# NN Serpentis

NN Serpentis (abreujat NN Ser) és un sistema de binària postenvoltura comuna eclipsant a uns 1670 anys llum de distància. El sistema consta d'una nana blanca i una nana vermella que s'eclipsen. Les dues estrelles orbiten mútuament cada 0,13 dies.

## Sistema planetari

Diversos equips han deduït que existeix un sistema planetari al voltant de NN Ser. Tots aquests equips es basen en el fet que la Terra es troba al mateix pla que el sistema estel·lar binari NN Serpentis, de manera que els humans poden veure la nana vermella més gran eclipsar la nana blanca cada 0,13 dies. Aleshores, els astrònoms són capaços d'utilitzar aquests eclipsis freqüents per detectar un patró de petites però significatives irregularitats en l'òrbita de les estrelles, que es podrien atribuir a la presència i la influència gravitatòria dels planetes circumbinaris.
Chen (2009) va utilitzar aquestes "variacions de temps de l'eclipsi" per suggerir un període orbital putatiu que abasta entre 30 i 285 anys i una massa mínima entre 0,0043 i 0,18 Masses solars
A finals de 2009, Qian va estimar una massa mínima de 10,7 masses de Júpiter i un període orbital de 7,56 anys per a aquest planeta, probablement situat a 3,29 Unitats Astronòmiques. Des d'aleshores, això s'ha desmentit amb més mesures dels temps d'eclipsi de les estrelles binàries.
A finals de 2009 i 2010, investigadors del Regne Unit (Universitat de Warwick i la Universitat de Sheffield), Alemanya (Georg-August-Universitat a Göttingen, Eberhard-Karls-Universitat a Tübingen), Xile (Universitat de Valparaíso) i els Estats Units States (Universitat de Texas a Austin) va suggerir que les variacions de temps de l'eclipsi són causades per dos planetes gegants gasosos. El gegant gasós més massiu té unes 6 vegades la massa de Júpiter i orbita l'estrella binària cada 15,5 anys, l'altra òrbita cada 7,75 anys i té unes 1,6 vegades la massa de Júpiter.
Tots els models planetaris publicats no han pogut predir els canvis en el temps de l'eclipsi des del 2018, cosa que suggereix que pot ser necessària una explicació diferent per a les variacions del temps de l'eclipsi.
Sistema NN Serpentis :
| Companya (per ordre des de l'estrella) | Massa | Semieix major (ua) | Període orbital (day) | Excentricitat | Inclinació | Radi |
| d (controversial) | 2.28 ± 0.38 M$_J$ | 3.39 ± 0.1 AU | 2830 ± 130 days | 0.2 ± 0.02 | ? | ? |
| c (controversial) | 6.91 ± 0.54 M$_J$ | 5.38 ± 0.2 | 5660 ± 165 days | 0 | ? | ? |

## Referències

* ↑ Steven Parsons «Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 3-2010, pàg. 2591–2608. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.16072.X.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Stanislav George Djorgovski «The Catalina surveys periodic variable star catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 7-2014, pàg. 9. DOI: 10.1088/0067-0049/213/1/9.
* ↑ Stefan Dreizler «Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2010, pàg. 60–60. DOI: 10.1051/0004-6361/201015472.
* 1 2 Joanna K. Barstow «Evidence for an external origin of heavy elements in hot DA white dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 14-03-2014, pàg. 1607–1625. DOI: 10.1093/MNRAS/STU216.
* 1 2 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Gänsicke, B. T.; Hickman, R. «Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 402, 4, 2010, pàg. 2591–2608. arXiv: 0909.4307. Bibcode: 2010MNRAS.402.2591P. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x [Consulta: 2 juny 2023].
* 1 2 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Hickman, R. D.; P. F. L. Maxted, G.; Unda-Sanzana, E.; Colque, J. P.; Barraza, N.; Sánchez, N.; Monard, L. A. G.; etal «Orbital Period Variations in Eclipsing Post Common Envelope Binaries» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 407, 4, 2010, pàg. 2362–2382. arXiv: 1005.3958. Bibcode: 2010MNRAS.407.2362P. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.17063.x [Consulta: 2 juny 2023].
* ↑ Chen, W.-C. «Can angular momentum loss cause the period change of NN Ser?» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 499, 1, 2009. arXiv: 0904.2319. Bibcode: 2009A&A...499L...1C. DOI: 10.1051/0004-6361/200911638 [Consulta: 2 juny 2023].
* ↑ Qian, S.-B.; Dai; Liao, W.-P.; Zhu, L.-Y.; Liu, L.; Zhao, E.-G. «A Substellar Companion to the White Dwarf-Red Dwarf Eclipsing Binary NN Ser» (en anglès). The Astrophysical Journal Letters, novembre 2009. Bibcode: 2009ApJ...706L..96Q. DOI: 10.1088/0004-637X/706/1/L96 [Consulta: 2 juny 2023].
* ↑ «Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 521, octubre 2010, pàg. L60. arXiv: 1010.3608. Bibcode: 2010A&A...521L..60B. DOI: 10.1051/0004-6361/201015472 [Consulta: 2 juny 2023].
* ↑ Pulley, D.; Sharp, I. D.; Mallett, J.; von Harrach, S. «Eclipse timing variations in post-common envelope binaries: Are they a reliable indicator of circumbinary companions?» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 514, 4, agost 2022, pàg. 5725–5738. arXiv: 2206.06919. Bibcode: 2022MNRAS.514.5725P. DOI: 10.1093/mnras/stac1676.
* ↑ Schneider, J. «Notes for star NN Ser». A: The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Arxivat 2010-10-15 a Wayback Machine.

## Vegeu també

* Algol
* HW Virginis
* CM Draconis
* Kepler-16
* Kepler-47, un altre sistema binari amb 3 planetes

## Enllaços externs

* The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing (anglès)
* Els astrònoms del Regne Unit ajuden a trobar el sistema estel·lar Snooker (anglès)
Coordenades: 12$^h$ 44$^m$ 20.2367$^s$; −08° 40′ 16.837″