¿Sigue siendo la compañera más pequeña de Pulsar J0453+1559 la estrella de neutrones más pequeña conocida? ¿Se confirmó además que era un NS después de que Martínez et al. (2015)?

@ProfRob's Physics SE responde a ¿Cuál es el límite de masa inferior teórico para una estrella de neutrones gravitacionalmente estable? se vinculó hace un momento en su respuesta a ¿Puede una estrella de neutrones tener menos de 1,44 masas solares (el límite de Chandrasekhar)? ¿Por qué no? que señala que una estrella de neutrones más pequeña compañera del púlsar J0453+1559 podría (o no) ser el púlsar más pequeño conocido actualmente:

Varias estrellas de neutrones en sistemas binarios han medido masas por debajo de$1.44 M_\odot$(por ejemplo, un púlsar de masa$1.251 \pm 0.021 M_\odot$, McKee et al. 2020 ). Creo que el actual contendiente de menor masa es$1.174 \pm 0.004 M_\odot$( Martinez et al. (2015) Pulsar J0453+1559: A Double Neutron Star System with a Large Mass Asymmetry .

El resumen de Martínez et al. (2015) incluye la frase:

Si esta compañera también es una estrella de neutrones (NS), como lo indica la excentricidad orbital del sistema (e=0,11), entonces su masa es la más pequeña medida con precisión para cualquier objeto de este tipo.

y la Sección 3, Resultados explica:

Dada la excentricidad orbital (e = 0,11), es muy probable que la compañera sea una estrella de neutrones : si hubiera evolucionado hasta convertirse en una estrella enana blanca masiva, no habría una pérdida repentina de masa asociada con una explosión de supernova y el sistema habría conservado la órbita circular que es característica de los sistemas compactos de acumulación. Esto es consistente con la no detección de una contraparte óptica del sistema en cualquiera de los catálogos ópticos. Sin embargo, la alta excentricidad no resuelve del todo el asunto: el reciente descubrimiento de un púlsar reciclado con un compañero masivo (∼ 1M⊙) PSR J1727−2946 Lorimer et al. (2015) y una excentricidad orbital de 0,0456 cierra la brecha de excentricidad observada anteriormente entre sistemas con NS y compañeros WD masivos.En el resto de este documento supondremos, con cautela, que el acompañante es un NS.

Que la compañera pueda ser una estrella de neutrones es importante para este análisis; la siguiente oración es

La excentricidad orbital del púlsar permite detectar el avance del periastro, ˙ω. Si ambos componentes son compactos, como implica la no detección óptica, esto viene dado por:

$$\dot{\omega} = \dot{\omega}_{GR} + \dot{\omega}_{K}$$

[...]

Y la sección de conclusiones señala que esta es una excentricidad relativamente pequeña para las estrellas de neutrones dobles enumeradas en la Tabla 1 a partir de 2015.

Ya han pasado seis años, así que me gustaría preguntar:

Pregunta: ¿Se ha confirmado que la compañera más pequeña de Pulsar J0453+155 es una estrella de neutrones mediante algún trabajo adicional más allá del de Martinez et al. (2015) y ¿sigue siendo la estrella de neutrones más pequeña conocida?

¿Se ha confirmado que el compañero más pequeño de Pulsar J0453+155 es una estrella de neutrones después de que Martinez et al. (2015) y ¿sigue siendo la estrella de neutrones más pequeña conocida?