中子星在共有包层中的再循环与超新星爆发

在本文中，我们提出了一种新的、适用于密近双星系统的超新星爆发的合理机制。起点是红超巨星与中子星组成的双星演化中的共有包层阶段。当中子星螺旋落入其伴星中心时，它通过盘吸积加速自转。根据中子星通过邦迪-霍伊尔机制捕获气体的比角动量，它可能在其仍处于共有包层内或与伴星核心合并后达到毫秒周期。高吸积率可能导致中子星强烈的较差自转，并产生磁星强度的磁场。如果磁星的磁场强度达到 $10^{15}\,$G，其星风可以吹散共有包层；如果磁场强度达到 $10^{16}\,$G，则可以摧毁整个伴星。总爆发能量可与毫秒脉冲星的转动能相当，达到 $10^{52}\,$erg。然而，预计通过这种方式仅能产生少量的 $^{56}$Ni。结果是一种不寻常的II型超新星，在平台阶段具有非常高的光度，随后亮度急剧下降，光变曲线尾部陡峭。遗迹要么是孤立的磁星，要么是包含沃尔夫-拉叶星和磁星的密近双星。当这颗沃尔夫-拉叶星爆发时，这将是同一双星系统中的第三次超新星爆发。