硬X射线调制望远镜卫星高能望远镜设计与验证

李旭芳 刘聪展 张翼飞 李正伟 路雪峰张爱梅 张钊 金永杰

(1中国科学院高能物理研究所,北京 100049)(2清华大学物理系,北京 100084)(3清华大学工程物理系,北京 100084)

自1970年以来,国外发射了数十颗高能天文卫星,在X/γ射线波段进行了广泛深入的观测研究,取得了很多重要的科学成果。其中,专门为硬X射线观测设计的卫星仪器并不多,较为重要的有“康普顿”伽马射线天文台的暴发和暂现源探测器(CGRO/BATSE)、“罗西X射线时变探测者”卫星的高能X射线时变试验装置(RXTE/HEXTE)、“贝波”X射线卫星的复合晶体探测器(BeppoSAX/PDS)、“朱雀”卫星的硬X射线探测器(Suzaku/HXD)、“国际伽马射线天体物理学实验室”卫星的成像仪(INTEGRAL/IBIS)、“雨燕”卫星的爆发警示望远镜(Swift/BAT)、“核分光望远镜阵列”(NuSTAR)卫星等[1-5]。早期主要以能谱和时变观测为主,近几年,随着INTEGRAL和Swift卫星对硬X射线波段的巡天观测[3-4],以及NuSTAR卫星突破硬X射线聚焦镜技术,实现了高分辨率的成像观测[5],大批的黑洞系统被发现、证认和深入研究。

硬X射线调制望远镜(HXMT)卫星是我国自主研制的一颗大型X射线天文卫星,致力于对1～250 ke V的X射线天体进行宽能区观测,于2017年6月15日成功发射。为实现宽能区和时变观测需求,HXMT卫星配置了高能、中能和低能望远镜。3台望远镜通过主支撑结构组成一个整体,其空间指向相同,可对同一个目标同时进行观测[6-7]。

HXMT卫星高能望远镜要对20～250 keV的硬X射线实现高灵敏度观测,同时具备能谱、时变及成像观测能力。为保证这些任务的顺利完成,高能望远镜使用复合晶体探测器阵列作为主探测器,18个不同栅格取向的高能准直器限定主探测器的视场,压低本底,并为实现直接解调成像[8-10]提供必要的空间调制;使用在轨标定探测器对主探测器进行增益控制和能谱标定;使用反符合屏蔽探测器对荷电粒子进行主动屏蔽,压低粒子引起的本底;使用粒子监测器监视空间粒子流强,在高流强区域降低主探测器和反符合屏蔽探测器高压,避免主探测器受到损害或者寿命降低。

1 高能望远镜设计

高能望远镜由主探测器、高能准直器、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,结构如图1所示。分析具体的任务需求,得到高能望远镜的主要技术指标要求,如表1所示。

图1 高能望远镜结构Fig.1 Configuration of high energy telescope

表1 高能望远镜主要技术指标Table 1 Main performance indexes of high energy telescope

1.1 主探测器

主探测器是高能望远镜的核心部件,其主要功能是对20～250 keV能区的X射线进行逐事例记录,获得入射X射线的能量和时间信息。为实现总探测面积5000 cm2、能量分辨率优于19%(在59.5 ke V时)的目标,主探测器由18个Φ190 mm×3.5 mm/Φ190 mm×40.0 mm的NaI(Tl)/CsI(Na)复合晶体探测器组成,18个单体具有很好的统一性和互换性。每个主探测器单体的结构见图2,包括复合晶体和晶体盒、光电倍增管组件及前端电子学组件。光电倍增管组件包括光电倍增管、减震套、磁屏蔽罩及光电倍增管外壳;前端电子学组件包括分压器、前置放大器、高压模块、高压控制电路和高压监测电路。

在20～250 ke V硬X射线天文观测中,复合晶体探测器是使用最多的技术最成熟的探测器之一。它对硬X射线有较高的探测效率和适中的能量分辨率,易于构成大面积的探测器。复合晶体是一种带主动式屏蔽的探测器结构,选用光子作用截面大、发光效率高、发光衰减时间差别较大的2种晶体,其中高原子序数闪烁晶体作为主动式屏蔽探测器使用,其对光子的阻挡本领大,屏蔽效果好,与主晶体直接贴合,可以屏蔽来自背向2π立体角入射的环境本底及正入射的康普顿事例,减小能谱的畸变。NaI(Tl)和CsI(Na)就是一种较好的组合。NaI(Tl)晶体发光效率高,对硬X射线的探测效率高,它的荧光衰减时间为230 ns,发射光谱峰值为410 nm,但是易潮解,需要密封使用。CsI(Na)晶体的发光效率是NaI(Tl)的85%,其快成分荧光衰减时间约为630 ns,发射光谱峰值为420 nm。2种晶体的荧光光谱及峰值十分接近,组成复合晶体后2种闪烁信号可以通过同一个光电倍增管读出,之后利用脉冲形状甄别技术可以将2种信号区分开来。因此,高能主探测器采用NaI(Tl)/CsI(Na)复合晶体作为探测介质。NaI(Tl)晶体为主晶体,正面入射的X射线光子在其中沉积全部能量,形成“好事例”;CsI(Na)晶体为主动式屏蔽探测器,同时也可以用于监测伽马射线暴。

图2 主探测器单体结构Fig.2 Configuration of main detector module

为防止晶体潮解,整个复合晶体被密封在由铍窗、铝合金外壳及石英玻璃组成的晶体盒内。铍片为入射窗,厚度1.5 mm,对20 ke V能量的X射线光子仍有超过90%的高透过率,同时也可以满足密封承压及抗振的设计要求。石英玻璃为荧光出射窗,厚度10 mm,能够抵抗来自复合晶体的共振冲击。复合晶体周边填充了GN522有机硅凝胶,起到减震作用。由于温度会影响晶体的荧光产额和发光衰减时间,因此在晶体盒侧面向内开一条深5 mm、底宽24 mm的凹槽,用于安装加热带,通过主动热控措施使晶体温度维持在(18±2)℃。

光电倍增管外依次设计有减震套、磁屏蔽罩和光电倍增管外壳。其主结构由玻璃制成,内中空,易碎,为防止光电倍增管因外部震动而损坏,需要对光电倍增管进行立体抗震设计。一方面,在光电倍增管入射窗与闪烁晶体之间采用GN522有机硅凝胶作为光导,在实现光电倍增管与闪烁晶体良好耦合的基础上,还能起到纵向减震作用。另一方面,在光电倍增管侧壁装有减震套,用来减小横向震动的影响,在减震套斜面和侧面上增加了减震棱,实现压力疏散排减。光电倍增管为磁场敏感器件,为了减小磁场对探测器的影响,设计了与光电倍增管相匹配的磁屏蔽罩,它采用坡莫合金材料,厚度1 mm,外形与光电倍增管一致。最外层的光电倍增管外壳是约束光电倍增管各组件的结构体,可以保证光电倍增管与晶体盒之间耦合连接的紧密性,实现主探测器探头结构的整体性,提高光电倍增管的抗震性。

前端电子学组件的光电倍增管分压器采用负高压,信号以直流耦合的方式送入前置放大电路,分压器和前置放大器都做了优化设计,配合后端的高能电控箱的电路设计,提升了主探测器对大能量沉积事例的响应和恢复速度。

1.2 高能准直器

高能望远镜是基于直接解调算法扫描成像的准直型望远镜,与18个主探测器单体一一对应,每个主探测器单体前端都放置了一个准直器。高能准直器的设计既要具有较大的视场,增加入射光子统计量,又不能因视场太大而影响调制效果和成像分辨率,综合考虑成像空间分辨率、大视场及本底扣除的需求,高能准直器采用非对称准直孔设计,配置大视场准直器、小视场准直器和全遮挡准直器3类。

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18个高能准直器在望远镜主支撑结构上的布局如图3所示。其中:小视场准直器15个,视场为1.1°×5.7°;大视场准直器2个,视场为5.7°×5.7°;全遮挡准直器1个,用于屏蔽正入射的空间X射线,为科学数据分析提供一个较为准确的望远镜本地本底。18个准直器根据栅格方向又分为3组,其中第1组(图3中红色)包含5个小视场准直器和1个大视场准直器;第2组(图3中绿色)包含5个小视场准直器和1个大视场准直器;第3组(图3中蓝色)包含5个小视场准直器和1个全遮挡准直器。3组准直器栅格方向相互之间的夹角为60°,共同构成高能望远镜5.7°×5.7°的总视场。

高能准直器决定了高能望远镜的成像质量和指向精度,其物理功能主要由薄钽片组成的众多栅格来实现。钽对X射线有很强的衰减作用,长300 mm、厚0.14 mm的钽片构成不同尺寸的矩形孔,形成不同的视场。大、小视场高能准直器的差别仅在于钽片的间距,分别为30 mm和6 mm。全遮挡准直器是在小视场准直器的顶面上加贴一块2 mm厚的钽片。0.14 mm的薄钽片太软,无法保证它们对基准面的垂直度要求及结构强度,所以高能准直器采用铝合金圆筒框架内插贴钽片的结构形式。高能准直器的精度和强度都靠铝合金框架来保证,法兰盘、圆筒及内部加强筋为一体结构。在圆筒内腔及加强筋上用线切割工艺加工出钽片插槽,用来插入0.14 mm厚的钽片,同时在圆筒内壁及加强筋侧面也粘贴了0.14 mm厚的钽片。铝合金筒一角有矩形通孔和走线槽,用来安装在轨标定探头及其线缆。这样的设计,既考虑到了质量、刚度及占空比的约束,又满足了视场需求。根据模拟计算,在高能段250 keV处,硬X射线穿透造成的准直器窄边方向的点扩展函数比理想值偏高约2.5%,200 keV时小于1%,基本可以忽略,不会影响扫描成像的分辨率。

图3 高能准直器布局Fig.3 Layout of high energy collimators

1.3 在轨标定探测器

每个主探测器前方的准直器中都放置了1个在轨标定探测器,其作用是实现对主探测器的在轨自动增益调节(AGC)。将1个活度约230 Bq的241Am(半衰期433年)放射源镶嵌到大小为Ф5 mm×3.0 mm的BC-448M塑料闪烁体中,作为在轨标定探测器的标定源。

伴随241Am源5.5 MeV的α粒子衰变,会发射17.8 keV、59.5 keV等能量的γ光子。部分59.5 keV的光子被对应的主探测器探测到,与在轨标定塑料闪烁体中探测到的α粒子信号进行符合测量,可以被鉴别为标定事例。根据标定事例脉冲幅值的波动,微调主探测器光电倍增管的高压,可保持主探测器的增益稳定。

在轨标定探测器的关键技术是闪烁光源的制作及多像素光子计数器(MPPC)温度补偿。为减少标定源漏计数导致的高能主探测器本底增加,需要确保在轨标定探测器的闪烁体对α粒子有尽可能高的探测效率,实现4π立体角探测;同时,为了减小误触发和系统的死时间,要求在轨标定探测器具有好的信噪比和高的光收集效率;又因为MPPC有限的灵敏面积,要减小对主探测器视场的遮挡,就需要闪烁光源尽可能的小。这些要求增加了闪烁光源的制作难度。通过模拟不同构型不同反射涂层对光收集效率的影响,最终确定了光锥结构设计的闪烁光源,并通过大量的研制试验确定了闪烁光源的加工工艺,产品在经历力热环境考核后性能仍满足要求。在轨标定探测器采用的MPPC作为光电器件,是新型半导体探测器,无航天产品及航天应用经验,其增益对温度敏感。如果MPPC工作在过压为2.0 V时,对应的温度系数为56 m V/℃,则温度变化55℃,增益的相对变化量为154%,严重地影响了在轨标定探测器的工作。专门设计的MPPC温度补偿电路[11],在MPPC所加过压为2.0 V时,有效地将MPPC增益温漂的温度系数由2.8%/℃降低到了0.3%/℃,实现了MPPC增益的闭环控制。

1.4 反符合屏蔽探测器

作为主动式屏蔽探测器,12个侧面反符合屏蔽探测器和6个顶面反符合屏蔽探测器包裹在主探测器的前面和侧面,可以有效压低主探测器前向2π立体角内带电粒子引起的本底,排列方式见图4。为了得到好的屏蔽效果,反符合屏蔽探测器单体探测效率均优于95%。每个反符合屏蔽探测器的信号都由高能电控箱处理,当信号幅度超过预设的阈值时(该阈值可以通过地面指令调节),高能电控箱内对应产生一个反符合信号,并在同时产生的主探测器事例数据中的相应位置打上标签,供离线数据分析时使用。

图4 反符合屏蔽探测器阵列及单体结构Fig.4 Configuration of HVT(high energy veto)detector array and modules

1.5 粒子监测器

高能望远镜配置了3个完全相同的粒子监测器,能为卫星平台提供高能带电粒子流强异常升高的预警信息。当卫星在轨运行时,特别是经过辐射带南大西洋异常(SAA)区时,粒子监测器连续3 s计数率超过预设的报警阈值,卫星数管系统就会关闭高能望远镜其他探测器光电倍增管的高压,以避免其损坏。

1.6 高能电控箱和高能配电箱

高能电控箱和高能配电箱共同组成了高能望远镜的指令控制和信息处理中心。高能电控箱负责高能望远镜各探测器信号的处理及控制,并通过低压差分信号接口(LVDS)和1553B总线与卫星数管系统交换数据。高能电控箱同时接收来自卫星平台的时间同步信号(GPS秒信号)和5 MHz高精度时钟信号,以保证高能望远镜探测到的每个物理事例时间信息的准确性。高能配电箱负责为高能电控箱和高能望远镜各探测器单机提供二次电源,执行遥控指令,生成部分遥测信号和数据。

1.7 工作模式

高能望远镜在轨工作模式分为正常工作模式和低高压模式2种。在正常工作模式下,NaI(Tl)晶体为有效探测器;低高压模式下,CsI(Na)晶体为有效探测器。2种模式下CsI(Na)都可用于监测伽马射线暴。

在高能望远镜正常工作模式下,CsI(Na)晶体对γ光子的探测能量范围为40～600 ke V,考虑到能量小于200 keV的γ光子很难穿透HXMT卫星的结构体到达CsI(Na)晶体,而且大多数伽马射线暴的峰值能量在60～600 keV,为了能较好地测量伽马射线暴的能谱,使探测能区覆盖几万电子伏特至几兆电子伏特,专门设计了低高压工作模式,即将主探测器光电倍增管高压降低,改变系统增益为原来的1/5,同时关闭在轨标定的自动增益控制功能。

2 设计验证

目前,HXMT卫星已在轨运行1年多,高能望远镜各项功能正常,性能稳定,技术指标满足设计要求。

2.1 脉冲形状甄别

由于NaI(Tl)晶体和CsI(Na)晶体发光衰减时间常数的差别,采用脉冲形状甄别技术可以根据脉冲宽度有效区分NaI事例和CsI事例,图5给出了1个主探测器单体对2种事例的甄别能力。脉冲宽度为50～70道(1道对应1/48μs)的事例对应NaI事例,脉冲宽度为91～120道的事例对应CsI信号,二者之间的为混合事例,2种事例的脉冲宽度峰位保持稳定,不随主探测器高压及入射光子能量变化。根据18个主探测器在轨的脉冲宽度谱,可以给出18个主探测器的脉冲形状甄别优度QPSA为2.2～2.4,该性能在轨期间未发生变化。QPSA定义如下。

式中:HNaI和HCsI分别为脉冲宽度谱上NaI和CsI事例的峰位;ΔHNaI和ΔHCsI分别为2个峰的FWHM。

在轨运行结果表明,高能望远镜主探测器设计有效。离线数据处理中选择脉冲宽度为50～70道的纯NaI事例,便可有效压低本底及康普顿事例;同时下传的脉冲宽度大于70道的CsI事例,可用于实现伽马射线暴的监测。

图5 主探测器单体的脉冲甄别性能Fig.5 Pulse shape discrimination performance of main detector module

2.2 主探测器能谱及探测能区

在某次空天区观测中,18个主探测器单体在正常工作模式及低高压模式下的本底谱,如图6和图7所示(图中不同颜色代表不同的主探测器单体)。对本底的标定结果显示:在正常工作模式下,NaI(Tl)晶体的探测能区覆盖20～300 keV,CsI(Na)晶体的探测能区覆盖50～800 ke V;低高压模式下,CsI(Na)晶体的探测能区覆盖200 keV～3 Me V。上述结果表明,高能望远镜的探测能区符合设计要求。

图6 18个主探测器单体在正常工作模式下的本底谱Fig.6 Observed background spectra in normal mode detected by 18 main detector modules

2.3 其他功能

在轨所有主探测器59.5 keV标定事例形成的标定谱峰位都长期稳定在50道,说明自动增益控制工作正常。根据对标定谱59.5 keV处能量分辨率的监测,主探测器在入轨运行3个月后性能趋于稳定,整体探测器能量分辨率满足优于19%的要求。根据对各主探测器时间间隔谱的分析,得到的系统死时间小于6μs,系统的相对时间精度为±2μs,远优于设计指标中时间分辨率好于25μs的要求,可满足对亮源的观测需求。

3 结束语

高能望远镜在扫描成像算法和仪器研制方面已经实现了国产化,是真正建立在原创的算法思想上具有自主知识产权的空间望远镜。它在轨运行1年多,功能正常,性能稳定。其采用NaI(Tl)/CsI(Na)复合晶体探测器,实际探测能区为20～300 ke V,总探测面积约5100 cm2,时间分辨率优于6μs,能量分辨率优于19%(在59.5 ke V时),具有对空间X射线源进行快速光变响应、能谱响应及扫描成像的能力。CsI(Na)晶体用作伽马射线暴监视器,探测能区为50～800 ke V(正常模式)和200 ke V～3 Me V(低高压模式),在对应能区内是目前空间天文卫星中探测面积最大的伽马射线暴探测器,已在伽马射线暴观测,尤其是短暴时变特性及引力波电磁对应体观测方面发挥作用[12]。

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