BPM 37093
| BPM 37093 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Kentauren |
| Rektascension | 12t 38m 49,93 s[1] |
| Deklination | -49° 48′ 01,2 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 14,0[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | DAV4.4[3] |
| Variabeltyp | Pulserande vit dvärg (ZZ Ceti)[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -12[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -557,0[4] mas/år Dek.: -94,0[4] mas/år |
| Avstånd | ca 53 lå (ca 16 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 1,10[5] M☉ |
| Radie | 0,0057 R☉ |
| Luminositet | 0,001[6] L☉ |
| Temperatur | 11 730 ± 350[7] K |
| Andra beteckningar | |
| WD 1236-495, GJ 2095, GSC 08240-02502, LHS 2594, 2MASS J12384981-4948001, NLTT 31372, uvby98 600104816, V886 Centauri, WD 1236-49, WISEA J123849.17-494800.9, Gaia DR2 6127333286605955072, Gaia DR3 6127333286605955072[8][2] | |
BPM 37093 är en ensam stjärna i mellersta delen av stjärnbilden Kentauren, som också har variabelbeteckningen V886 Centauri. Den har en skenbar magnitud av ca 14,0[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax på ca 61,0 mas,[6] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 53 ljusår (ca 16 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -12 km/s.[3]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]BPM 37093 är en variabel vit dvärgstjärna av spektralklass DAV4.4.[3] Den har en massa som är ca 1,1[5] solmassa, en radie som är ca 0,0057 solradie och har ca 0,001 gånger solens utstrålning av energi[6] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 11 700 K.[7]
BPM 37093 har en väteatmosfär och en ovanligt stor massa och vibrerar. Dessa pulseringar gör att dess ljusstyrka varierar.[2][5] Liksom andra vita dvärgar tros BPM 37093 huvudsakligen bestå av kol och syre, som skapas genom kärnfusion av heliumkärnor i trippel-alfa-processen.[9]
Struktur
[redigera | redigera wikitext]På 1960-talet förutspåddes att när en vit dvärg svalnar, bör dess material kristallisera, med början i mitten.[9] När en stjärna pulserar ger observation av dess pulseringar information om dess struktur. BPM 37093 observerades 1992 först som en pulserande variabel,[1] och 1995 påpekades att detta gav ett potentiellt test av kristallisationsteorin.[10] År 2004 uppskattade Antonio Kanaan och ett team av forskare från Whole Earth Telescope, grundat på asteroseismologiska observationer, att cirka 90 procent av massan av BPM 37093 hade kristalliserats.[5][11][12][13] Ett annat arbete anger en kristalliserad massfraktion på mellan 32 och 82 procent.[7] Alla dessa uppskattningar skulle resultera i en total kristallin massa som överstiger 5×1029 kg. Eftersom den vita dvärgen har en radie på 4 000 kilometer betyder det att kärnan i BPM 37093, med smeknamnet Lucy, sannolikt är en av de största diamanterna i universums lokala region.[14][15]
Kristallisering av materialet i en vit dvärg av denna typ tros resultera i ett kroppscentrerat kubiskt gitter av kol- och/eller syrekärnor, som omges av ett Fermihav av elektroner.[16]
Se även
[redigera | redigera wikitext]- Cullinandiamanten, den största diamanten som hittats på Jorden.
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BPM 37093, 19 april 2022.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d] Kanaan, A.; Kepler, S. O.; Giovannini, O.; Diaz, M. (10 March 1992). "The Discovery of a New DAV Star Using IUE Temperature Determination". The Astrophysical Journal. 390: L89–L91. doi:10.1086/186379. Archived from the original on 4 December 2021. Hämtad 4 december 2021.
- ^ [a b c d] "WG 22". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 1 april 2008.
- ^ [a b c d e] A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs Archived 2018-08-08 at the Wayback Machine, George P. McCook and Edward M. Sion, Astrophysical Journal Supplement 121, #1 (March 1999), pp. 1–130. CDS ID III/210 Archived 2013-10-22 at the Wayback Machine.
- ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/122566/bpm37093. Hämtad 2023-01-12.
- ^ [a b c d] Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: a seismological test of crystallization theory in white dwarfs, A. Kanaan, A. Nitta, D. E. Winget, S. O. Kepler, M. H. Montgomery, T. S. Metcalfe, et al., Astronomy and Astrophysics 432, #1 (March 2005), pp. 219–224. Bibcode:2005A&A...432..219K doi:10.1051/0004-6361:20041125.
- ^ [a b c] Photometric and Spectroscopic Analysis of Cool White Dwarfs with Trigonometric Parallax Measurements, P. Bergeron, S. K. Leggett, María Teresa Ruiz, Astrophysical Journal Supplement 133, #2 (April 2001), pp. 413–449. Bibcode:2001ApJS..133..413B
- ^ [a b c] P. Brassard, G. Fontaine, Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View, Astrophysical Journal 622, #1, pp. 572–576. Bibcode:2005ApJ...622..572B
- ^ WG 22 (unistra.fr). Hämtad 2023-01-12.
- ^ [a b] Late stages of evolution for low-mass stars Archived 2020-06-11 at the Wayback Machine, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology, upptagen online 3 maj 2007.
- ^ The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead, D. E. Winget, Baltic Astronomy 4 (1995), pp. 129–136. Bibcode:1995BaltA...4..129W
- ^ Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093, T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, and A. Kanaan, Astrophysical Journal 605, #2 (April 2004), pp. L133–L136. Bibcode:2004ApJ...605L.133M
- ^ "BBC News: Diamond star thrills astronomers". Archived from the original on 2007-02-05. Hämtad 2007-02-26.
- ^ Press release Archived 2013-12-25 at the Wayback Machine, 2004, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
- ^ "This Valentine's Day, Give The Woman Who Has Everything The Galaxy's Largest Diamond". Center for Astrophysics. Archived from the original on July 6, 2008. Hämtad 5 maj 2009.
- ^ "Lucy's in the Sky with Diamonds: Meet the Most Expensive Star Ever Found". Futurism. 12 June 2014. Archived from the original on 11 December 2019. Hämtad 20 maj 2019.
- ^ Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs, J. L. Barrat, J. P. Hansen, and R. Mochkovitch, Astronomy and Astrophysics 199, #1–2 (June 1988), pp. L15–L18. Bibcode:1988A&A...199L..15B
