具有磁场衰减的孤立中子星的广泛种群合成研究

我们在考虑磁场衰减的情况下，对不同类型的中子星进行了种群合成研究。我们首次将我们的结果与观测相对比，{\it 同时}使用了近邻孤立中子星的 Log N -- Log S 分布、磁星的 Log N -- Log L 分布，以及射电脉冲星在 $P$ -- $\dot P$ 图中的分布。我们发现，如果初始磁场分布函数遵循对数正态律，且 $<\log (B_0/[G]) > \sim 13.25$ 和 $\sigma_{\log B_0}\sim 0.6$，则我们的理论模型与所有数据集一致。典型情景包括约10%的中子星作为磁星诞生，以及在中子星生命的前数百万年间发生显著的磁场衰减。不同子类之间可能存在演化联系，尽管尚无法得出稳健的结论。我们应用获得的场分布和衰减模型来研究中子星直至星际介质吸积阶段的长期演化。结果表明，尽管亚声速螺旋桨阶段可能相对较长，但初始高度磁化的中子星（$B_0 > \sim 10^{13}$ G）如果其反冲速度不太大，将在银河系寿命内达到吸积状态。在10多年前的研究中未考虑此类对象，这一事实导致与早期结论相比，吸积体的比例略有增加。大多数类似于Magnificent seven的中子星预计在其演化数十亿年后将从星际介质中吸积。它们是吸积孤立中子星的主要前身星。