非常年轻脉星的磁场与自转历史

米歇尔（1994）提出了关于新生中子星快速磁化的现象学图景后，穆斯迪古克 & 佩奇（1995）建议，中子星形成伴随的物理条件可能导致中子星表面磁场具有较低值（~10^8-10^9 G），而大部分磁通被压在星体表面下方。随后表面磁场的增长是由于内部强磁场（10^12-10^13 G）的欧姆扩散导致的，其过程持续10^2-10^3年，具体取决于中子星早期热历史、磁通初始分布以及星体外壳的电阻率，以及星体结构的细节。依据这一建议，我们进行数值计算以演示其对年轻射电脉星的可能相关性。在我们的计算中，我们使用基于稠密物质模型的不同中子星结构，该模型包含向卡克子浓度相变，表明这取决于星体质量，既包括慢速也包括快速的中子星冷却。我们展示了中子星表面磁场、转子辐射功率、转子周期、“制动指数”和转子衰减年龄的一系列演化历程，这些历程最符合对应测量值的最佳情况，针对PSR 0531+21（Crab）、PSR 0540-69和PSR 1509-58。我们得出结论，所考虑的效应对这些射电脉星的观察到的旋转特征和推导出的表面磁场强度值表现出极佳的吻合，这些射电脉星是唯一已可靠测量到制动指数的脉星。在此基础上，我们的分析表明，Crab脉星和PSR 0540-69的中子星经历了快速中子星冷却，而PSR 1509-58的中子星经历了慢速冷却，因而其质量低于临界质量。