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. 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. Ancora più rari sono i PCEB con una nana bruna come secondaria. 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.
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.
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 nei 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, spesso non riescono a spiegare pienamente tali variazioni temporali.
Elenco dei PCEB +NomePeriodoSecondariaNoteSDSS J1205-024271.2 minutistella leggera o nana brunaPCEB di periodo minore (al 2017)WD 0137−349116 minutinana brunaprimo PCEB confermato con nana bruna come compagnaCSS21055121.73 minutinana brunabinaria a eclisseSDSS 15572.27 orenana brunadisco circumstellare con nana biancaV470 Camelopardalis(HS0705+6700)nana rossabinaria a eclisseNY Virginisnana rossabinaria a eclisseNSVS 14256825nana rossabinaria a eclisseHW Virginisnana rossabinaria a eclisseNN Serpentis3.12 orenana rossabinaria a eclisseWD 0837+1854.2 orenana brunaestremo rapporto di massa della progenitrice, con la primaria avente una massa di 3,5-3,7 masse solari, e la secondaria 25-30 masse giovianeRR Caelinana rossabinaria a eclisseDE Canum Venaticorumnana rossabinaria a eclisseV471 Taurinana biancabinaria a eclisse, l'altra stella nella coppia è una nana arancionesorgente centrale di Hen 2-1114.616 orestella principale di classe Knebulosa planetaria e binaria a eclisseK 1-216.2192 orenebulosa planetariasorgente centrale di Fleming 11.1953 giorninana rossanebulosa planetariaKOI-2561.37865 giorninana rossabinaria a eclissesorgente centrale di NGC 23921.9 giorninana bianca caldanebulosa planetaria e binaria a raggi Xsorgente centrale di NGC 51894.04 giorninana bianca massivanebulosa planetaria; la primaria è una stella di Wolf-Rayet leggerasorgente centrale di NGC 234616 giornisubgigante > 3,5 masse solarinebulosa planetaria; uno dei PCEB di periodo maggiore che potrebbe ospitare la secondaria più massivaHD 101584150–200 giorninana rossa o nana biancal'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
Categoria:Stelle di classe spettrale D Categoria:Stelle binarie Categoria:Pagine con traduzioni non revisionate