“慧眼”硬X射线调制望远镜的探测技术和科学运行

卢方军 （中国科学院高能物理研究所）

“慧眼”硬X射线调制望远镜的探测技术和科学运行

卢方军 （中国科学院高能物理研究所）

Exploration Technologies and Scientif i c Operation of Hard X-ray Modulation Telescope

“慧眼”硬X射线调制望远镜（HXMT）是我国自主研制的第一个X射线空间望远镜。该空间望远镜于2017年6月15日在酒泉卫星发射场采用长征－4B运载火箭发射升空，并已成功获得首批数据。

1 “慧眼”情况简介

20世纪90年代初，中国科学院高能物理研究所（简称高能所）李惕碚和吴枚在高能天体物理数据分析中发展了直接解调方法（DDM），该方法克服了硬X射线成像的技术困难，可以用简单成熟的准直型望远镜通过扫描观测实现高分辨率和高灵敏度的硬X射线成像。1994年，在该方法和球载实验的基础之上，高能所提出“硬X射线调制望远镜”（后面用其新名“慧眼”）项目，主要科学目标是完成国际上首个高灵敏度的硬X射线巡天，发现大量新的硬X射线天体，并对重要天体进行高精度定点观测，主要科学仪器是18个碘化钠/碘化铯（NaI/CsI）复合晶体探测器，总面积约0.5m2，工作能段20～250keV。在预研到立项的论证过程中，根据国际天文学发展的需要，以及我国在空间X射线探测技术方面的进步，项目组又为“慧眼”增加了两种新的探测器，即基于Si-PIN探测器的中能X射线望远镜（ME）和基于X射线CCD的低能X射线望远镜（LE），使“慧眼”的观测能区扩展到1～250keV。2011年，“慧眼”工程正式批复立项。

“慧眼”采用分舱室式设计，有效载荷（科学探测仪器）位于卫星上部，服务舱以资源－2卫星平台为基础位于卫星下部。卫星总质量约2500kg，将运行在高度550km、倾角43°的近地圆轨道，在轨设计寿命4年。

2 有效载荷探测技术

“慧眼”的主有效载荷包括高能X射线望远镜、中能X射线望远镜和低能X射线望远镜。这三种望远镜安装在同一个结构上，指向相同，可以在不同的能段同时观测一个天体。由于不同能量的X射线辐射起源于天体上不同的物理过程或者具有不同物理条件的区域，因此在不同的能段观测天体，可以对天体的活动给出更全面和准确的诊断。此外，为监测卫星所处的带电粒子环境，对卫星在轨可能出现的故障进行诊断，并为望远镜的本底估计提供辅助数据，“慧眼”还搭载了一台空间环境监测器（SEM），安装在卫星载荷舱的外面。

高能X射线望远镜

高能X射线望远镜位于中央，整体结构为圆柱形，由主探测器、准直器、在轨标定探测器、反符合屏蔽探测器、粒子监测器、高能电控箱和高能配电箱组成，是世界上在20～250keV能区探测器面积最大，既可用于对特定X射线源进行高精度定点观测，又可以进行扫描成像观测的望远镜。

X射线在物质中沉积能量的作用机制有三种：光电吸收、康普顿散射和电子对产生，其中，电子对产生效应只在入射X射线光子能量大于1.022MeV（即两个电子的静止质量对应的能量）的时候才会发生，超出了“慧眼”的正常观测能区，这里不予考虑。对于高能X射线望远镜关心的20～250keV的硬X射线，其与物质相互作用的主要方式是康普顿散射和光电效应。这两种过程都是入射光子与物质作用时将部分（康普顿散射）或者全部（光电吸收）的能量转换成次级电子的能量，同时入射的光子完全消失或者被散射变成另一个能量较低的X射线光子，而产生的次级电子会通过电离和辐射过程将能量全部损失掉。对于一些特殊的晶体材料，电子在其中通过电离使部分原子跃迁到激发态，原子很快退激（典型时间小于0.1μs）并发射出荧光光子，这种特殊类型的晶体就是在X射线探测中经常用到的闪烁体探测器。

高能X射线望远镜的主探测器采用铊激活碘化钠[NaI（Tl）]闪烁晶体，共18个单体，总探测面积约0.51m2。每个主探测器单体的探测器晶体是由3.5mm厚的铊激活碘化钠晶体和4cm厚的钠激活碘化铯[CsI（Na）]晶体耦合在一起组成的复合晶体，铊激活碘化钠晶体在前，钠激活碘化铯晶体在后，再通过一个10mm的石英玻璃耦合到一个光电倍增管（PMT）上。

对正常观测而言，铊激活碘化钠晶体是有效探测晶体，其发光衰减时间常数为230ns；厚厚的钠激活碘化铯晶体用于抑制本底，其发光衰减时间常数为630ns。X射线光子入射到主探测器上，有的X光子会将全部能量沉积到铊激活碘化钠晶体中，称之为碘化钠事例或“好事例”；有的X光子会把全部能量沉积到钠激活碘化铯晶体中，称之为碘化铯事例；有的X光子会在两种晶体中都沉积部分能量，称之为康普顿事例或混合事例。在正常观测中，只有碘化钠事例是需要保留的科学事例，碘化铯事例和混合事例都是需要被去除掉的屏蔽事例。因为两种晶体的发光衰减时间常数不同，反映到上述的三种事例经过光电倍增管后形成的电脉冲信号的宽度不同，根据最终的电脉冲宽度可以将碘化钠事例（好事例）挑选出来，这就是所谓的脉冲形状甄别技术。在“慧眼”上，虽然通过脉冲形状甄别技术挑选出了碘化钠事例，但是与碘化铯晶体相关的事例也保留下来并传到地面。正是因为所有的事例都传到了地面，为“慧眼”增加γ射线暴监测的能力提供了可能。

在主探测器的前方和侧面安装了接近全覆盖的反符合探测器，以便对空间的高能带电粒子（比如电子、质子等）进行主动屏蔽，在主探测器已采用碘化铯晶体的基础上进一步抑制本底。其工作原理是，当带电粒子穿过反符合探测器中的塑料闪烁体时，由于电离作用在塑料闪烁体中沉积能量，产生闪烁信号，而高能X射线与塑料闪烁体的作用截面（包括光电作用截面和康普顿散射截面）非常小，反符合探测器对穿过的X射线基本无反应，因此，当主探测器和反符合探测器同时记录到一个事例时，这个事例极可能是带电粒子引起的，可以作为本底事例被排除掉。这种反符合探测技术在粒子物理实验和空间高能天体物理探测中获得了广泛的应用。

在每个主探测器的前面安装了在轨标定探测器，其作用是为主探测器提供标准能量的X射线光子，并通过监测这些X射线光子在主探测器上造成的信号大小，随时调节主探测器的增益，保证主探测器工作稳定，正确获取入射X射线的能量信息。此外，高能X射线望远镜还包括3台粒子监测器，它们监视空间粒子流强，当空间粒子流强过大时提供预警信号，降低主探测器的工作电压，保证其安全。

中能X射线望远镜

中能X射线望远镜包括近乎全部相同的3个探测器机箱，由1个电控箱控制。每个中能X射线望远镜探测器机箱均可独立工作，用于探测天体发出的5～30keV的X射线辐射，电控箱的主要作用是为探测器机箱供配电，并实现探测器机箱和卫星平台之间的指令和数据通讯。

探测器机箱包括遮光罩、准直器、探测器和前端电路等。遮光罩一方面屏蔽杂散光对探测器的影响，另一方面也作为辐射制冷器将探测器发出的热量辐射到宇宙空间，满足探测器-40～-20℃的工作温度要求。Si-PIN探测器的作用就是探测被观测天体的X射线辐射，其工作原理是：能量为E的X射线与Si-PIN探测器发生作用，其能量全部消耗在探测器的有效体积内，并转化成电子空穴对，电子在偏压电场的作用下被收集，通过前端电路读出，形成一个事例。电子空穴对的数目正比于入射X射线光子的能量，因此根据读出信号的大小可以推算光子的能量。中能X射线望远镜所用Si-PIN探测器为国内自行研制，厚1mm，探测能区5～30keV，与低能和高能X射线望远镜的观测能区之间有很好的交叉覆盖。

探测器机箱所产生的科学数据会按照低电压差分信号（LVDS）接口协议传送到中能电控箱。除科学数据外，探测器机箱还产生一部分工程数据，这包括了探测器的工作温度，电子学系统的监测电压、电流等信息。工程数据也通过低电压差分信号接口传输到中能电控箱，它们不仅用于对载荷工作状态的监测，而且还在科学数据分析中用于辅助确定仪器的响应函数。

与高能X射线望远镜相似，来自于其他方向的X/γ射线和空间带电粒子也会在中能X射线望远镜探测器上造成本底事例，因此，中能X射线望远镜也采取了几项本底屏蔽措施，包括在探测器的前方安装准直器、在探测器机箱内壁贴加薄钽片等。此外，部分本底事例是带电粒子和卫星结构相互作用产生的次级效应，会同时在几个探测器面元上造成信号，而入射的源X射线光子只会在一个探测器上造成信号，因此，中能X射线望远镜还利用了探测器面元之间的交叉反符合，进一步降低本底水平，提高探测灵敏度。

低能X射线望远镜

低能X射线望远镜也是由3个探测器机箱和1个电控箱组成。每个机箱的结构包括遮光罩、准直器、探测器和前端电子学等几个部分。低能X射线望远镜的主要科学目标之一是研究天体在软X射线能段的快速光变，要求既具有低的探测阈值和高的能量分辨率，又具有高的时间分辨率，因此选用扫式电荷器件作为探测器。扫式电荷器件是一种特殊类型的X射线CCD，它采用连续读出的方式，牺牲入射光子在CCD上的位置信息，但获得了高的时间分辨率，整片扫式电荷器件的读出时间只有1ms，远小于普通CCD秒量级的读出时间。低能X射线望远镜探测的是低能X射线光子，它们在探测器上造成的信号很弱，为了降低该望远镜的低能探测阈值，提高能量分辨率，扫式电荷器件一般工作在-80～-50℃的低温状态下，以降低探测器暗电流造成的系统噪声。低能X射线望远镜安装了热管，可以将扫式电荷器件产生的微小热量传递至遮光罩，再辐射到宇宙空间，以保证探测器的低温工作环境。在-80～-50℃的工作温度下，低能X射线望远镜在6keV附近的能量分辨率大约为150eV，与美国的“钱德拉X射线天文台”（Chandra X-ray Observatory）和欧洲的“牛顿X射线多镜面”（XMM-Newton）等先进的X射线空间望远镜相当。为了降低本底水平，提高灵敏度，低能X射线望远镜也采用了与中能X射线望远镜相同的本底抑制措施。模拟计算表明，带电粒子在低能X射线望远镜上造成的1～6keV之间的本底几乎可以全部屏蔽或反符合掉，大大提高了观测宇宙X射线辐射的能力。

3 科学观测模式及研究目标

“慧眼”的科学观测模式包括扫描成像观测模式、定点观测模式和γ射线暴监测模式。这些观测模式与卫星不同的科学目标相对应。

观测模式

“慧眼”的3种望远镜都是准直型望远镜，即只有位于准直器视场内的天体发出的X射线才能照射到探测器上，而且与视线方向的夹角越大，有效探测面积越小。在扫描观测模式下，由于天空中存在着亮度不同的X射线源，望远镜在扫过不同区域时探测器的计数率也在变化，通过分析计数率变化和望远镜姿态之间的关系，可以重建获得天空X射线源的位置和流强。扫描观测是“慧眼”发现监视已知源的流强变化以及发现新天体的主要手段。

定点观测则是指向某一天体进行长时间的观测，可以获得被观测天体高统计量的观测数据，从这些数据中可以获得天体的辐射能谱和流强随时间的变化等信息，从而了解天体的物理状态及其变化过程。

最近，我们还开发了一种新的观测模式，即γ射线暴观测模式。“慧眼”设计的观测能量段是1～250keV，而且准直器限定的视场也比较小，原则上讲不能监测在天空随机出现的γ射线暴等爆发现象。但是，“慧眼”上的高能X射线望远镜主探测器用于屏蔽从背面入射本底的碘化铯晶体厚达4cm，高于300keV的硬X射线和软γ射线光子可能穿透准直器等结构材料，照射到碘化铯晶体上并使之产生荧光，从而被光电倍增管接收到。在一般的天体物理观测中，通常认为碘化铯的信号来源于环境本底，是不下传到地面的，但是“慧眼”将所有碘化铯晶体信号都下传到地面了，因此为在300keV以上的硬X射线/软γ射线能段探测γ射线暴提供了可能。

科学研究目标

“慧眼”具体的科学目标有以下4个：①进行大天区的X射线巡天，发现新的天体或已知天体的新活动；②对X射线双星系统进行高精度的定点观测，研究其快速光变；③观测孤立脉冲星、强磁场中子星和中子星X射线双星中的X射线暴，研究致密物质的状态方程；④监测200keV～3MeV能区的暴发现象，研究γ射线暴，寻找引力波暴的电磁对应体。

（1）宽波段大天区X射线巡天

“慧眼”将对银道面进行经常性的扫描观测，发现新的（暂现）X射线源，获得其宽波段（1～250keV）X射线辐射性质，并在发现这些源处于暴发态的时候，指向其进行高精度的定点观测，组织其他空间和地面望远镜对这些天体源进行多波段联合观测。

在银河系内，存在一类致密星（黑洞、中子星、白矮星）和正常恒星组成的X射线双星系统。由于致密星存在强引力场，部分正常恒星的物质会被致密星所俘获，并最终掉入黑洞或落到中子星、白矮星的表面。在下落的过程中，物质温度会升高到几百万度到几千万度，将引力能转换成X射线辐射释放出去。多数时候，这些天体的X射线辐射比较弱，甚至于探测不到，但有时候由于被俘获的物质量增加，X射线流强会变得非常高，因此被称为暴发源或瞬变源。这些源多位于银道面上，历史上每一次银道面和银河系中心方向的巡天和监测都发现了已知源的新活动以及新（类型）的瞬变源，由于瞬变源为研究致密星物理、伴星性质和吸积过程，以及理解天体源多样性提供了宝贵的机会，每一次发现新的瞬变天体都会形成国际多波段、多天文台和天地一体化观测的热潮。对银道面的扫描巡天观测将是“慧眼”的重要研究内容，下图给出了对银道面进行一次扫描观测后的曝光分布（红色的标记表示天空中已知的亮X射线源，标记的大小和源的流强成比例）。

（2）对X射线双星系统进行定点观测，研究其多波段快速光变和能谱

X射线双星系统的一个重要特征是存在不同的辐射态，即流强高、能谱软的高软态，流强低、能谱硬的低硬态，以及位于这两个态之间的转换态。但是这些长期活动和演化的机制目前并不清楚，因此需要对若干典型的黑洞和中子星进行长期的、宽波段的高频次监测，以理解不同类型的能谱态和时变态的演化和转换机制。尽管以前的每一个X射线天文卫星都对几个经典的X射线天体做了大量的观测，但是由于缺乏同时的宽波段、高统计量、高时间分辨率和良好能量测量的观测，一些基本问题仍然不清楚，“慧眼”能区宽、面积大、低能段能量分辨率高、时间分辨率高并可以观测强源，在X射线双星多波段快速光变研究方面具有独特的优势。此外，利用“慧眼”覆盖能段宽和低能段能量分辨率高的特点，还可以对黑洞的自转参数进行精确的测量。

（3）观测磁星，研究强磁场下物质的状态方程

反常 X 射线脉冲星和软γ射线重复暴是具有特殊性质的中子星，它们的表面磁场强度可能超过量子电动力学的临界磁场强度（4.4×109T），因此被称为磁星。磁星的X射线辐射光度远超其自转能损率，而且在X射线能段表现出巨耀发、爆发和周期跳变等活动性，反映磁星本身很不稳定。对脉冲星的周期长期监测，有助于发现形式更多、表现更丰富的活动性，从而解决脉冲星（尤其是磁星）的能量来源之谜。

（4）监测研究γ射线暴，寻找引力波暴的电磁对应体

γ射线暴是来自天空中某一方向的γ射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.1～1000s，辐射主要集中在0.1～100MeV的能段。γ射线暴发现于1967年，是目前已知能量仅次于宇宙大爆炸的爆发现象，可能是巨大恒星在燃料耗尽时塌缩爆炸或者两颗邻近的致密星体（黑洞或中子星）并合而产生的。在γ射线暴工作模式下，高能主探测器可以监测（未受地球遮挡的）超过一半天区的γ射线暴发现象。模拟分析表明，一年可以看到近200个γ射线暴，将为研究它们在300keV～3MeV能区的能谱和光变提供珍贵的样本。由于两个致密天体的并合除了可能发生γ射线暴，也会产生较强的引力波，因此，观测γ射线暴是探测和研究引力波电磁对应体的重要方式。

4 “慧眼”运行展望

“慧眼”在几个月的在轨测试阶段结束后，将正式开始科学观测。为了充分发挥它的科学能力，2016年6月，我们向全国公开征集“慧眼”的首轮核心观测提案，即征集科学意义重大、需要大量观测时间的观测提案。提案征集得到了天文界的热烈反应，共征集到大小提案90份，来自中国科学院6个研究所和包括香港大学和台湾清华大学在内的全国10所高校，提出的总观测时间需求差不多7年。经过科学和技术评估，最终从90份观测提案中优选了一定数量的核心提案，并在此基础上制定了第一年的观测规划。在第一年的观测规划中，有近1/3的时间将进行银道面的扫描观测，其余的时间用于对X射线双星、孤立脉冲星的定点观测。此外，还留出了部分机动时间，用于在特殊天象出现时进行机遇观测。

今后，根据“慧眼”的运行和观测开展情况，还将适时进行后续的提案征集。参照国际空间望远镜数据管理的惯例，如果提案获得批准，提案人及其合作者将可以在第一时间拿到相关的观测数据，并将在1年左右的时间段内专享这部分科学数据的使用。数据专享期结束后，大部分数据将对国内外开放，以方便更多的研究人员利用“慧眼”的观测数据进行研究工作。