RT Andromedae

RT Andromedae
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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

(Voir situation 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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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].

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, voir même 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].

Notes et références

Notes

  • (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « RT Andromedae » (voir la liste des auteurs).

Références

  1. ↑ a b c et d F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752, S2CID 18759600)
  2. ↑ E. Høg et al., « The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 355,‎ , L27–L30 (Bibcode 2000A&A...355L..27H)
  3. ↑ a b c et d Pribulla et al., « Active eclipsing binary RT Andromedae revisited », Astronomy & Astrophysics, vol. 362,‎ , p. 169–188 (Bibcode 2000A&A...362..169P)
  4. ↑ a et b N. N. Samus, O. V. Durlevich et al., « RT And », sur Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS4.2, 2004 Ed.)
  5. ↑ Yüksel Karataș, Selçuk Bilir, Zeki Eker, Osman Demircan, James Liebert, Suzanne L. Hawley, Oliver J. Fraser, Kevin R. Covey, Patrick Lowrance, J. Davy Kirkpatrick et Adam J. Burgasser, « Kinematics of chromospherically active binaries and evidence of an orbital period decrease in binary evolution », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 349, no 3,‎ , p. 1069–1092 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07588.x, Bibcode 2004MNRAS.349.1069K, arXiv astro-ph/0404219, S2CID 15290475)
  6. ↑ A. G. A. Brown et al., « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)
  7. ↑ a b c d e f g h i j k l et m D. Manzoori, « Cyclic Variations of Orbital Period and Long-Term Luminosity in Close Binary RT Andromedae », The Astronomical Journal, vol. 138, no 6,‎ , p. 1917–1924 (DOI 10.1088/0004-6256/138/6/1917, Bibcode 2009AJ....138.1917M)
  8. ↑ a b c d et e A. Erdem, O. Demircan et M. Güre, « The light and period changes of RT Andromedae », Astronomy & Astrophysics, vol. 379, no 3,‎ , p. 878 (DOI 10.1051/0004-6361:20011357, Bibcode 2001A&A...379..878E)
  9. ↑ M. J. Arevalo et C. Lázaro, « Infrared Light Curves and Absolute Parameters of the Active Binary RT Andromedae », The Astronomical Journal, vol. 110, no 3,‎ , p. 1376 (DOI 10.1086/117611, Bibcode 1995AJ....110.1376A)

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