Der Begleiter eines Neutronensterns könnte ein Hauptreihenstern, ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein.
Wir haben vor einigen Jahrzehnten ein Pulsar-Pulsar-Doppelsystem entdeckt. Aber wenn einer der Pulsare nicht auf uns zustrahlt, können wir möglicherweise nicht sagen, ob es sich um einen Pulsar oder ein Schwarzes Loch handelt. Wenn der Begleiter kein Hauptreihenstern ist, woher wissen wir dann die Natur des Begleiters in einem Neutronenstern-Binärsystem?
Ist es möglich, dass es unter den binären Systemen mit einem einzigen Neutronenstern einen weiteren Neutronenstern oder ein verstecktes Schwarzes Loch gibt?
Eine Möglichkeit herauszufinden, ob eines (oder beide) der Objekte ein Schwarzes Loch, ein Neutronenstern, ein Weißer Zwerg oder ein anderes kompaktes Objekt ist, wäre der Versuch, seine Masse zu messen. Zum Beispiel sind ein Neutronenstern und ein Weißer Zwerg beides kompakte Sternüberreste. Allerdings gibt es einen entscheidenden Faktor, der bestimmt, zu welcher Art von Sternüberrest ein Vorläuferstern wird: die Masse des Überrests.
Die Chandrasekhar-Grenze ( ) ist die maximale Masse eines Weißen Zwergs; die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze ( ) ist die maximale Masse eines Neutronensterns. Die große Unsicherheit in letzterem bedeutet, dass es nicht besonders nützlich ist, um kompakte Objekte zu identifizieren, die Neutronensterne oder massearme Schwarze Löcher sein könnten.
Wenn Sie also die Masse eines der Objekte kennen – und nehmen wir an, dass es innerhalb des Massenbereichs einer der Klassen von Sternüberresten liegt – können Sie vielleicht herausfinden, um welchen Typ es sich handelt. Wie würden Sie die Masse messen? Nun, Sie könnten die Umlaufbahn seines Begleitsterns untersuchen, um zu versuchen, die Auswirkungen des Sternrests auf seine Umlaufbahn zu bestimmen.
Eine andere Möglichkeit wäre, die vom System emittierten Gravitationswellen zu untersuchen. Diese Wellen können nur unter bestimmten Umständen ausgesendet werden – zum Beispiel in einem System aus Neutronensternen – siehe zum Beispiel das Hulse-Taylor-Doppelsystem, auch bekannt als PSR B1913+16. Die von diesen Wellen abgestrahlte Leistung sowie der Zerfall der Umlaufbahn hängen von der Masse der Objekte ab. Während der Nachweis von Gravitationswellen eine unglaublich schwierige Aufgabe ist, sind mehrere Detektoren geplant oder bereits in Betrieb, wie eLISA und LIGO.
Sie könnten auch versuchen, nach anderen Effekten zu suchen, die bestimmte Sternenreste charakterisieren. Beispielsweise würde ein bestimmtes Muster von Radiowellen einen Pulsar charakterisieren (Weiße Zwerge und Schwarze Löcher sind normalerweise keine starken Radioquellen). Wenn die Objekte jedoch nicht leuchtend sind, ist dies möglicherweise nicht effektiv.
Damit etwas in diesem Universum möglich ist, muss es nicht einmal mit der Physik übereinstimmen, die wir kennen. Astronomische Überraschungen haben oft zu Revisionen unserer Theorien geführt. Somit sind alle seltenen Situationen, die Sie beschrieben haben, möglich.
Wie erkennen wir solche Ausweichsysteme?
Es gibt keine eindeutige Antwort. Basierend auf den Daten, die wir über das System haben, können Sie bei der Datenanalyse kreativ werden und neue Methoden entwickeln. Das ist einer der Gründe, warum Wissenschaft weiterhin Spaß macht.
Vielleicht kann ja jemand, der schon Erfahrungen mit dem betreffenden Thema hat, erweitern.
Außerdem sind solche Systeme aus physikalischen Gründen selten. Der Massentransfer zwischen Doppelsternsystemen sorgt dafür, dass sich einer der Sterne früher entwickelt als der andere. Der andere Stern endet entweder als massearmer Stern und entwickelt sich in den meisten Fällen entsprechend. Die verbleibenden Fälle erklären Ihre seltene Beschreibung von Systemen.
Siehe Algol Paradox für eine interessante Lektüre.
ProfRob