RT d'Andròmeda

RT d'Andròmeda
Tipus	estel, variable Algol, estrella binària espectroscòpica i estrella variable RS Canum Venaticorum
Tipus espectral (estel)	F8V+G0-K1-3V[1]
Constel·lació	Andròmeda
Època	J2000.0
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra	98,7489 pc [2]
Magnitud aparent (V)	9,043 (banda V)[3]
Paral·laxi	10,1267 mas[2]
Moviment propi (declinació)	−21,776 mas/a [2]
Moviment propi (ascensió recta)	−7,447 mas/a [2]
Velocitat radial	0,6 km/s[4]
Ascensió recta (α)	23h 11m 10.0981s[2]
Declinació (δ)	53° 1' 33.0315''[2]
Catàlegs astronòmics
HIP 114484 (Catàleg Hipparcos) 2MASS J23111009+5301330 (2MASS) GSC 03998-02167 (GSC) AG+52 1726 (Astronomische Gesellschaft Katalog) BD+52 3383a (Bonner Durchmusterung) CSI+52 3383 1 (Catàleg d'Identificacions Estel·lars) GCRV 14555 (General Catalogue of Stellar Radial Velocities) HIC 114484 (Hipparcos Input Catalogue) PPM 41561 (Catàleg d'estrelles PPM) TYC 3998-2167-1 (Catàleg Tycho) RT And (Catàleg General d'Estrelles Variables) UCAC3 287-238036 (Third USNO CCD Astrograph Catalog) SBC7 953 (Setè catàleg dels elements orbitals dels sistemes binaris espectroscòpics) SBC9 1429 (Vuitè catàleg dels elements orbitals dels sistemes binaris espectroscòpics) Gaia DR1 1995525918366148096 (Gaia DR1) WEB 20319 (Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue) Gaia DR2 1995525922664199296 (Gaia Data Release 2) CABS 201 AN 79.1901 CCABS 163 TIC 252737605 (TESS Input Catalog)

RT d'Andròmeda (RT Andromedae) és una estrella variable a la constel·lació d'Andròmeda. S'estima que el sistema s'hi troba a 322 anys llum (98,7 parsecs) de distància.^[5]

RT d'Andròmeda es classifica com a variable RS Canum Venaticorum, un tipus d'estrella binària eclipsant propera. Varia des d'una magnitud visual aparent de 9,83 amb una brillantor mínima fins a una magnitud de 8,97 amb una brillantor màxima, amb un període de 0,6289216 dies.^[6] El sistema consisteix en una estrella de seqüència principal de tipus G una mica més massiva que el Sol i una estrella de seqüència principal de tipus K una mica menys massiva; la corba de llum d'aquest sistema binari eclipsant presenta variacions seculars de període i mínims.^[5]

Segons Pribulla et al. (2000), els canvis de variabilitat es podrien atribuir a un tercer objecte del sistema, fins i tot a un possible quart. S'estima que la seva massa mínima és del 5% de la massa del Sol (aproximadament 50 vegades la massa de Júpiter), amb un període orbital proper als 75 anys i una excentricitat que hom creu que és bastant alta (a 0,56).^[5] Un objecte d'aquest tipus podria resultar ser una nana marró o fins i tot un planeta jovià massiu. No obstant això, un document recent de Manzoori (2009) va observar que hi ha una tendència decreixent en el període orbital, de manera que la frenada magnètica podria explicar millor l'evolució d'aquest sistema orbital.^[7]