Legg ut vanlig konvolutt binær - Post common envelope binary
.jpg)
En post-vanlig konvolutt binær , PCEB eller pre-kataklysmisk variabel er en binær som består av en hvit dverg og en hovedsekvensstjerne eller en brun dverg . Stjernen eller den brune dvergen delte en felles konvolutt med den hvite dvergføderen i den røde kjempefasen . I dette scenariet mister stjernen eller den brune dvergen vinkelmomentet når den kretser i konvolutten, og til slutt etterlater en hovedsekvensstjerne og en hvit dverg i en kort periode. En PCEB vil fortsette å miste vinkelmomentet via magnetisk bremsing og gravitasjonsbølger og vil til slutt begynne masseoverføring, noe som resulterer i en katastrofal variabel . Mens det er tusenvis av PCEB-er kjent, er det bare noen få formørkende PCEB-er, også kalt ePCEB-er. Enda sjeldnere er PCEB med en brun dverg som sekundær. En brun dverg med en masse på mindre enn 20 M J kan fordampe under den felles konvolutt fase, og derfor den sekundære er ment å ha en masse er høyere enn 20 M J .
Materialet som kastes ut fra den vanlige konvolutten, danner en planetarisk tåke . En av fem planetariske tåker kastes ut fra vanlige konvolutter, men dette kan være et undervurdert. En planetarisk tåke dannet av et vanlig konvoluttsystem viser vanligvis en bipolar struktur.
Den mistenkte PCEB HD 101584 er omgitt av en kompleks tåke. I løpet av den felles konvoluttfasen ble den røde gigantiske fasen av primærfasen avsluttet for tidlig, som endte med å unngå en stjernesammenslåing. Den gjenværende hydrogenhylsen til HD 101584 ble kastet ut under samspillet mellom den røde kjempen og følgesvennen, og den danner nå det sirkelformære mediet rundt binæren.
Liste over konvoluttbinarier etter felles
Sortert etter økende omløpstid .
| Navn | Periode | Sekundær | Merk |
|---|---|---|---|
| SDSS J1205-0242 | 71,2 minutter | lavmassestjerne eller brun dverg | korteste periode PCEB (per 2017) |
| WD 0137−349 | 116 minutter | brun dverg | først bekreftet PCEB med en brun dverg som ledsager |
| CSS21055 | 121,73 minutter | brun dverg | formørkelse binær |
| SDSS 1557 | 2.27 timer | brun dverg | sirkelrester med en forurenset hvit dverg |
| NN Serpentis | 3,12 timer | rød dverg | formørkelse binær |
| WD 0837 + 185 | 4,2 timer | brun dverg | ekstrem masseforhold for stamfar, hvor den primære har en masse på 3,5-3,7 M ☉ og den sekundære 25-30 M J |
| RR Caeli | 7,2 timer | rød dverg | formørkelse binær |
| sentral kilde til Hen 2-11 | 14.616 timer | K-type hovedsekvensstjerne | planetarisk tåke og formørkelses binær |
| K 1-2 | 16.2192 timer | planetarisk tåke | |
| sentral kilde til Fleming 1 | 1,1953 dager | hvit dverg | planetarisk tåke |
| KOI-256 | 1.37865 dager | rød dverg | formørkelse binær |
| sentral kilde til NGC 2392 | 1,9 dager | varm hvit dverg | planetarisk tåke og røntgen binær |
| sentral kilde til NGC 5189 | 4,04 dager | massiv hvit dverg | planetarisk tåke; primær er en Wolf-Rayet-stjerne med lav masse |
| sentral kilde til NGC 2346 | 16 dager | > 3,5 M ☉ sub-giganten | planetarisk tåke; en av de lengste periodene PCEB som kan være vert for den mest massive sekundæren |
| HD 101584 | 150–200 dager | rød dverg eller hvit dverg | oppslukingen av følgesvennen utløste sannsynligvis gass til å strømme ut, og skapte tåken, sett med Hubble og ALMA ; primær er en post-RGB-stjerne |
