Компаньоном нейтронной звезды может быть звезда главной последовательности, белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.
Мы обнаружили двойную систему пульсар-пульсар несколько десятилетий назад. Но если один из пульсаров не излучает в нашу сторону, мы не сможем сказать, пульсар это или черная дыра. Если компаньон не является звездой главной последовательности, как мы узнаем природу компаньона в двойной нейтронной звезде?
Возможно ли, что из двойных систем с одной-единственной нейтронной звездой существует еще одна нейтронная звезда или скрытая черная дыра?
Один из способов выяснить, является ли один (или оба) объекта черной дырой, нейтронной звездой, белым карликом или другим компактным объектом, — попытаться измерить его массу. Например, нейтронная звезда и белый карлик являются компактными звездными остатками. Однако есть один решающий фактор, который определяет, каким типом звездного остатка станет звезда-прародитель: масса остатка.
Предел Чандрасекара ( ) — максимальная масса белого карлика; предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова ( ) — максимальная масса нейтронной звезды. Большая неопределенность последнего означает, что он не особенно полезен для идентификации компактных объектов, которые могут быть нейтронными звездами или черными дырами с малой массой.
Итак, если вы знаете массу одного из объектов — а давайте предположим, что он находится в пределах диапазона массы одного из классов звездных остатков — вы сможете выяснить, к какому типу он относится. Как бы вы измерили массу? Что ж, вы можете изучить орбиту звезды-компаньона, чтобы попытаться определить влияние звездного остатка на ее орбиту.
Другим способом было бы изучение гравитационных волн, излучаемых системой. Эти волны могут излучаться только при определенных обстоятельствах — например, в системе двойных нейтронных звезд — см., например, двойную систему Халса-Тейлора, также известную как PSR B1913+16. Мощность, излучаемая этими волнами, а также орбитальный распад зависят от массы объектов. Хотя обнаружение гравитационных волн является невероятно сложной задачей, несколько детекторов запланировано или уже находится в эксплуатации, например, eLISA и LIGO.
Вы также можете попытаться найти другие эффекты, характерные для определенных звездных остатков. Например, пульсар будет характеризоваться определенной структурой радиоволн (белые карлики и черные дыры обычно не являются сильными источниками радиоизлучения). Однако, если объекты не светятся, это может быть неэффективно.
Чтобы что-то было возможным в этой вселенной, даже не обязательно, чтобы оно согласовывалось с известной нам физикой. Астрономические неожиданности часто приводили к пересмотру наших теорий. Таким образом, все описанные вами редкие ситуации возможны.
Как мы обнаруживаем такие уклончивые системы?
Однозначного ответа нет. Основываясь на имеющихся у нас данных о системе, вы можете проявить творческий подход при анализе данных и придумать новые методы. Это одна из причин, по которой наука до сих пор доставляет удовольствие.
Может быть, кто-то, кто имел некоторый опыт в соответствующем вопросе, может расширить.
Кроме того, такие системы встречаются редко по физической причине. Перенос массы между двойными системами гарантирует, что одна из звезд эволюционирует раньше, чем другая. Другая звезда либо становится звездой с малой массой, либо в большинстве случаев эволюционирует соответственно. Остальные случаи приходится на ваше редкое описание систем.
См. Algol Paradox для интересного чтения.
ПрофРоб