AB Andromedae
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| Ascension droite | 23h 11m 32,08609s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +36° 53′ 35,10721″[2] |
| Constellation | Andromède |
| Magnitude apparente | 9,49 à 10,46[3] |
Localisation dans la constellation : Andromède   | |
| Type spectral | G5 / G5V[3] |
|---|---|
| Magnitude apparente (B) | 10,62[4] |
| Magnitude apparente (V) | 9,675[4] |
| Magnitude apparente (G) | 9,695 3[2] |
| Magnitude apparente (J) | 8,172[5] |
| Magnitude apparente (H) | 7,805[5] |
| Magnitude apparente (K) | 7,665[5] |
| Indice B-V | 0,916 3[4] |
| Variabilité | W Ursae Majoris |
| Vitesse radiale | 27,53 ± 0,67 km/s[6] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = 107,923 ± 0,046 mas/a[2] μδ = −53,357 ± 0,036 mas/a[2] |
| Parallaxe | 11,702 7 ± 0,036 7 mas[2] |
| Distance | 278,7 ± 0,9 a.l. (∼ 85,4 pc) |
| Masse | 1,04 M☉[7] / 0,60 M☉[7] |
|---|---|
| Rayon | 1,03 R☉[7] / 0,78 R☉[7] |
| Gravité de surface (log g) | 4,392[8] / 4,347[7] |
| Température | 5 798 K[7] / 5 450 K[7] |
| Âge | 5,53 ± 2,00 Ga[9] |
| Demi-grand axe (a) | 2,308 R☉[9] |
|---|---|
| Excentricité (e) | 0,002 ± 0,001[10] |
| Période (P) | 0,331 9 j[10] |
| Argument du périastre (ω) | 40 ± 5[10] / 220 ± 5[10]° |
Désignations
AB Andromedae (en abrégé AB And) est une étoile binaire et une étoile variable de type W Ursae Majoris. Paul Guthnick (en) et Richard Prager (en) ont découvert que l'étoile est une binaire à éclipses en 1927[11],[12]. Sa magnitude apparente au maximum de luminosité est de 9,49, mais elle montre une variation qui la fait descendre jusqu'à une magnitude 10,46 selon un cycle périodique d'une période d'approximativement 8 heures. La variabilité observée est typique des étoiles variables de type W Ursae Majoris[3], donc les étoiles du système forment une étoile binaire à contact.
Le type spectral observé des deux étoiles d'AB Andromedae est G5, et l'une d'elles est une étoile de la séquence principale très similaire au Soleil[3]. Elles gravitent si près que leurs enveloppes se touchent. Il s'agit d'une phase dynamiquement stable qui devrait durer jusqu'à ce que l'une des deux étoiles quitte la séquence principale.
Le système pourrait également héberger un troisième composant avec une période orbitale de 19 046 jours, avec une masse minimale de 0,007 M☉ et une excentricité de 0,22, mais toutes les données collectées dans le temps ne sont pas cohérentes avec cette hypothèse[10][Pas dans la source].
