Los púlsares de milisegundos nacen en sistemas binarios donde la estrella de neutrones se acelera gracias a la transferencia de masa y momento angular desde la estrella compañera. Las fases iniciales de acreción y los productos finales en forma de púlsares de radio están bien estudiados, pero las etapas intermedias, cuando el sistema acaba de completar la transferencia activa de masa, siguen estando poco pobladas observacionalmente. Este trabajo se inscribe en la línea de investigación de las compañeras ópticas de púlsares de milisegundos en cúmulos globulares, donde ya se han encontrado varios sistemas similares, pero ninguno había sido sorprendido en una etapa tan temprana de la evolución de la enana blanca.
Se utilizaron observaciones profundas multibanda y multiépoca del telescopio espacial Hubble en nueve filtros, desde el ultravioleta cercano hasta el infrarrojo cercano, obtenidas a lo largo de diez años. La posición del púlsar, determinada a partir de observaciones de radio con MeerKAT, se trasladó a la época de las imágenes ópticas teniendo en cuenta el movimiento propio. En un radio de 0,1 segundos de arco se encontró una única fuente que coincide con el púlsar con una precisión de 0,02 segundos de arco. Para determinar los parámetros físicos de la compañera, su posición en el diagrama color-magnitud se comparó con las trayectorias teóricas de enfriamiento de enanas blancas de helio de diferentes masas mediante el método de máxima verosimilitud.
La compañera COM-NGC362D tiene una masa de 0,18 ± 0,01 masas solares y una temperatura efectiva de unos 13 000 K, lo que corresponde a la fase de protoenana blanca, a 180 millones de años del inicio del enfriamiento. Dado que la fase de protoenana blanca para esta masa dura unos 0,87 mil millones de años, la separación del lóbulo de Roche ocurrió hace solo unos 0,69 mil millones de años. Esta es la enana blanca compañera de púlsar de milisegundos más joven conocida. Se detectaron variaciones de color significativas dependientes de la longitud de onda: la diferencia entre el color observado y el modelado cambia de forma monótona y alcanza 0,8 magnitudes al pasar de los filtros azules a los rojos. Esta tendencia es consistente con la autoabsorción de la luz por el material circunestelar residual que rodea a la compañera. Un modelo de autoabsorción con espesor óptico τ10 = 0,18 y tamaño de grano de 0,05 μm describe bien la mayoría de los puntos observacionales.
Este trabajo muestra por primera vez de forma directa que el material residual puede persistir alrededor de la compañera de un púlsar de milisegundos durante una parte significativa de la fase previa al enfriamiento y crear firmas observacionales no predichas por los modelos estándar. Esto distingue a este sistema de los vecinos estudiados anteriormente, donde no se observaron tales efectos, y sugiere un posible error sistemático en la clasificación de púlsares de milisegundos jóvenes con compañeras no degeneradas. La similitud con el enigmático sistema PSR J1816+4510 y con la recientemente estudiada compañera del púlsar M2C sugiere que estas fases transitorias no son raras.
El tema puede desarrollarse mediante la búsqueda de otros sistemas en fase transitoria con estudios profundos multicolor de cúmulos globulares y de la Galaxia. Las observaciones espectroscópicas de alta resolución permitirán medir la curva de velocidades radiales de la compañera y restringir la relación de masas del sistema, además de detectar líneas metálicas estrechas características de material a baja presión. Observaciones de radio adicionales con alta resolución temporal ayudarán a revelar inhomogeneidades en la distribución del material residual a través de cambios en la medida de dispersión.
Los resultados afectarán a la interpretación de las observaciones ópticas y de radio de púlsares de milisegundos en sistemas binarios, especialmente a la clasificación de sistemas tipo 'araña roja' y 'viuda negra'. También son importantes para comprender la evolución de las enanas blancas de helio de baja masa y la conexión entre binarias de rayos X de baja masa y púlsares de milisegundos.
Obtener espectros de la compañera COM-NGC362D para medir velocidades radiales y buscar líneas de emisión estrechas. Realizar un monitoreo del púlsar de radio NGC362D para buscar signos de absorción o dispersión no homogénea de la señal por el material residual.
El trabajo aborda directamente el problema no resuelto de la conexión entre binarias de rayos X de baja masa y púlsares de milisegundos: qué manifestaciones observacionales presentan los sistemas inmediatamente después de completar la transferencia de masa. También toca la cuestión del origen y la vida útil de los discos o envolturas residuales alrededor de las enanas blancas compañeras, lo que es importante para entender la evolución de binarias cercanas en cúmulos globulares.
El período orbital del sistema NGC362D es de solo 0,17 días, es decir, unas 4 horas. En ese tiempo, la compañera completa una vuelta alrededor de la estrella de neutrones, y la distancia entre ambos es menor que la distancia de la Tierra a la Luna.
En la novela 'Spin' de Robert Wilson se describen sistemas estelares donde los discos residuales de material alrededor de objetos compactos afectan a las propiedades observacionales y crean firmas falsas. Aquí, una idea similar se hace realidad en astrofísica: el material residual alrededor de una enana blanca joven puede imitar los signos de una compañera no degenerada.