In der Abhandlung von Hulse & Taylor 1975 über die erste Entdeckung eines Pulsars in einem Doppelsternsystem kommen sie zu dem Schluss, dass der Begleiter des Pulsars sein muss
ein kompaktes Objekt, wahrscheinlich ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Ein Weißer-Zwerg-Begleiter kann nicht ausgeschlossen werden, scheint aber aus evolutionären Gründen unwahrscheinlich.
Meine Frage ist, warum ein Weißer-Zwerg-Begleiter unwahrscheinlich ist, wenn man bedenkt, dass wir Pulsar-Weißer-Zwerg-Binärsysteme (z. B. PSR J1141-6545) beobachtet haben.
Es ist schwierig, die Gedanken der Autoren zu lesen. Ich denke, im Jahr 1975 hätte man nicht gewürdigt, in welchem Ausmaß binäre Wechselwirkungen die Entwicklung kompakter binärer Systeme beeinflussen können. Daher dachten die Autoren wahrscheinlich, dass dies ein Neutronenstern war, der aus dem kürzlichen Kernkollaps eines massereichen Sterns entstanden war (und sie hatten wahrscheinlich Recht).
Wenn dies der Fall wäre, scheint es unwahrscheinlich, dass der Begleiter ein Weißer Zwerg sein könnte, da der Vorläufer eines Weißen Zwergs von geringerer Masse gewesen wäre und viel länger hätte leben müssen als die kombinierte Lebensdauer des Pulsars und seines massiven Vorläufers.
Tatsächlich ähnelt der Pulsar, den Sie in Ihrer Frage erwähnen, dem von Hulse & Taylor präsentierten in Bezug auf seine Rotationsperiode und Umlaufzeit. Die Ursprünge sind jedoch wahrscheinlich unterschiedlich.
In PSRJ1141-6545 ist es wahrscheinlich, dass sich der weiße Zwergbegleiter zuerst bildete , aber viel Masse auf einen Begleiter übertrug, der dann massiv genug wurde, um einen Kernkollaps zu erleiden und einen Neutronenstern zu bilden ( Davies et al. 2002 ). Der Pulsar könnte also noch „jung“ sein, aber sein Vorfahre lebte tatsächlich länger als der Begleiter des Weißen Zwergs. Ich denke, diese Möglichkeit wurde von Hulse & Taylor nicht in Betracht gezogen.
In PSRJ1915+16 bildete sich wahrscheinlich zuerst ein Neutronenstern, dann wurde der massereiche Sekundärstern von einem Roche-Lappen überflutet und die Umlaufbahn schrumpfte. Aber der Kern der Sekundärseite setzt sich bis zum Stadium des Kernkollaps fort und das Ergebnis ist eine enge Neutronenstern-Binärdatei.