銀河系球狀星團射電脈沖星的統(tǒng)計研究

鄭 嬌，游霄鵬

(西南大學 物理科學與技術(shù)學院，重慶400715)

1 引 言

球狀星團(globular clusters， GCs) 是由大量低金屬豐度的年老恒星組成的引力束縛系統(tǒng)。據(jù)統(tǒng)計，銀河系約有500多個球狀星團，至今已發(fā)現(xiàn)157個[1]。在球狀星團中搜尋射電脈沖星需要大型射電望遠鏡的深度觀測。1987年Lyne 等人在M28中發(fā)現(xiàn)第一顆球狀星團脈沖星PSR J1824-2452A 以后[2]，在距離銀河系中心20kpc 以內(nèi)的28個星團中觀測到150顆射電脈沖星[3]，與其他脈沖星[4]的性質(zhì)有很多不同之處。球狀星團射電脈沖星的研究對目前尚不清楚的球狀星團的動力學、雙星系統(tǒng)的演化、掩食雙星系統(tǒng)的掩食機制和星際介質(zhì)等相關(guān)問題具有很大價值。

脈沖星是大質(zhì)量恒星(質(zhì)量范圍為8M⊙～25M⊙)演化末期發(fā)生超新星爆炸后的產(chǎn)物，其在射電、光學、X 射線、γ射線等波段都有輻射，目前主要探測到的是射電波段輻射毫秒至秒級的周期性脈沖信號的射電脈沖星，主要分為普通脈沖星(normal pulsars， NPs) 和毫秒脈沖星(millisecond pulsars， MSPs) 兩類。通過對它們進行研究可以限制宿主星團的動力學狀態(tài)、星團中子星的含量及探尋雙星在星團動力學演化中的作用。毫秒脈沖星的自轉(zhuǎn)周期短(周期P的范圍為1.4～30ms)，周期變化穩(wěn)定(典型的周期變化率 ˙P為10-20)，表面磁場強度低(典型的磁場強度Bs為104T)，年齡大(典型的年齡τc為109a)。在1982年，Backer 等人[5]發(fā)現(xiàn)了第一顆毫秒脈沖星，隨后“再生”模型被廣泛接受，人們將毫秒脈沖星和小質(zhì)量X 射線雙星聯(lián)系起來[6]，一般認為具有中子星成員的小質(zhì)量X 射線雙星可能是毫秒脈沖星的前身星。由于毫秒脈沖星的起源與恒星相遇率有關(guān)，在極端恒星密度的球狀星團核心內(nèi)(球狀星團的恒星核心密度比銀道面高出6個數(shù)量級)，通過恒星間的交互作用產(chǎn)生了大量的吸積中子星系統(tǒng)，處于系統(tǒng)中的年老中子星通過吸積伴星物質(zhì)“再加速”形成毫秒脈沖星[6]。在球狀星團中90% 以上是毫秒脈沖星，可能有數(shù)千個毫秒脈沖星的龐大族群，因此球狀星團成為搜尋毫秒脈沖星最受歡迎的場所。

我們總結(jié)了過去幾年所取得的進展，對球狀星團中射電脈沖星開展了統(tǒng)計研究。第2章進行了觀測樣本的數(shù)據(jù)統(tǒng)計，并簡單分析了統(tǒng)計結(jié)果；第3章簡單闡述了銀河系球狀星團射電脈沖星的一些基本性質(zhì)，并與銀盤脈沖星族群進行對比；第4章討論了球狀星團脈沖星的搜尋；第5章著重介紹了球狀星團射電雙星的伴星性質(zhì)和一些有趣的掩食雙星系統(tǒng)；第6章給出結(jié)論并對今后射電脈沖星的搜尋和實際應用做出展望。

2 觀測樣本數(shù)據(jù)統(tǒng)計分析

2.1 搜尋現(xiàn)狀

球狀星團距離太陽相對較遠，目前CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS (2010版)[1]中的157個球狀星團的距離范圍為2.2～123.3kpc。自1987年以來，通過洛弗爾射電望遠鏡(Lovell)、帕克斯射電望遠鏡(Parkes)、阿雷西博射電望遠鏡(Arecibo)、巨米波射電望遠鏡(Giant Metrewave Radio Telescope， GMRT) 和綠岸望遠鏡(Green Bank Telescope， GBT) 等望遠鏡的搜尋，在20kpc 以內(nèi)的28個球狀星團中觀測到了150顆射電脈沖星，現(xiàn)將150顆射電脈沖星樣本的分類、觀測所使用的望遠鏡、觀測頻率和參考文獻的信息具體統(tǒng)計如表1。

表1 150顆球狀星團射電脈沖星的具體信息統(tǒng)計表

(續(xù)表)

(續(xù)表)

(續(xù)表)

根據(jù)表1，現(xiàn)將各大射電望遠鏡的建成時間、口徑、觀測頻率和搜尋的球狀星團脈沖星數(shù)目的信息總結(jié)如表2所示。美國國家射電天文臺(National Radio Astronomy Observatory，NRAO) 口徑為100m 的GBT 對球狀星團進行高頻觀測(主要頻率為1375MHz， 1400MHz， 1950MHz， 2000MHz)發(fā)現(xiàn)的射電脈沖星數(shù)目最多(共75顆)，占所有星團脈沖星數(shù)目的50%；其次是澳大利亞國家射電天文臺帕克斯天文觀測站(CSIRO Parkes Observatory)口徑為64m 的Parkes ，在低頻(436MHz， 640MHz) 和高頻(1374MHz， 1400MHz)發(fā)現(xiàn)了42顆射電脈沖星；美國阿雷西博天文臺(Arecibo Observatory) 口徑為305m 的Arecibo 在低頻(327MHz， 430MHz) 和高頻(1400MHz) 共觀測到27顆射電脈沖星；英國曼徹斯特大學喬德雷爾班克天文臺(Jodrell Bank Observatory) 口徑為76m 的Lovell 和印度的GMRT，在低頻段共發(fā)現(xiàn)6顆射電脈沖星。

表2 探測球狀星團射電脈沖星的主要射電望遠鏡信息統(tǒng)計表

圖1展示了脈沖星的數(shù)目隨發(fā)表時間的變化情況，可以看出，從第一顆球狀星團中射電脈沖星發(fā)表至2000年僅發(fā)表了43顆(其中70% 是低頻觀測的樣本)；在2001年至2011年期間，發(fā)表的脈沖星數(shù)目快速增多，樣本總數(shù)達到142顆(主要是高頻觀測)。這10年間球狀星團射電脈沖星觀測進展較快，主要是由于2000年初GBT 的建成和使用，它的主要科學任務(wù)之一就是搜尋脈沖星，并且3年后天文學家將球狀星團脈沖星的搜尋列進GBT 的巡天項目，大大增加了球狀星團中已知的觀測樣本[48]。GBT 僅在Ter 5中就發(fā)現(xiàn)了35顆新的毫秒脈沖星，因此Ter 5成為發(fā)現(xiàn)毫秒脈沖星最多的球狀星團。位于低射頻干擾環(huán)境的GBT 具有低噪聲接收機，較大觀測天區(qū)(≥85% 的天球)，0.1～116GHz 的工作頻率，在高頻觀測時靈敏度更高等優(yōu)勢，其對球狀星團射電脈沖星的觀測做出的貢獻最大。2011年以后，僅發(fā)表了8顆脈沖星，從而顯示出當前一代射電望遠鏡在靈敏度等性能上的限制。但總體來說，這些脈沖星的搜尋非常成功，這些觀測結(jié)果既表示球狀星團中還有很多脈沖星等待人們?nèi)ニ褜ぃ忠馕吨潆娞煳墓ぷ髡咭恢痹诓粩嗯ふ也疟３至藬?shù)量的上升率。

圖1 球狀星團射電脈沖星的觀測數(shù)量隨發(fā)表時間的折線圖

圖2為每個球狀星團所包含脈沖星的數(shù)量和類型的直方圖。球狀星團Ter 5， 47Tuc 和M28中發(fā)現(xiàn)的脈沖星樣本較多，它們分別包含38顆、25顆和12顆脈沖星，約占所有觀測樣本的50%。在28個星團中觀測到的普通脈沖星不到總樣本的10%，其中M3中的PSR J1342+2822C (M3C) 和NGC 6749中的PSR J1905+0154B (NGC 6749B) 還需要進一步觀測確認。

圖2 28個球狀星團所包含的脈沖星的數(shù)量和類型的直方圖

2.2 整體占比分析

50多年以來在銀河系內(nèi)和銀河系外共發(fā)現(xiàn)近3000顆脈沖星[4]，從觀測的角度來衡量，平均每年發(fā)現(xiàn)約60顆。表3是所有已知脈沖星樣本的分布統(tǒng)計表，根據(jù)本文樣本分析需要，將所有觀測到的脈沖星分為球狀星團脈沖星和非球狀星團脈沖星。對已知脈沖星樣本分布進行分析論述，得出以下3點結(jié)論：1) 從整體觀測樣本來看，球狀星團脈沖星約占已知樣本總數(shù)的5.60%，且球狀星團中毫秒脈沖星的占比(＞90.00%) 與非球狀星團的毫秒脈沖星占比(＜10.00%) 形成鮮明對比。其主要原因一方面可能是原始雙星的演化形成毫秒脈沖星；另一方面是在球狀星團核心的超密恒星環(huán)境中，恒星間的交互作用有利于形成“再生”中子星雙星系統(tǒng)[49]。2) 球狀星團中的雙星系統(tǒng)占比(54.00%) 約是非球狀星團中雙星系統(tǒng)占比(8.54%) 的6倍。3) 毫秒脈沖星通常認為是由雙星系統(tǒng)吸積加速再生而來，但觀測發(fā)現(xiàn)在球狀星團和非球狀星團中孤立毫秒脈沖星并不少見。統(tǒng)計發(fā)現(xiàn)，球狀星團中的孤立毫秒脈沖星占比(約45.65%) 遠遠大于非球狀星團中的毫秒脈沖星占比(約27.87%)。天文學家對它們的起源進行了多方面的研究，但目前對此并沒有統(tǒng)一的解釋。其可能的主要形成機制如下：由恒星之間相互碰撞導致毫秒脈沖星失去伴星而形成(碰撞機制)[48]；由中子星與大質(zhì)量白矮星并合而形成[50]；由伴星被中子星星風蒸發(fā)而形成(蒸發(fā)機制)[51，52]；由大質(zhì)量伴星發(fā)生超新星爆發(fā)破壞已產(chǎn)生毫秒脈沖星的雙星系統(tǒng)而形成[53，54]；由三體系統(tǒng)動力學相互作用而形成[55，56]。在球狀星團中，由于其極端的恒星密度(尤其是恒星密度更大的核心區(qū)域)，蒸發(fā)機制和碰撞機制可以更好地解釋孤立毫秒脈沖星的存在[48]。

表3 已知射電脈沖星樣本分布統(tǒng)計表

3 球狀星團射電脈沖星的基本性質(zhì)

3.1 自轉(zhuǎn)周期分布

目前已知的脈沖星的自轉(zhuǎn)周期范圍為1.4ms～23.5s，現(xiàn)將2005年Camilo 和Rasio[57]對100顆球狀星團脈沖星的自轉(zhuǎn)周期分布的工作進行更新，圖3是150顆球狀星團射電脈沖星的自轉(zhuǎn)周期分布直方圖，其中90% 以上是周期小于30ms 的毫秒脈沖星。位于47Tuc中的25顆脈沖星都是毫秒脈沖星，且周期分布范圍較窄(見圖中紅色實線部分)；與47Tuc相比較，Ter 5中的脈沖星周期分布范圍較廣(見圖中灰色陰影部分)，其中最引人注意的PSR J1748-2446ad (Ter 5ad) 是目前發(fā)現(xiàn)的自轉(zhuǎn)最快的天體，自轉(zhuǎn)頻率為716MHz[29]。球狀星團雙星系統(tǒng)中毫秒脈沖星的平均周期(5.35ms) 略小于星團中孤立毫秒脈沖星的平均周期(5.63ms)，但T 檢驗的結(jié)果表明兩個樣本的平均周期并無較大統(tǒng)計差異。

人們普遍認為脈沖星是快速旋轉(zhuǎn)的中子星，它們大多數(shù)在旋轉(zhuǎn)過程中伴隨著轉(zhuǎn)動能的消耗，導致其自轉(zhuǎn)頻率不斷減慢，因此觀測到的周期變化率 ˙P為正值，但也存在 ˙P為負值的情況。球狀星團和非球狀星團中 ˙P為負值的樣本統(tǒng)計見表4，在非球狀星團中僅觀測到5個 ˙P為負值的脈沖星，1個為毫秒脈沖星，另外4個都為普通脈沖星。在球狀星團中37個 ˙P為負值的系統(tǒng)中，除M15中PSR J2129+1210A (M15A) 這顆自轉(zhuǎn)較慢的普通脈沖星(P為110.66ms) 外，其余全是毫秒脈沖星。脈沖星這種與自轉(zhuǎn)減速相悖的自旋加速現(xiàn)象，并不是其固有性質(zhì)，最合理的解釋為脈沖星位于球狀星團較遠的那一端，正在向地球加速(即當脈沖星在星團的引力勢范圍內(nèi)運動時的視線加速度指向觀測者)，并且克服了由于固有的自旋減慢的正 ˙P[24]。在球狀星團中發(fā)現(xiàn) ˙P為負值樣本最多的是47Tuc，占該星團脈沖星數(shù)目的50% 以上。

圖3 已知150顆球狀星團射電脈沖星的自轉(zhuǎn)周期分布直方圖

表4 周期變化率 ˙P 為負值的射電脈沖星統(tǒng)計表

(續(xù)表)

3.2 軌道周期分布

自1987年Lyne 等人[20]使用Lovell 射電望遠鏡在球狀星團M4中發(fā)現(xiàn)第一個雙星系統(tǒng)至今，在28個星團中共發(fā)現(xiàn)了81個脈沖雙星系統(tǒng)，比Camilo 和Rasio[57]在2005年的工作增加了30多個樣本。目前所有球狀星團射電脈沖雙星系統(tǒng)的軌道周期分布如圖4所示，這些雙星系統(tǒng)中50% 的軌道周期Pb小于24h，屬于短周期雙星系統(tǒng)，其他系統(tǒng)的軌道周期Pb主要分布在1～10d 的范圍。另外有3個比較獨特的軌道周期Pb超過100d 的較長周期雙星系統(tǒng)，它們分別是位于M3中的PSR J1342+2822D (M3D)(Pb為128.75d)[16]，M4中的三重系統(tǒng)PSR J1623-2631(Pb為191.44d)[20]，以及M53中的PSR J1312+1810(Pb為255.8d)[15]。已知軌道周期最短的毫秒脈沖星雙星系統(tǒng)是47Tuc中的PSR J0024-7204R (47Tuc R)[11]，其軌道周期Pb為1.59h。球狀星團M3中的PSR J1342+2822A (M3A)， M3C， NGC 6624中的PSR J1823-3021F (NGC 6624F) 以及NGC 6749B 這4個雙星的軌道周期還有待確定。

圖4 81個球狀星團射電脈沖雙星的軌道周期分布

4 球狀星團射電脈沖星的搜尋

球狀星團射電脈沖星的發(fā)現(xiàn)是脈沖星研究史上的一個里程碑(尤其是已知旋轉(zhuǎn)速度最快的毫秒脈沖星Ter 5ad 的發(fā)現(xiàn))，但由于眾多因素的影響，星團脈沖星的搜尋面臨更多挑戰(zhàn)。2007年，Ransom[58]對星團的距離、雙星的搜尋、望遠鏡的靈敏度、觀測頻率等影響星團脈沖星搜尋的因素做了詳細分析后指出，主要是由于球狀星團射電脈沖星距離較遠且大多處于短周期雙星系統(tǒng)中，因而受到觀測選擇效應的影響較難被發(fā)現(xiàn)。現(xiàn)根據(jù)銀河系157個星團的銀經(jīng)和銀緯畫出了它們在銀道坐標系中的空間分布[1]，如圖5所示，圖中紅色星號表示已觀測到脈沖星的28個球狀星團(紅色星號的面積大小由所包含的已發(fā)現(xiàn)射電脈沖星的數(shù)目決定)，藍色圓點表示129個未探測到脈沖星的球狀星團。通過統(tǒng)計得出，未觀測到脈沖星的129個球狀星團和已觀測到脈沖星的28個球狀星團中約80% 分布在銀緯±30°的區(qū)域。對于還未觀測到脈沖星的星團的搜尋，正是高靈敏度的500m 口徑球面射電望遠鏡(Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope， FAST) 以及將來建成的平方千米射電陣(Square Kilometre Array， SKA) 的努力方向。

圖5 157個球狀星團在銀道坐標系中的空間分布圖

5 球狀星團射電脈沖雙星系統(tǒng)

5.1 射電脈沖星的伴星

球狀星團特殊的環(huán)境導致產(chǎn)生大量的雙星系統(tǒng)，為測量中子星的質(zhì)量和研究各種恒星相互作用提供了豐富的信息。目前在非球狀星團脈沖星中有197個雙星系統(tǒng)的伴星類型已確定(其中17個雙星系統(tǒng)的伴星類型需進一步明確)[4]，在球狀星團中有52個此類系統(tǒng)(其中4個雙星系統(tǒng)的伴星類型需進一步明確)[3]。脈沖雙星的伴星有白矮星、主序星和中子星等類型。表5給出球狀星團脈沖雙星的伴星的自轉(zhuǎn)周期、軌道周期、軌道偏心率、伴星質(zhì)量以及伴星類型信息，表的第7列表示雙星伴星類型，He， UL， MS， NS 和CO 分別代表He 白矮星、超輕伴星或行星、主序星、中子星、CO 或ONeMg 白矮星。通過表5和圖6可以得出，約50% 的雙星系統(tǒng)是中子星-白矮星雙星系統(tǒng)(伴星質(zhì)量Mc范圍為0.038M⊙～0.34M⊙)；其次占比較大的是中子星和UL 伴星系統(tǒng)(Mc范圍為0.01M⊙～0.1M⊙)，這類系統(tǒng)幾乎處于圓形軌道上。在一般情況下，這些脈沖雙星系統(tǒng)的伴星質(zhì)量都是基于測量質(zhì)量函數(shù)得到；少數(shù)情況下是直接探測得到的，例如通過測量光輻射[57]。

在球狀星團M15中存在一個雙中子星系統(tǒng)PSR J2129+1210C (M15C)，其伴星質(zhì)量Mc為1.13M⊙，在周期為8h 的偏心率較大的軌道上運行，可能是在一個三體交互作用中形成[46]。球狀星團NGC 6544中的PSR J1807-2500B (NGC 6544B)，其相應的伴星質(zhì)量Mc為1.47M⊙，可能是高偏心率的毫秒脈沖星-中子星系統(tǒng)。在球狀星團M4中，PSR J1623-2631和白矮星、大質(zhì)量行星組成三星系統(tǒng)，這是迄今為止在球狀星團中觀測到的唯一三星系統(tǒng)。在47Tuc 中，40% 的毫秒脈沖星擁有質(zhì)量Mc?0.03M⊙的伴星，另外60% 擁有Mc≈0.2M⊙的伴星，其中PSR J0024-7204W (47Tuc W) 處于毫秒脈沖星-主序星雙星系統(tǒng)，在所有星團中共發(fā)現(xiàn)3個這類獨特的系統(tǒng)。對于NGC 6749中的PSR J1905+0154A (NGC 6749A)，Ter 5中的PSR J1748-2446I (Ter 5I) 以及M5中的PSR J1518+0204C (M5C)，人們對它們的伴星知之甚少，目前暫不能完全確定其伴星類型。

通過將圖6a) 和b) 的脈沖星類型分布圖進行對比，我們發(fā)現(xiàn)球狀星團和非球狀星團脈沖星的伴星都主要是He 白矮星，前者明顯比后者包含較多UL 白矮星伴星，但缺乏CO 白矮星伴星。除此之外，極少數(shù)脈沖星有NS 伴星和MS 伴星。

5.2 掩食射電脈沖雙星系統(tǒng)

演化模型表明，掩食雙星系統(tǒng)只可能在恒星相互作用率較高的環(huán)境中形成，銀河系球狀星團提供了最有可能找到此類系統(tǒng)的環(huán)境[43]。自1990年Lyne 等人[28]在Ter 5中發(fā)現(xiàn)第一個掩食雙星系統(tǒng)至今，已在11個球狀星團中共發(fā)現(xiàn)了20個此類系統(tǒng)，其自轉(zhuǎn)周期、軌道周期、軌道偏心率、伴星質(zhì)量、伴星類型、掩食時長占比(占軌道周期的百分比)、觀測頻率、掩食系統(tǒng)類型等統(tǒng)計信息見表5。除了遠離球狀星團NGC 6342中心的PSR J1721-1936(P為1004.04ms) 是觀測到的唯一一顆掩食的普通脈沖星，其他都是毫秒脈沖星，并且這些系統(tǒng)具有極小軌道偏心率甚至偏心率為零，且主要是在高頻段觀測到的。在富含脈沖星的兩個球狀星團47Tuc 和Ter 5中發(fā)現(xiàn)的掩食毫秒脈沖雙星最多。

圖6 a) 球狀星團脈沖星伴星類型分布圖；b) 非球狀星團脈沖星伴星類型分布圖

表5 球狀星團雙星系統(tǒng)信息統(tǒng)計表

(續(xù)表)

(續(xù)表)

圖7給出球狀星團中掩食射電脈沖雙星系統(tǒng)的軌道周期和伴星質(zhì)量分布，可以看出掩食射電脈沖星90% 以上處于緊密的雙星系統(tǒng)中(Pb＜24h)，其中7個是伴星質(zhì)量(Mc?0.1M⊙) 非常低的經(jīng)典BW 系統(tǒng)，12個是非簡并伴星(Mc≈0.2M⊙) 的RB 系統(tǒng)，目前還無法確定PSR J1721-1936的系統(tǒng)類型，根據(jù)伴星質(zhì)量(Mc≈0.13M⊙) 預測其所在的雙星系統(tǒng)可能屬于RB 系統(tǒng)。通過對脈沖星軌道周期和伴星質(zhì)量進行擬合，得到正相關(guān)關(guān)系為Mc= 0.26Pb0.67，整體上具有較長軌道周期的掩食雙星系統(tǒng)其伴星質(zhì)量較大。由于球狀星團射電脈沖星的自旋光度及其伴星的質(zhì)量等很難精確測量，目前對不同掩食雙星的脈沖星風及掩食機制了解得不是很清楚。

5.2.1 多頻段掩食

圖7 球狀星團掩食射電脈沖星軌道周期和伴星質(zhì)量分布圖

在球狀星團中觀測到多個頻段發(fā)生掩食的雙星系統(tǒng)，這些系統(tǒng)的軌道周期只有幾小時。Ter 5中PSR J1748-2446A (Ter 5A) 是一顆毫秒脈沖星(P為11.56ms)，其圓形軌道的周期Pb為1.8h，掩食時長占軌道周期的10%。在頻率1368MHz (20cm 波段) 和728MHz (40cm 波段) 處，Ter 5A 均觀測到掩食現(xiàn)象，但在3100MHz (10cm 波段) 上并沒有發(fā)現(xiàn)掩食現(xiàn)象[28]，說明有些脈沖星的掩食現(xiàn)象是隨觀測頻率變化而變化。與之非常類似的掩食毫秒脈沖星還有47Tuc 中的PSR J0024-7204J (47Tuc J)，其近圓形軌道的周期Pb為2.9h，在436MHz 和640MHz 這2個頻段觀測到占25% 軌道周期的掩食現(xiàn)象[10]；M30中的PSR J2140-2310A (M30A)，其近圓形軌道的周期Pb為4h，在575MHz， 820MHz 和1400MHz 這3個頻段觀測到約占20% 的軌道周期的較穩(wěn)定掩食現(xiàn)象[47]。NGC 6342中的PSR J1721-1936是一顆普通脈沖星(P為1004.04ms)，其近圓形軌道的周期Pb為6.2h，在408MHz 和606MHz 這2個低頻觀測時，整個軌道上都能觀測到脈沖信號，但在1404MHz 和1660MHz 這2個高頻段處產(chǎn)生掩食現(xiàn)象，其掩食持續(xù)時間尚不清楚[25]。

5.2.2 長時間掩食

從表5的掩食系統(tǒng)的統(tǒng)計信息中，可發(fā)現(xiàn)2/3以上掩食系統(tǒng)的掩食時長低于25% 的軌道周期，但也觀測到4個RB 系統(tǒng)掩食持續(xù)時間較長(掩食時長不小于40% 的軌道周期)，且都是在高頻段觀測到的。球狀星團47Tuc 中的PSR J0024-7204V (47Tuc V) 處于軌道周期Pb為5h 的雙星系統(tǒng)中，在1390MHz 觀測到掩食時長約占軌道周期的50%[59]。對于Ter 5ad，其軌道周期Pb為26h，在高頻(2GHz) 處觀測到占40% 軌道周期的不規(guī)則掩食，有時掩食持續(xù)時間甚至更長[29]。 NGC 6397中PSR J1740-5340A (NGC 6397A)與一個較重的主序伴星(Mc為0.22M⊙) 處于軌道周期較長(Pb為1.35d) 的雙星系統(tǒng)中，在1400MHz 觀測到其掩食時長大于40% 的軌道周期[22]。相比之下，Ter 5中的PSR J1748-2446P (Ter 5P) 具有更重的主序伴星(Mc為0.44M⊙)，在1400MHz 觀測到掩食時長占50% 的軌道周期[34]。

5.2.3 掩食延遲現(xiàn)象

一些掩食雙星系統(tǒng)中，脈沖星的脈沖到達時間存在明顯的時間延遲。 M5C 的軌道周期Pb為2.1h，在15% 的軌道上觀測到規(guī)則的掩食，且在掩食進口和出口處顯示達到0.2ms的掩食延遲[16]。47Tuc V 表現(xiàn)出明顯的不規(guī)則掩食，掩食時長超過約50% 的軌道周期，在其他軌道階段發(fā)生較短掩食，有時伴隨著時間延遲，有時伴隨著脈沖的擴大[59]。與之相似的系統(tǒng)還有M28中的PSR J1824-2452H ( M28H) (延遲2ms)[60]，NGC 6440中的PSR J1748-2021D (NGC 6440D) (延遲1ms)[27]，NGC 6397A (延遲3ms)[22]，NGC 6266中的PSR J1701-3006B (NGC 6266B)[61]和M30A[47]的掩食時長不確定。這些掩食雙星的掩食延遲主要是因為脈沖星上的高能粒子將伴星表面燒蝕而產(chǎn)生掩食星風，當脈沖星的輻射信號穿過伴星微弱星風的電離物質(zhì)時被吸收或散射所造成[11，22，61]。

大多數(shù)球狀星團掩食雙星系統(tǒng)搜尋是在1400MHz 或更低頻率下進行的，隨著大型射電望遠鏡高頻觀測任務(wù)的進行，預期將發(fā)現(xiàn)更多掩食射電脈沖雙星系統(tǒng)，這將加快人們對于掩食雙星系統(tǒng)的認識。

6 總結(jié)與展望

球狀星團射電脈沖星的特殊觀測特性一直是人們研究的熱點課題。自發(fā)現(xiàn)第一顆球狀星團射電脈沖星至今已30多年，共發(fā)現(xiàn)了150顆，通過統(tǒng)計分析球狀星團射電脈沖星族群的樣本數(shù)據(jù)、基本性質(zhì)、星團脈沖星的搜尋及有趣的雙星系統(tǒng)，并在某些方面與非球狀星團脈沖星進行比較，主要結(jié)論如下。

(1) 目前通過Lovell， Parkes， Arecibo， GMRT 和GBT 等各大型射電望遠鏡的搜尋，在20kpc 以內(nèi)的28個球狀星團中共觀測到150顆射電脈沖星，約占已知射電脈沖星總數(shù)的5%，其中GBT 對球狀星團射電脈沖星的觀測做出的貢獻最大。

(2) 球狀星團射電脈沖星中90% 以上是毫秒脈沖星，且毫秒脈沖星大多數(shù)處于雙星系統(tǒng)中，這主要是由于在球狀星團中除了原始雙星的演化形成毫秒脈沖星外，星團核心內(nèi)恒星的交互作用有利于毫秒脈沖星雙星系統(tǒng)的形成。球狀星團射電脈沖星的周期變化率 ˙P為負值，其主要是受到球狀星團引力勢的加速效應的影響，這種 ˙P為負值的特殊情況在銀河系中出現(xiàn)的幾率較小。目前球狀星團孤立毫秒脈沖星的占比高于非球狀星團孤立毫秒脈沖星的占比，而孤立毫秒脈沖星的形成機制目前并沒有定論。

(3) 目前觀測到的157個球狀星團中，已觀測到脈沖星的28個球狀星團和未觀測到脈沖星的系統(tǒng)均約80% 分布在銀緯±30°的范圍內(nèi)。對于距離較遠且大多處于短周期雙星系統(tǒng)中的射電脈沖星，由于受到觀測的選擇效應較難被發(fā)現(xiàn)。

(4) 球狀星團脈沖星的伴星類型與非球狀星團脈沖星相似，主要是He 白矮星。觀測到的球狀星團Black Widow 系統(tǒng)和Redbacks 系統(tǒng)這兩類掩食系統(tǒng)中，90% 以上是近圓形或圓形短周期雙星系統(tǒng)。大多數(shù)掩食系統(tǒng)的掩食時間較短，但也觀測到掩食時長不小于40%軌道周期的雙星系統(tǒng)。觀測到有些掩食雙星在多個頻段產(chǎn)生掩食現(xiàn)象，有些脈沖星存在掩食延遲現(xiàn)象，后者主要是脈沖星的輻射信號穿過伴星微弱的電離風時被吸收或散射導致的。對雙星系統(tǒng)的掩食特征的觀測研究有利于人們探索雙星系統(tǒng)的脈沖星風和掩食機制等問題。

由于樣本數(shù)據(jù)和相關(guān)觀測資料的限制性，統(tǒng)計研究工作仍然存在一定的局限性。球狀星團脈沖星的觀測和研究充滿機遇但也面臨著巨大的挑戰(zhàn)，相信我國高靈敏度大型射電望遠鏡(FAST) 將成為發(fā)現(xiàn)球狀星團脈沖星最靈敏的探測工具。