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Version du 19 octobre 2017 à 22:54

BPM 37093
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 12h 38m 49,93s
Déclinaison −49° 48′ 01,2″

Désignations

V886 Cen, GJ 2095, LFT 931, LTT 4816, LHS 2594

modifier Consultez la documentation du modèle

BPM 37093 est une naine blanche à pulsations[1] située à une distance d'environ 13,71[2] à 15 parsecs[3] du Soleil, dans la direction de la constellation australe du Centaure[4].

Une naine blanche est l'avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse 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[5] 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[6], 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 1 x 1034 carats[7].

Lien externe

Notes et références

  1. ↑ (en) WG 22 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg. [consulté le 27 août 2017]
  2. ↑ (en) Edward M. Sion, J. B. Holberg, Terry D. Oswalt, George P. McCook et Richard Wasatonic, « The white dwarfs within 20 parsecs of the Sun: kinematics and statistics », The Astronomical Journal, vol. 138, no 6,‎ , p. 1681-1689 (DOI 10.1088/0004-6256/138/6/1681, Bibcode 2009AJ....138.1681S, arXiv 0910.1288, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ) (données).
  3. ↑ (en) A. Gianninas, B. Bergeron et M. T. Ruiz, « A spectroscopic survey and analysis of bright, hydrogen-rich white dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 743, no 2,‎ , article id. 138, 27 p. (DOI 10.1088/0004-637X/743/2/138, Bibcode 2011ApJ...743..138G, arXiv 1109.3171, résumé) (données).
  4. ↑ (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).
  5. ↑ 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.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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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