In astronomy, a common envelope (CE) is gas that contains a binary star system. The gas does not rotate at the same rate as the embedded binary system. A system with such a configuration is said to be in a common envelope phase or undergoing common envelope evolution. Predictions of the outcome of common envelope evolution are uncertain.

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  • Die Common-Envelope (deutsch Gemeinsame Hülle, abgekürzt CE) ist eine relativ kurze Phase mit instabilem Massentransfer in einem wechselwirkenden Doppelsternsystem mit einer Dauer von Monaten bis einigen Jahren. Während der Common-Envelope befindet sich der Begleitstern in der Atmosphäre des Primärsterns mit dem Ergebnis eines Verlusts von Drehmoment und dem Auswurf eines Teils der Atmosphäre des Primärsterns. Bei Überkontaktsystemen kann eine gemeinsame Hülle auch mehrere Millionen Jahre bestehen und für einen Energietransfer zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems sorgen. Der Energie- und Massetransfer während einer Common-Envelope ermöglicht die Bildung von Sternen und Planeten mit Eigenschaften, die sich aus einem Einzelstern nicht entwickeln können. Bei einem Common-Envelope-Ereignis wird genügend Energie frei um einen Teil der Hülle bis auf Fluchtgeschwindigkeit zu beschleunigen. Die expandierenden Gasmassen resultierend aus einer gemeinsamen Hülle dürften eine der primären Quellen für Staub im interstellaren Medium neben AGB-Sternen und Supernovaüberresten sein. (de)
  • Une binaire à enveloppe commune (en anglais : common envelope binary) est une étoile binaire dont les deux composantes sont immergées dans une enveloppe circumstellaire de gaz qui leur est commune. Tout système binaire serré (close binary) dont une des composantes est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire, est passé par la phase d'enveloppe commune et forme une binaire à post-enveloppe commune (post-common envelope binary). C'est le cas des variables cataclysmiques contenant une naine blanche et d'objets plus exotiques tels que les binaires X contenant une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire présumé. Ce pourrait être également le cas des variables de type FK Comae Berenices. La phase d'enveloppe commune débute lorsqu'une des étoiles du système binaire devient une géante rouge et remplit son lobe de Roche. Un transfert de masse quitte le cœur de la géante rouge et plonge son compagnon stellaire, relativement moins dense, au sein d'une enveloppe commune. Les cœurs forment alors une spirale l'un vers l'autre. Le moment angulaire et l'énergie qu'ils perdent sont transférés à l'enveloppe qui, en réponse, surgyre et éjecte de la masse. La phase d'enveloppe commune s'achève quand celle-ci disparaît, laissant apparaître un objet compact. (fr)
  • 共通外層(Common envelope)は、連星の進化における数ヶ月から数年と短命のフェーズであり、主星から伴星に対して不安定な質量転移が開始される。共通外層を持つ典型的な主星は、大きな対流層としばしばコンパクトな縮退核を持つ巨星である。 (ja)
  • Em astronomia, um envelope comum denota uma fase brevíssima (se estendendo de meses a anos) na evolução de uma estrela binária na qual a maior das duas estrelas (a estrela doadora) dá início à transferência instável de massa para sua estrela companheira. A transferência de massa é instável quando o raio da estrela doadora se expande mais rapidamente ou se contrai mais rapidamente que sua órbita binária. Desse modo, a estrela doadora iniciará a transferência de massa quendo ela ultrapassar o seu lóbulo de Roche, e como consequência a órbita pode se contrair enquanto a estrela se expande, fazendo com que ela ultrapasse o lóbulo de Roche ainda mais, provocando a aceleração da transferência de massa, o que por sua vez faz com que a órbita se contraia mais rapidamente e a estrela doadora se expanda mais rapidamente e assim por diante. Isso leva ao processo descontrolado da transferência de massa altamente instável. O resultado disso será uma expansão mais acelerada do envelope da estrela estelar da doadora, que acabará por engolfar a estrela companheira. Daí o nome envelope comum. Uma estrela doadora típica capaz de gerar um envelope comum é uma gigante vermelha, que possui um grande envelope convectivo e um núcleo compacto, geralmente degenerado. Devido à diferença em escala entre o envelope e o núcleo, o núcleo não participa na expansão do envelope estelar e na formação do envelope comum, e o envelope comum abrigará dois objetos: o núcleo da estrela doadora original e a estrela companheira. Esses dois objetos (inicialmente) continuarão o movimento orbital no interior do envelope comum. No entanto, acredita-se que devido às forças de dragagem no interior do envelope gasoso, os dois objetos perdem energia, trazendo-os para uma órbita mais próxima e consequentemente aumentando de maneira efetiva suas velocidades orbitais (a partir disso a energia cinética dos dois objetos aumenta, mas a energia potencial no potencional gravitacional da binária diminui mais do que isso, resultando em uma perda líquida de energia). Supõe-se que a perda de energia orbital aqueça e expanda o envelope, e a fase do envelope comum como um todo termina quando o envelope é expelido para o espaço exterior, ou quando os dois objetos no interior do envelope se fundem e não há mais energia disponível para expandir ou mesmo expelir o envelope. Essa fase de contração da órbita dentro do envelope comum é conhecida como espiral para o interior. A fase do envelope comum é um importante mecanismo na evolução de binárias próximas, sendo ainda pouco compreendida. A maior parte dos astrofísicos traça o desfecho de um envelope utilizando a visão cartunística acima. Porém, na medida em que o poder de processamento dos computadores aumenta, modelos mais apropriados emergem, utilizando-se códigos hidrodinâmicos. Porém, ainda levará um tempo até que se possa gerar um modelo de um envelope comum descrevendo em detalhe a espiral para o interior, e mesmo esses cálculos demandarão tantos processamento de CPU que só poderão ser executados em casos especiais, mas não para grandes populações de estrelas. Uma diferença importante que deveria ser destacada é aquela entre um envelope comum e uma binária de contato. Apesar de os dois termos parecerem similares podendo ser muitas vezes confundidos, o primeiro indica o processo dinâmicamente instável descrito acima, com uma escala de tempo de anos, ao passo que uma binária de contato constitui uma configuração estável em que duas estrelas em um sistema binário se tocam, cuja escala de tempo típica varia de milhões a bilhões de anos. (pt)
  • 共有包層 (common envelope,CE) 歸因於天文學的聯星在發展過程中短期 (數月至數年) 的相變,兩顆星中最大的一顆 (捐助者) 開始不穩定的將質量轉移給伴星。當捐助星的半徑更快速的擴張或是聯星的軌道不是很快速的縮小,質量的傳輸是不穩定的。因此,當捐助星充滿了洛希瓣,質量開始傳輸,並且恆星開始擴張而軌道因此縮小,導致更多的質量溢出洛希瓣,這加速了質量的傳輸,導致軌道收縮得更快,捐助者也膨脹得更快,等等。這會導致失控的動力學不穩定質量傳輸程序,結果是捐助星的包層將快速的膨脹,並吞噬掉伴星,因此才稱為共有包層。 一顆能形成共有包層的典型捐助星通常都是巨星,它有著巨大的對流層和緻密的,通常是簡併的核心。由於核心和包層在尺度上的差異,核心不會參與包層與共有包層的擴張,同時共有包層將包含兩個物體:捐助星遠來的核心和伴星。這兩個物體 (最初) 在共有包層內繼續它們的軌道運動。然而,它們被認為因為包層內氣體的拖曳力,這兩個物體將失去能量,而會將它們帶入更緊密的軌道,並且使軌道的實際速度增加 (因此這兩個物體的動能增加,但是它們的在聯星系統中位能的減少大於動能,所以最終的結果是能量損失)。 失去的軌道能量被假設史包層的溫度上升並使包層擴展,並且在共有包層階段結束時,可能是包層散逸至太空中,或是這兩個物體在包層內合併而沒有更多能量史包層繼續擴展或驅散包層。在這個階段,貴到在共有包層內的收縮被稱為旋入 (spiral-in )。 共有包層階段是密接聯星演化中一個重要,但依然了解不多的機制。許多天文物理的模型都使用如上所述的共有包層作為最後卡通劇情的結果。然而,隨著電腦能力的增強,我們開始使用流體動力學的代碼,完成共有包層的模型。儘管如此,即使這些計算使用了最昂貴的CPU,在我們能建立起完整的旋入和共有包層模型的細節之前,我們也只能選擇一些的情況,而不是普遍的對大量的恆星。 必須指出共有包層和密接聯星有很重大的不同點。雖然,這兩者的關係看起來相似,因此經常造成混淆。但前者只是上文所述的動力不穩定過程,典型的時間尺度只有幾年;而密接聯星是兩顆恆星穩定組態的一種聯星系統,典型的時間尺度是數百萬至數十億年。 (zh)
  • In astronomy, a common envelope (CE) is gas that contains a binary star system. The gas does not rotate at the same rate as the embedded binary system. A system with such a configuration is said to be in a common envelope phase or undergoing common envelope evolution. During a common envelope phase the embedded binary system is subject to drag forces from the envelope which cause the separation of the two stars to decrease. The phase ends either when the envelope is ejected to leave the binary system with much smaller orbital separation, or when the two stars become sufficiently close to merge and form a single star. A common envelope phase is short-lived. Evolution through a common envelope phase with ejection of the envelope can lead to the formation of a binary system composed of a compact object with a close companion. Cataclysmic variables, X-ray binaries and systems of close double white dwarfs or neutron stars are examples of systems of this type which can be explained as having undergone common envelope evolution. In all these examples there is a compact remnant (a white dwarf, neutron star or black hole) which must have been the core of a star which was much larger than the current orbital separation. If these systems have undergone common envelope evolution then their present close separation is explained. Short-period systems containing compact objects are sources of gravitational waves and Type Ia supernovae. Predictions of the outcome of common envelope evolution are uncertain. A common envelope is sometimes confused with a contact binary. In a common envelope binary system the envelope does not generally rotate at the same rate as the embedded binary system; thus it is not constrained by the equipotential surface passing through the L2 Lagrangian point. In a contact binary system the shared envelope rotates with the binary system and fills an equipotential surface. (en)
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  • 共通外層(Common envelope)は、連星の進化における数ヶ月から数年と短命のフェーズであり、主星から伴星に対して不安定な質量転移が開始される。共通外層を持つ典型的な主星は、大きな対流層としばしばコンパクトな縮退核を持つ巨星である。 (ja)
  • Die Common-Envelope (deutsch Gemeinsame Hülle, abgekürzt CE) ist eine relativ kurze Phase mit instabilem Massentransfer in einem wechselwirkenden Doppelsternsystem mit einer Dauer von Monaten bis einigen Jahren. Während der Common-Envelope befindet sich der Begleitstern in der Atmosphäre des Primärsterns mit dem Ergebnis eines Verlusts von Drehmoment und dem Auswurf eines Teils der Atmosphäre des Primärsterns. Bei Überkontaktsystemen kann eine gemeinsame Hülle auch mehrere Millionen Jahre bestehen und für einen Energietransfer zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems sorgen. Der Energie- und Massetransfer während einer Common-Envelope ermöglicht die Bildung von Sternen und Planeten mit Eigenschaften, die sich aus einem Einzelstern nicht entwickeln können. Bei einem Common-Envelope-E (de)
  • Une binaire à enveloppe commune (en anglais : common envelope binary) est une étoile binaire dont les deux composantes sont immergées dans une enveloppe circumstellaire de gaz qui leur est commune. Tout système binaire serré (close binary) dont une des composantes est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire, est passé par la phase d'enveloppe commune et forme une binaire à post-enveloppe commune (post-common envelope binary). C'est le cas des variables cataclysmiques contenant une naine blanche et d'objets plus exotiques tels que les binaires X contenant une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire présumé. Ce pourrait être également le cas des variables de type FK Comae Berenices. La phase d'enveloppe commune débute lorsqu'une des étoiles du système binaire d (fr)
  • In astronomy, a common envelope (CE) is gas that contains a binary star system. The gas does not rotate at the same rate as the embedded binary system. A system with such a configuration is said to be in a common envelope phase or undergoing common envelope evolution. Predictions of the outcome of common envelope evolution are uncertain. (en)
  • Em astronomia, um envelope comum denota uma fase brevíssima (se estendendo de meses a anos) na evolução de uma estrela binária na qual a maior das duas estrelas (a estrela doadora) dá início à transferência instável de massa para sua estrela companheira. A transferência de massa é instável quando o raio da estrela doadora se expande mais rapidamente ou se contrai mais rapidamente que sua órbita binária. Desse modo, a estrela doadora iniciará a transferência de massa quendo ela ultrapassar o seu lóbulo de Roche, e como consequência a órbita pode se contrair enquanto a estrela se expande, fazendo com que ela ultrapasse o lóbulo de Roche ainda mais, provocando a aceleração da transferência de massa, o que por sua vez faz com que a órbita se contraia mais rapidamente e a estrela doadora se exp (pt)
  • 共有包層 (common envelope,CE) 歸因於天文學的聯星在發展過程中短期 (數月至數年) 的相變,兩顆星中最大的一顆 (捐助者) 開始不穩定的將質量轉移給伴星。當捐助星的半徑更快速的擴張或是聯星的軌道不是很快速的縮小,質量的傳輸是不穩定的。因此,當捐助星充滿了洛希瓣,質量開始傳輸,並且恆星開始擴張而軌道因此縮小,導致更多的質量溢出洛希瓣,這加速了質量的傳輸,導致軌道收縮得更快,捐助者也膨脹得更快,等等。這會導致失控的動力學不穩定質量傳輸程序,結果是捐助星的包層將快速的膨脹,並吞噬掉伴星,因此才稱為共有包層。 共有包層階段是密接聯星演化中一個重要,但依然了解不多的機制。許多天文物理的模型都使用如上所述的共有包層作為最後卡通劇情的結果。然而,隨著電腦能力的增強,我們開始使用流體動力學的代碼,完成共有包層的模型。儘管如此,即使這些計算使用了最昂貴的CPU,在我們能建立起完整的旋入和共有包層模型的細節之前,我們也只能選擇一些的情況,而不是普遍的對大量的恆星。 必須指出共有包層和密接聯星有很重大的不同點。雖然,這兩者的關係看起來相似,因此經常造成混淆。但前者只是上文所述的動力不穩定過程,典型的時間尺度只有幾年;而密接聯星是兩顆恆星穩定組態的一種聯星系統,典型的時間尺度是數百萬至數十億年。 (zh)
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  • Common Envelope (de)
  • Binaire à enveloppe commune (fr)
  • 共通外層 (ja)
  • Envelope comum (pt)
  • 共有包層 (zh)
  • Common envelope (en)
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