银河系中心磁星 SGR 1745-2900 的一个可能起源

由于银河系中心 (GC) 附近存在大量大质量 O/B 恒星和假想中子星 (NSs)，由一颗 NS 和一颗 B 型星构成的中等质量 X 射线双星 (IMXBs) 可能存在于此。我们研究了 IMXBs (类似于 M82 X-2) 中吸积 NS 的演化，其伴星质量 $\sim5.2M_\odot$，轨道周期 $\simeq2.53$ 天。通过采用早期 Case B Roche-瓣溢出 (RLOF) 吸积的轻度超爱丁顿率 $\dot{M}=6\times10^{-8}M_\odot~{\rm yr}^{-1}$，我们发现仅当吸积 NS 具有相当弹性的星壳 (滑移因子 $s=0.05$) 时，环向磁场能在 1 Myrs 内被放大，这被假定为 RLOF 的最长持续时间。这些 IMXBs 若动力学稳定将演化为 NS+白矮星 (WD) 双星。然而，在形成 NS+WD 双星之前，GC 中的高恒星密度可能导致 NS+演化恒星双星 (处于后早期 Case B 质量转移阶段) 与 NSs 之间的频繁相遇，或与其他恒星的交换相遇，这可能产生单颗 NSs。当放大的极向磁场扩散到 NS 表面时，这些 NSs 将演化为磁星。因此，我们的结果对 GC 磁星 SGR 1745-2900 的起源提供了一种可能的解释。此外，具有 $s>0.05$ 的吸积 NSs 将演化为毫秒脉冲星 (MSPs)。因此，我们的模型揭示 GC 磁星和 MSPs 可能均起源于这类特殊的 IMXBs。