärnbilden Andromeda . Systemet uppskattas vara 322 ljusår (98,7 parsecs) bort.

Den infraröda ( K-band ) ljuskurvan för RT Andromedae plottad från data presenterade i Arévalo & Lázaro (1995)

RT Andromedae klassificeras som en RS Canum Venaticorum-variabel , en typ av nära förmörkande dubbelstjärna . Den varierar från en skenbar visuell magnitud på 9,83 vid minsta ljusstyrka till en magnitud på 8,97 vid maximal ljusstyrka, med en period på 0,6289216 dagar. Systemet består av en huvudsekvensstjärna av G-typ något mer massiv än solen, och en huvudsekvensstjärna av K-typ något mindre massiv; ljuskurvan för denna förmörkande binär uppvisar sekulära variationer av period och minima .

Närvaro av en tredje kropp

Enligt Pribulla et al. (2000) skulle förändringarna i variabilitet kunna tillskrivas ett tredje objekt i systemet, med till och med ett möjligt fjärde. Dess minimimassa beräknas vara 5 procent solens massa (ungefär 50 gånger massan av Jupiter ), med en omloppstid nära 75 år och en excentricitet som anses vara ganska hög (vid 0,56). Ett sådant föremål kan sannolikt visa sig vara en brun dvärg eller till och med en massiv joviansk planet . En ny artikel från Manzoori (2009) märkte dock att det finns en minskande trend i omloppsperioden, så magnetisk bromsning skulle bättre kunna förklara utvecklingen av detta omloppssystem.