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.
Elenco dei PCEB
[modifica | modifica wikitesto]| Nome | Periodo | Secondaria | Note |
|---|---|---|---|
| SDSS J1205-0242 | 71.2 minuti[6] | stella leggera o nana bruna | PCEB di periodo minore (al 2017) |
| WD 0137−349 | 116 minuti | nana bruna | primo PCEB confermato con nana bruna come compagna |
| CSS21055 | 121.73 minuti[7] | nana bruna | binaria a eclisse |
| SDSS 1557 | 2.27 ore[8] | nana bruna | disco circumstellare con nana bianca |
| V470 Camelopardalis (HS0705+6700) |
2,3 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| NY Virginis | 2,4 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| NSVS 14256825 | 2,6 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| HW Virginis | 2,8 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| NN Serpentis | 3.12 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| WD 0837+185 | 4.2 ore[9] | nana bruna | estremo rapporto di massa della progenitrice, con la primaria avente una massa di 3,5-3,7 masse solari, e la secondaria 25-30 masse gioviane |
| RR Caeli | 7,3 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| DE Canum Venaticorum | 8,7 ore | nana rossa | binaria a eclisse |
| sorgente centrale di Hen 2-11 | 14.616 ore[10] | stella principale di classe K | nebulosa planetaria e binaria a eclisse |
| K 1-2 | 16.2192 ore[11] | nebulosa planetaria | |
| sorgente centrale di Fleming 1 | 1.1953 giorni[12] | nana rossa | nebulosa planetaria |
| KOI-256 | 1.37865 giorni[2] | nana rossa | binaria a eclisse |
| sorgente centrale di NGC 2392 | 1.9 giorni[13] | nana bianca calda | nebulosa planetaria e binaria a raggi X |
| sorgente centrale di NGC 5189 | 4.04 giorni[14] | nana bianca massiva | nebulosa planetaria; la primaria è una stella di Wolf-Rayet leggera |
| sorgente centrale di NGC 2346 | 16 giorni[15] | subgigante > 3,5 masse solari | nebulosa planetaria; uno dei PCEB di periodo maggiore che potrebbe ospitare la secondaria più massiva |
| HD 101584 | 150–200 giorni | nana rossa o nana bianca | l'inghiottimento della compagna ha forse provocato la fuoriuscita di gas che ha creato la nebulosa, vista con Hubble e ALMA; la primaria è una stella post RGB |
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ 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.
- ^ a b 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.
- ^ (EN) Olofsson, H. et alii., "HD 101584: circumstellar characteristics and evolutionary status", in Astronomy & Astrophysics., vol. 623, A153, Bibcode:2017MNRAS.471..948R, DOI:10.1093/mnras/stx1611, ISSN 0035-8711, arXiv:1705.05863.
- ^ (EN) Pulley, D. et alii., "Eclipse timing variations in post-common envelope binaries: Are they a reliable indicator of circumbinary companions?", in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society., vol. 514, n. 4, pp. 5725-5738, Bibcode:2013A&A...558A..96B, DOI:10.1051/0004-6361/201322241, ISSN 0004-6361, arXiv:1312.5088.
- ^ (EN) Rappaport, S. et alii., "WD 1202-024: the shortest-period pre-cataclysmic variable", in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society., vol. 471, n. 1, pp. 948-961, Bibcode:2017NatAs...1E..32F, DOI:10.1038/s41550-016-0032, ISSN 2397-3366, arXiv:1612.05259.
- ^ (EN) Beuermann, K. et alii., "The eclipsing post-common envelope binary CSS21055: a white dwarf with a probable brown-dwarf companion", in Astronomy & Astrophysics., vol. 588, A96, Bibcode:2012ApJ...759L..34C, DOI:10.1088/2041-8205/759/2/L34, ISSN 0004-637X, arXiv:1210.0446.
- ^ (EN) Farihi, J., Parsons, S. G. e Gänsicke, B. T., "A circumbinary debris disk in a polluted white dwarf system", in Nature Astronomy., vol. 1, n. 3, Bibcode:2014A&A...562A..89J, DOI:10.1051/0004-6361/201322797, ISSN 0004-6361, arXiv:1401.1358.
- ^ (EN) Casewell, S. L. et alii., "WD0837+185: The Formation and Evolution of an Extreme Mass-ratio White-dwarf-Brown-dwarf Binary in Praesepe", in The Astrophysical Journal. 759 (2): L34, 759 (2), L34, Bibcode:2003A&A...404..301R, DOI:10.1051/0004-6361:20030330, ISSN 0004-6361, arXiv:astro-ph/0301444.
- ^ (EN) Jones, D. et alii., "The post-common-envelope, binary central star of the planetary nebula Hen 2–11", in Astronomy & Astrophysics., vol. 562, A89, Bibcode:2012Sci...338..773B, DOI:10.1126/science.1225386, ISSN 0036-8075, PMID 23139326, arXiv:1211.2200.
- ^ (EN) Ritter, H. e Kolb, U., "Catalogue of cataclysmic binaries, low-mass X-ray binaries and related objects (Seventh edition)", in Astronomy & Astrophysics., vol. 404, pp. 301-303, Bibcode:2019PASA...36...18M, DOI:10.1017/pasa.2019.11, ISSN 1323-3580, arXiv:1903.07264.
- ^ (EN) Boffin, Henri M. J. et alii., "An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star", in Science., 338 (6108), pp. 773-775, Bibcode:2015MNRAS.448.1789M, DOI:10.1093/mnras/stv074, ISSN 0035-8711, arXiv:1501.03373.
- ^ (EN) Miszalski, Brent et alii, "The post-common-envelope X-ray binary nucleus of the planetary nebula NGC 2392", in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society., 448 (2), pp. 1789–1806, Bibcode:2019MNRAS.482.4951B, DOI:10.1093/mnras/sty2986, ISSN 0035-8711, arXiv:1810.09764.
