Магнитарная фракция в суперновой ядре

Магнитарные звезды являются экстремальными нейтронными звёздами, питаемыми ультратвердыми магнитными полями (от 0 до 1014 G), и они являются мощными двигателями для некоторых из наиболее мощных внегалактических переходных процессов, таких как сверхсветовая суперновая, гамма-лучевые разрывы и быстрые радиовырывки. Тем не менее их скорость образования по отношению к обычным нейтронным звездам остается неопределенной, что часто препятствует прямому сопоставлению со скоростью этих переходных звёзд. Кроме того, недавно было доказано, что магнитары эволюционируют в зависимости от других классов нейтронных звезд - существенно важного компонента оценки точной фракции магнитных частиц внутри нейтронной звезды. В наблюдаемой молодости (<2 кыр) галактической нейтронной звездной популяции только 9 из 23 обнаруженных источников (40%) являются классическими пульсарами с вращением. Остальные 60% являются магнитарами или центральными компактными объектами. Здесь мы изучаем магнетическую фертильную фракцию в суперновой ядре, используя популяционный синтез изолированных нейтронных звёзд классов в нашей Galaxy, включая динамическую эволюцию, обкатку и магнитно-термальную эволюцию. Предположим, что первоначальное распределение магнитного поля в бимодальном режиме является результатом пика магнетарей на B0 · 1—2,5 × 1014 G и составляет в среднем около 50% изолированной нейтронной звезды. Мы делаем вывод о том, что воспроизведение наблюдаемой популяции требует более высокой процентной доли…