BM Andromedae
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| Ascension droite | 23h 37m 38,49052s[2] |
|---|---|
| Déclinaison | +48° 24′ 11,7624″[2] |
| Constellation | Andromède |
| Magnitude apparente | 11,63 à 14,02[3] |
Localisation dans la constellation : Andromède   | |
| Type spectral | F8ea-K5Vea[3] |
|---|---|
| Magnitude apparente (B) | 12,40[4] |
| Magnitude apparente (V) | 12,40[5] |
| Magnitude apparente (G) | 12,76[2] |
| Magnitude apparente (J) | 10,524[6] |
| Magnitude apparente (H) | 9,523[6] |
| Magnitude apparente (K) | 8,810[6] |
| Variabilité | T Tauri[1] |
| Vitesse radiale | −12,37 ± 3,96 km/s[2] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −5,249 mas/a[2] μδ = +8,452 mas/a[2] |
| Parallaxe | 1,273 2 ± 0,643 9 mas[2] |
| Distance | ∼ 3 000 a.l. (∼ 920 pc) |
| Luminosité | 5,5 L☉[7] |
|---|
Désignations
BM Andromedae (en abrégé BM And) est une étoile variable de type T Tauri de la constellation d'Andromède. Sa magnitude apparente varie de 11,63 à 14,02[3].
Le type spectral exact de l'étoile n'est pas encore connu. Différentes estimations donnent un type spectral compris entre F8ea et K5Vea[3], ce qui signifie qu'il y a un accord pour l'identifier comme une étoile de la séquence principale plus lumineuse que ce que laisserait suggérer son type, et avec des raies d'émission plus fortes que la normale, une classification typique pour les jeunes étoiles qui sont proches de la phase de la séquence principale. L'étoile est toujours en accrétion, et environ 0,23 à 5,5 L☉ de sa luminosité totale est alimentée par l'accrétion[7].
Les indices de couleur varient avec la luminosité de l'étoile, mais le type spectral de BM Andromedae ne change pas avec la diminution de la luminosité. De fortes raies Hα dans les spectres sont le signe d'une enveloppe gazeuse, tandis qu'un excès infrarouge indique l'existence d'une enveloppe de poussière étendue[1].
Système
BM Andromedae est un jeune objet stellaire entourée d'un nuage circumstellaire, une étape de l'évolution des protoétoiles vers la phase de la séquence principale. Le nuage est constitué d'une enveloppe gazeuse et d'une enveloppe de poussière étendue. Cette dernière peut atteindre une distance d'1 ua de l'étoile et est fortement aplatie et observée de côté[1]. Les mesures de 2005 / 2006 ont montré un disque relativement compact, de 0,25 ua[7].
Il a également été constaté qu'il existe une corrélation entre le champ magnétique interstellaire local et la polarisation de la lumière émise par BM Andromedae. Ainsi, le champ magnétique aurait pu jouer un rôle dans la formation du système[1].
