Lo spettro della componente primaria, G8 III-IV, indica che questa è una stella dalla temperatura superficiale prossima ai 4800 K - dalla colorazione giallo-arancione quindi - ma soprattutto evoluta, trovandosi al momento tra le fasi di subgigante e quella di gigante: la sua massa è simile a quella del Sole ma il suo raggio almeno sette volte quello della nostra stella, rispetto alla quale irradia una luminosità intrinseca circa 23 volte maggiore.
Quelle qui visibili sono immagini interferometriche di "macchie stellari" - ovvero, le prime di sempre ottenute su una stella diversa dal Sole - riprese nel 2010 e nel 2011 proprio sulla fotosfera di questa stella lontana 84 anni-luce! Seguendo il transito di tali enormi macchie sulla sua fotosfera è stato possibile determinare il periodo di rotazione della stella nelle due annualità di cui sopra, pari a: P2010 = 60 ± 13 giorni e P2011 = 54.0 ± 7.6 giorni.
Tale periodo coincide, tra l'altro, con quanto esibito nel visuale: la stella in questione è infatti una variabile del tipo "RS CVn", caratteristiche proprio per le loro fotosfere/cromosfere attive sulle quali si sviluppano grandi macchie stellari causano variazioni nella loro luminosità: quella della componente evoluta di λ And varia infatti di 0.225 magnitudini in un periodo di 54,2 giorni. La causa di tale variabilità va ricercata nell'attrito mareale tra le due stelle binarie, così vicine tra loro (distanza media tra le due componenti di appena 0,24 UA) che tale forza viene convertita nell'attività cromosferica effettivamente osservata.
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