El compañero de una estrella de neutrones podría ser una estrella de secuencia principal, una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Detectamos un binario pulsar-pulsar hace varias décadas. Pero si uno de los púlsares no irradia hacia nosotros, es posible que no podamos decir que es un púlsar o un agujero negro. Si la compañera no es una estrella de secuencia principal, ¿cómo sabemos la naturaleza de la compañera en una estrella binaria de neutrones?
De los sistemas binarios con una sola estrella de neutrones, ¿es posible que haya otra estrella de neutrones o un agujero negro oculto?
Una forma de averiguar si uno (o ambos) de los objetos es un agujero negro, una estrella de neutrones, una enana blanca u otro objeto compacto sería tratar de medir su masa. Por ejemplo, una estrella de neutrones y una enana blanca son remanentes estelares compactos. Sin embargo, hay un factor decisivo que determina en qué tipo de remanente estelar se convertirá una estrella progenitora: la masa del remanente.
El límite de Chandrasekhar ( ) es la masa máxima de una enana blanca; el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ( ) es la masa máxima de una estrella de neutrones. La gran incertidumbre en este último significa que no es particularmente útil para identificar objetos compactos que podrían ser estrellas de neutrones o agujeros negros de baja masa.
Entonces, si conoce la masa de uno de los objetos, y supongamos que está dentro del rango de masa de una de las clases de remanentes estelares, es posible que pueda averiguar de qué tipo es. ¿Cómo medirías la masa? Bueno, podrías estudiar la órbita de su estrella compañera para tratar de determinar el efecto del remanente estelar en su órbita.
Otra forma sería estudiar las ondas gravitacionales emitidas por el sistema. Estas ondas solo pueden emitirse en determinadas circunstancias, por ejemplo, en un sistema de estrellas de neutrones binarias; véase, por ejemplo, el sistema binario de Hulse-Taylor, también conocido como PSR B1913+16. La potencia radiada por estas ondas, así como el decaimiento orbital, dependen de las masas de los objetos. Si bien la detección de ondas gravitacionales es una tarea increíblemente difícil, hay varios detectores planificados o que ya están en funcionamiento, como eLISA y LIGO.
También podría intentar buscar otros efectos que caractericen ciertos remanentes estelares. Por ejemplo, un determinado patrón de ondas de radio caracterizaría a un púlsar (las enanas blancas y los agujeros negros normalmente no son fuentes de radio potentes). Sin embargo, si los objetos no son luminosos, esto puede no ser efectivo.
Para que algo sea posible en este universo, ni siquiera tiene que ser consistente con la física que conocemos. Las sorpresas astronómicas a menudo han llevado a revisiones en nuestras teorías. Por lo tanto, todas las situaciones raras que describiste son posibles.
¿Cómo detectamos tales sistemas evasivos?
No hay una respuesta definitiva. En función de los datos que tenemos sobre el sistema, puede ser creativo mientras realiza el análisis de datos y propone nuevos métodos. Esa es una de las razones por las que la ciencia sigue siendo divertida.
Tal vez alguien que haya tenido alguna experiencia con el asunto en cuestión pueda ampliar.
Además, tales sistemas son raros debido a una razón física. La transferencia de masa entre sistemas binarios asegura que una de las estrellas evolucione antes que la otra. La otra estrella termina siendo una estrella de baja masa y evoluciona en consecuencia en la mayoría de los casos. Los casos restantes dan cuenta de su rara descripción de los sistemas.
Ver Algol Paradox para una lectura interesante.
ProfRob