Наиболее используемая модель для потерь вращательной энергии одиночной нейтронной звездой предполагает, что темп этих потерь зависит от магнитного угла звезды как $P\dot P \propto \mu^2 (k_0 + k_1\sin^2\alpha)$. Здесь $P$ и $\dot P$ это период вращения звезды и его производная соответственно, $\mu$ -- дипольный магнитный момент, безразмерные параметры $k_0 \sim k_1 \sim 1$, а угол $\alpha$ и есть угол между магнитной осью и осью вращения -- {\it магнитный угол}. В нашей работе мы проверяем, совместимы ли имеющиеся наблюдательные данные с предсказанным видом зависимости $\dot P(\alpha)$. Для этого мы сравниваем различие в распределенииях параметра $P\dot P$ у 50 почти ортогональных (c $\alpha$ сравнимым с 90 градусов) и у 27 почти выровненных (с малыми $\alpha$) пульсаров с рассчитанным теоретически на основе модели. Поскольку $P\dot P$ не зависит от периода вращения явно, то единственным свободным параметром в теоретическом расчёте оказывается среднее отношение магнитных моментов $\langle \mu_\perp/\mu_\parallel \rangle$ ортогональных и выровненных пульсаров. В итоге мы находим, что имеющиеся наблюдения не противоречат общепринятой модели при условии, что магнитные поля ортогональных пульсаров систематически, на $\sim 0.15..0.2$ порядка величины больше, чем поля выровненных. Кроме того, сравнивая замедления пульсаров двух типов с близкими периодами, мы получили незавимую дополнительную оценку на показатель замедления (braking index) $n$ для одиночных радиопульсаров. Используемые данные соответствуют интервалу $1 \le n \le 4$ на уровне значимости 99\%.