Back Post common envelope binary English Variável pré-cataclísmica Portuguese Предкатаклизмическая переменная Russian 後共有包層聯星 Chinese
Un sistema binario post inviluppo comune (in inglese Post Common Envelope Binary o PCEB), o variabile pre-cataclismica, è un sistema binario costituito da una nana bianca, o subnana calda, e una stella della sequenza principale o una nana bruna.[1] La stella o la nana bruna condivideva un inviluppo comune con la nana bianca progenitrice nella fase di gigante rossa. In questo scenario la stella o la nana bruna perde progressivamente momento angolare mentre orbita all'interno dell'inviluppo; il risultato è un sistema binario formato da una stella della sequenza principale, e una nana bianca, in un'orbita di breve periodo. Un PCEB continuerà a perdere momento angolare attraverso la frenatura magnetica e le onde gravitazionali, e quando inizierà il trasferimento di massa, l'esito sarà una variabile cataclismica. Sebbene siano noti migliaia di PCEB, esistono solo pochi PCEB eclissanti, chiamati anche ePCEB.[2] Ancora più rari sono i PCEB con una nana bruna come secondaria.[1] Una nana bruna con massa inferiore a 20 MJ dovrebbe evaporare durante la fase di inviluppo comune, e si suppone quindi che la secondaria abbia una massa superiore a 20 MJ.[3]
Il materiale espulso dall'inviluppo comune va a formare una nebulosa planetaria. Secondo le stime, nel 20% dei casi la nebulosa viene espulsa dall'inviluppo, ma potrebbe trattarsi di una sottostima. Una nebulosa planetaria formata da un sistema a inviluppo comune mostra solitamente una struttura bipolare.[4]
Il presunto PCEB HD 101584 è circondato da una nebulosa complessa. Durante la fase dell'inviluppo comune, la fase di gigante rossa della primaria è stata interrotta prematuramente, evitando una fusione stellare. L'inviluppo di idrogeno rimanente di HD 101584 è stato espulso durante l'interazione tra la gigante rossa e la compagna, e ora forma il mezzo circumstellare attorno alla binaria.
Molte ePCEB mostrano variazioni temporali nel tempi delle eclissi, la cui causa è incerta. Mentre gli esopianeti in orbita vengono spesso proposti come causa di queste variazioni, i modelli planetari altrettanto spesso non riescono a prevedere modifiche successive dei tempi delle eclissi. Anche altre cause proposte, come il meccanismo Applegate[5], spesso non riescono a spiegare pienamente tali variazioni temporali.
- ^ a b Casewell, S. L. et alii., "The first sub-70 minute non-interacting WD-BD system: EPIC212235321", in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 476 (1): 1405–1411, vol. 476, \, pp. 1405–1411, Bibcode:2018MNRAS.476.1405C, DOI:10.1093/mnras/sty245, ISSN 0035-8711, arXiv:1801.07773.
- ^ Muirhead, Philip S., et alii., "Characterizing the Cool KOIs. V. KOI-256: A Mutually Eclipsing Post-Common Envelope Binary", in The Astrophysical Journal, vol. 767, n. 2, Bibcode:2013ApJ...767..111M, DOI:10.1088/0004-637X/767/2/111, ISSN 0004-637X, arXiv:1304.1165.
- ^ (EN) "A Sub-Stellar Jonah – Brown Dwarf Survives Being Swallowed", su www.eso.org. URL consultato il 2 febbraio 2020.
- ^ (EN) De Marco, Orsola et alii., "Post-common envelope PN, fundamental or irrelevant?", in Proceedings of the International Astronomical Union., vol. 323, pp. 213-217, Bibcode:2017IAUS..323..213D, DOI:10.1017/S1743921317002149, ISSN 1743-9221, arXiv:1612.03515.
- ^ James H. Applegate, "A mechanism for orbital period modulation in close binaries", in Astrophysical Journal, vol. 385, pp. "621–629", Bibcode:1992ApJ...385..621A, DOI:10.1086/170967.