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BPM 37093

étoile située dans la constellation du Centaure
BPM 37093
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 12h 38m 49,7813s[1]
Déclinaison −49° 48′ 00,219″[1]
Constellation Centaure
Magnitude apparente 13,96[2]

Localisation dans la constellation : Centaure

(Voir situation dans la constellation : Centaure)
Caractéristiques
Type spectral DA4.2[2]
Variabilité ZZA[3]
Astrométrie
Mouvement propre μα = −557,233 mas/a[1]
μδ = −74,089 mas/a[1]
Parallaxe 67,523 1 ± 0,041 6 mas[1]
Distance 14,809 7 ± 0,009 1 pc (∼48,3 al)[1]

Désignations

V886 Cen, GJ 2095, LFT 931, LTT 4816, LHS 2594, WG 22[2]

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BPM 37093 est une naine blanche à pulsations[2] de type ZZ Ceti[4] située à une distance d'environ 14,81 pc (∼48,3 al) du Soleil[1], dans la direction de la constellation australe du Centaure[5].

Une naine blanche est l'avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse (initiale) est comprise entre 0,8 et 8 fois celle du Soleil. Il s'agit en fait du cœur de l'étoile subsistant après son évolution en nébuleuse planétaire, alors qu'elle a quasiment épuisé ses réserves d'hydrogène et d'hélium. Cette naine blanche est donc majoritairement constituée d'un noyau de carbone entouré par une couche d'hydrogène et d'hélium.

Les modèles d'évolution stellaire prédisaient depuis des décennies que le noyau des naines blanches les plus froides pouvaient cristalliser, sans qu'aucune preuve directe n'ait été obtenue. BM 37093 étant une étoile variable pulsante, l'astronome Travis Metcalfe et son équipe ont annoncé en 2004[6] avoir mesuré, par des techniques d'astérosismologie, la fraction du noyau à avoir cristallisé, soit 90 % de la masse totale de l'étoile.

Depuis, d'autres mesures ont été effectuées[7], et tendent à ramener cette proportion entre 32 % et 82 % de la masse totale de l'astre.

Si le noyau de cette étoile était effectivement un diamant, on évalue qu'il mesurerait 4 022 km de diamètre et pèserait approximativement 1034 carats[8].

Lien externe modifier

Notes et références modifier

  1. ↑ a b c d e f et g (en) A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 2 : Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365). Notice Gaia DR2 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) WG 22 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. [consulté le 27 août 2017]
  3. ↑ (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  4. ↑ Córsico+2019
  5. ↑ (en) Nancy G. Roman, « Identification of a constellation from a position », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 99, no 617,‎ , p. 695-699 (DOI 10.1086/132034, Bibcode 1987PASP...99..695R, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ) (données).
  6. ↑ T.S. Metcalfe, M.H. Montgomery, A. Kanaan, Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093, The Astrophysical Journal, Volume 605, Issue 2, pp. L133-L136.
  7. ↑ P. Brassard, G. Fontaine, Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View, The Astrophysical Journal, Volume 622, Issue 1, pp. 572-576.
  8. ↑ http://www.24hgold.com/francais/actualite-or-argent-lucy--le-plus-gros-diamant-connu-de-la-galaxie.aspx?article=2059767144G10020&redirect=false&contributor=Diamants+C%C3%A9l%C3%A8bres
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