imported>SusKauz am 20. Juni 2025 um 10:32 Uhr

2025-06-20T10:32:56Z

Neue Seite

{{Infobox Stern
| Name = BPM 37093
| Bild =
| Bildtext =
| Sternbild = Cen
| Rek = 12/38/49.781
| Dek = -/49/48/00.219
| Size = 1
| Caption = BPM 37093
| Visuell = 14,0
| Gr = 14.0
| Spektralklasse = DA4.2
| U-B-Index =
| B-V-Index = (+0,18)
| Variabel = [[ZZ-Ceti-Stern|ZZA]]<ref name="VSXEntry">{{Internetquelle| titel=V0886 Cen | werk=VSX | hrsg=[[AAVSO]] | url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=8183 | zugriff=2019-02-02}}</ref>
| Parallaxe = 67,52 ± 0,04
| LJ = 48,28 ± 0,03
| PC = 14,81 ± 0,01
| Absolut-vis =
| V-Radial = (−21,1 ± 8,6)
| V-RA = (−557,23 ± 0,07)
| V-DE = (−74,09 ± 0,05)
| Masse = 1,1
| Radius = 0,0029
| Leuchtkraft = 0,0006
| Temperatur = 11730 ± 350
| Metallizität =
| Rotation =
| Alter =
| GJ = 2095
| 2MASS = J12384981-4948001
| Weitere = V886 Centauri • WG 22 • LHS 2594 • WD 1236-495

| RekDekRef = <ref name="Simbad">{{Internetquelle| titel=WG 22 | werk=[[SIMBAD]] | hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=bpm+37093&submit=SIMBAD+search | zugriff=2019-02-02}}</ref>
| VisRef = <ref name="Simbad" />
| SpekRef = <ref name="Simbad" />
| UBRef =
| BVRef = <ref name="Simbad" />
| VradRef = <ref name="Simbad" />
| ParallaxeRef = <ref name="Simbad" />
| LJPCRef =
| AbsRef =
| VRef = <ref name="Simbad" />
| MasseRef =
| RadiusRef =
| LkRef =
| TempRef =
| MetallRef =
| RotRef =
| AlterRef =
}}

'''BPM 37093''' ist ein [[veränderlicher Stern|veränderlicher]] [[Weißer Zwerg]] im [[Sternbild]] [[Zentaur (Sternbild)|Zentaur]].

Der Stern ist etwa 15 [[Parsec]] entfernt und wurde 1992 von Kanaan Kepler, Nitta und Winget entdeckt<ref>https://wet.physics.iastate.edu/xcov17/bpm/obsinstr.html XCov 17 Observing Instructions for BPM 37093, Website der University of Delaware zum [[Whole Earth Telescope]] Projekt, abgerufen am 18. März 2019</ref>. Er ist ein ungewöhnlich massives Exemplar des Typs der [[ZZ-Ceti-Stern]]e und zählt zu den sogenannten DAV (pulsierende weiße Zwerge mit Wasserstoffatmosphäre). Dass er tatsächlich schwach pulsiert, wurde 1992 festgestellt.<ref>https://www.researchgate.net/publication/234206089_The_discovery_of_a_new_DAV_star_using_IUE_temperature_determination A. Kanaan, S. O. Kepler, O. Giovannini, M. Diaz: ''The discovery of a new DAV star using IUE temperature determination'', in [[Astrophysical Journal Letters]] 390, #2 (10 Mai 1992), Seiten L89–L91</ref>

Er besteht im Inneren aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die beim [[Drei-Alpha-Prozess]] (Atomreaktion in der Vorgeschichte des Sterns) entstanden.

Bereits in den 1960er Jahren wurde vorhergesagt, dass die kältesten solcher Sterne im Inneren eine kristalline Struktur aufweisen könnten. Besondere Aufmerksamkeit verdient der Stern, da bei ihm als Erstes mittels astroseismologischer Methoden ein kristalliner Kern nachgewiesen wurde. Die Auswertung von Helligkeitsmessungen (unter anderem mittels des ''Whole Earth Telescope'' (WET) genannten Verbundes mehrerer Teleskope sowie von [[Hubble-Weltraumteleskop|Hubble]] und [[Magellan (Teleskope)|Magellan]] u. a. in den Jahren 1998 und 1999 und 2003) haben bei BPM 37093 nahegelegt, dass er zu 90 % kristallin ist. Dabei werden die anhand der mit Teleskopen gemessenen Leuchtstärkekurven identifizierten Schwingungsmodi und deren Frequenzen mit Modellen des Sterns abgeglichen. In den Leuchtstärkekurven werden mittels [[Fouriertransformation]] Periodizitäten aufgefunden. Eine markante Frequenz hat zum Beispiel eine Periodendauer von 625 Sekunden. Der kristalline Kern kann bestimmte Schwingungen aufgrund seines [[Schermodul]]es nicht ausführen bzw. behindert oder reflektiert sie. Daraus kann auf seine Größe geschlossen werden.<ref>S. Metcalfe, T; Montgomery, Michael; Kanaan, A.: ''Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093'', in [[The Astrophysical Journal]] 605(2), Februar 2004, abgerufen am 18. März 2019</ref>

Eine weitere Bewertung der Helligkeitsdaten im Jahre 2004 hat einen kristallinen Anteil zwischen 32 und 82 % ergeben.<ref>https://iopscience.iop.org/article/10.1086/428116/pdf P. Brassard, G. Fontaine: ''Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: a Different View'' in ''The Astrophysical Journal'' 622, Seiten 572–576, 20. März 2005, abgerufen am 25. Juni 2023</ref>

Die kristalline Struktur ist vermutlich kubisch raumzentriert und besteht aus Atomkernen, die von einem [[Ideales Fermigas|Elektronengas]] umgeben sind.<ref>https://www.researchgate.net/publication/234434506_Crystallization_of_carbon-oxygen_mixtures_in_white_dwarfs J. L. Barrat, J. P. Hansen, R. Mochkovitch: ''Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs'', in [[Astronomy and Astrophysics]] 199 (1988), Seiten L15–L18, abgerufen am 18. März 2019</ref> Das lässt sich nicht mit dem ebenfalls kubisch kristallinen [[Diamant]] vergleichen, trotzdem wurde der Stern wegen dieser Kristallinität als „Diamantstern“ populär. Die Dichte des Sternes beträgt etwa 6000 Tonnen pro Kubikzentimeter. Die kristalline Masse von BPM 37093 wird auf mehr als 5 · 10<sup>29</sup> kg geschätzt.

== Weblinks ==
*[http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3492919.stm BBC Nachrichten: Diamantstern überrascht Astronomen] (englisch)
*[https://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0407.html Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Presseveröffentlichung] (englisch)
*[https://www.astronews.com/news/artikel/2004/02/0402-012.shtml "Lucy": Der größte Diamant der Milchstraße.] (deutsch)
*[https://jumk.de/astronomie/sterne-3/bpm-37093.shtml Besondere Sterne: BPM 37093 (Diamantstern)] (deutsch)

== Einzelnachweise ==
<references />

{{SORTIERUNG:Bpm 37093}}
[[Kategorie:Weißer Zwerg]]
[[Kategorie:Pulsationsveränderlicher Stern]]

BPM 37093 - Versionsgeschichte

imported>SusKauz am 20. Juni 2025 um 10:32 Uhr