XPNAV⁃1卫星聚焦型X射线脉冲星望远镜在轨稳定性分析

周 庆 勇，闫 林 丽，李 连 升，冯 来 平石 永 强，孙 鹏 飞，方 柳王龙

1．西安测绘研究所， 西安 710054 2．地理信息工程国家重点实验室， 西安 710054 3．安徽建筑大学 数理学院，合肥 230601 4．北京控制工程研究所，北京 100090 5．中国电子科技集团公司第三十九研究所，西安 710076

脉冲星是一类高速自转的中子星，能稳定地向外辐射脉冲信号，位置能精确被测定，且自转极其稳定，能够为航天器提供自主导航服务［1］。X射线脉冲星导航是一种新型天文自主导航技术，具有传统天文导航系统共性特性：自主性高，安全性高，导航误差不累积［2］。空间均匀分布的脉冲星可构建类似导航卫星的星座，增强远离地面测控台站作用距离的飞行器自主导航能力，降低地面深空网的负担。尽管X射线脉冲星导航在近地空间的精度无法与地基导航技术相比［3］，但深空领域远远高于传统天文导航和地基导航技术，应用前景广阔。相比于卫星导航系统，脉冲星时空参考框架更大，可实现近地、深空、星际范围无缝导航，且导航误差不随距离增加而急剧增大，是当前超远距离自主导航的唯一手段。脉冲星自主导航技术在国家导航定位和授时体系论证与建设中也占据着重要位置［4］。中国于2016年发射了XPNAV-1卫星，其核心目的是在轨验证国产望远镜性能和开展脉冲星导航空间试验［5］。

XPNAV-1卫星是中国首颗专门从事于验证脉冲星导航技术的试验卫星，由中国空间技术研究院研制［6-7］。XPNAV-1卫星设计寿命为1年，现已在轨工作5年，收集了大量观测数据，国内学者开展了大量的脉冲星信号处理和计时分析工作［8-9］，证实了国产望远镜成功地探测到Crab脉冲星的信号，开展了初步的脉冲星导航试验［10］。此外还开展Crab脉冲星计时稳定性分析和2017年最大周期跃变量精确测定［11］。

聚焦型X射线望远镜是脉冲星自主导航系统的核心设备，相同有效面积的聚焦型望远镜的灵敏度比非聚焦型设备高出2个数量级［12-13］，且能够有效地抑制空间背景噪声的影响。聚焦型X射线望远镜主要由聚焦X光学系统和X射线探测器2部分组成，前者负责X射线光子的聚焦与收集，后者再进行光电转换及信号读出［14-15］。根据掠入射反射结构的不同，聚焦型X射线望远镜主要有KB型（Kirkpatrick-Baez）、Wolter型和微孔光学阵列等结构。Wolter型光学系统具有较高的聚焦效率，当前国际上主要大型X射线空间观测望远镜均采取这种聚焦系统。X射线探测器包括气体探测器、微通道板型探测器、闪烁体探测器和半导体探测器，其中半导体探测器能够满足脉冲星导航对时间分辨率、能量分辨率的要求［16］。自Giacconi开创空间X 射线天文观测以来，美国NASA和欧空局研制了一系列的聚焦型X射线望远镜，望远镜的性能越来越高，有效面积逐渐增大，角分辨率逐渐提高［17］。随着中国对空间高能天文及脉冲星导航的重视，国内多家单位开展基于不同技术及工艺的聚焦型X射线望远镜的研制［12，15，17］，其中包 括由北京控制工 程研究所研制的FXPT［7］。

FXPT是XPNAV-1卫星的主要载荷，为一种抛物面镜嵌套共焦X射线望远镜，为中国在轨工作的首款该类型设备［12，18］。FXPT的光学结构与美国在国际空间站开展脉冲星导航试验的探测设备类似，故FXPT也具有本底噪声小、噪声抑制力强等优点［19］。截至目前，FXPT已正常在轨工作5年多时间，远超设计寿命。事实上，望远镜性能与空间运行环境、器件工作状态及运行时间等因素密切相关。在发射前，使用X射线双晶单色仪和同步辐射光源对FXPT的性能参数进行精确标定［20-21］，它常被用作数据处理中标准参数。FXPT是一个空间结构非常精密的科学仪器，经长征运载火箭发射的强烈冲击，可能导致聚焦光学系统与探测器精准对焦的细微变化。在轨期间，需承受在轨恶劣的热环境和复杂的空间电磁环境，任何微小的X射线镜片面形变化或结构形变都会影响FXPT的聚焦性能，降低设备的探测灵敏度。此外，随着长时间电磁辐照，FXPT内部元器件老化而性能参数发生变化，如X射线探测器能量分辨率会随时间而增大。因此，望远镜稳定性是一个需持续关注的问题，在望远镜长期数据处理中，需要对望远镜性能参数及时修正，否则会影响数据分析结果准确性，但当前国内学者对FXPT在轨稳定性研究较少。对于大面积X射线望远镜，往往自带放射源对望远镜部分遮挡区域进行标定，或观测超新星遗迹进行能谱标定［22-23］。Crab脉冲星的X射线辐射流量强且稳定，辐射信号具有清晰的脉冲轮廓特征，易于识别，故常作为X射线标定源。然而FXPT几何面积为30 cm2，卫星空间载荷容量有限，难以携带标定装置［12］。国内学者根据国际上精确测定的Crab脉冲星辐射参数，考虑宇宙中性氢对X射线光子的吸收效应，估计出FXPT的有效面积和探测效率［12，24］。由于缺乏FXPT对具有特征能谱辐射的超新星遗迹持续不间断的观测数据，本文研究了一种利用望远镜本征特征能谱辐射和超上阈信号共同监测其在轨稳定性的方法，分析了FXPT近4年的在轨稳定性。

1 FXPT简介

XPNAV-1卫星于2016年11月10日发射升空，采用整星零动量三轴稳定姿态控制方式，运行在太阳同步轨道上。卫星采用一体化综合电子设计，整星重约243 kg。XPNAV-1卫星科学任务包括，一是在轨验证FXPT性能，解决FXPT在轨看得见脉冲星的问题，并为后续探测器选型、改进提供依据；二是获得1颗以上X射线脉冲星空间观测数据，为脉冲星物理特性研究和导航机制探索提供数据支撑［6，8］。

FXPT基于掠入射全反射聚焦原理，X射线光子以很小的掠入射角照射到每层超光滑的反射镜内表面，经全外反射聚焦到焦平面探测器上。硅基探测器基于光电效应将每个聚焦的X射线光子转换成电信号，通过前置放大、成形滤波等电子学处理，精确记录每个X射线光子的到达时间及能量信息。FXPT包括嵌套式掠入射光学系统、焦平面探测器（即硅漂移探测器（Silicon Drift Detectors，SDD）探测器组件）、脉冲信号处理电路、高能粒子防护装置、姿态管理单元和星敏感器［12，18］，如图1所示，其中光学系统和星敏感器安装在卫星舱外。

图1 FXPT的系统结构图［18］Fig. 1 System structure of FXPT［18］

FXPT包括以下主要组成部分：

1）嵌套式掠入射光学系统［19］：采用单次反射的聚焦型X射线光学系统，其功能是将X射线光子聚焦在SDD上。该光学系统由4层Ni基抛物面反射镜和最外层微晶玻璃抛光的反射镜组成，Ni基反射镜表面镀Au金属，而玻璃反射镜表面镀Ir金属。采用多层嵌套技术增加了光学系统的有效面积，提高了望远镜的观测灵敏度。

2）SDD探测器组件：采用面积25 mm2的SDD，SDD也是美国脉冲星导航空间试验用的X射线探测器，将X射线光子转换成电子-空穴对，最终将其转换为电流信号。SDD具有计数率高、能量分辨率高的优点。

3）脉冲信号处理电路［20］：由前置放大器、模拟电路、数字电路和电源线组成。前置放大器将X射线光子产生的电荷转换为电流信号，电荷量与入射光子能量成正比。电流脉冲信号通过比较器转换为触发信号，用星载铷钟标记触发信号的到达时间，实现光子信号高信噪比的信号处理。

4）高能粒子防护装置［20］：包括磁性偏转器和一个高能粒子屏蔽体。采用磁性偏转器对进入的电子产生的洛伦兹力，并使电子偏离焦平面探测器，减少了高能电子的影响。高能粒子屏蔽体位于望远镜前部，当望远镜进入南大西洋异常区时关闭，以减少空间高能重粒子对SDD的损害。

5）星敏感器：其光轴与望远镜光轴平行，用于指向和跟踪X射线脉冲星。

6）精确时钟：FXPT由2个高精度的时间参考，分别为恒温晶体振荡器和铷钟，在无GPS授时的情况下可实现高精度的计时。晶体振荡器和铷钟相互备份，提高时间系统的整体可靠性。同时，FXPT还选择GPS秒脉冲进行长时间保持，选择恒温晶体振荡器进行短时间保持。由于原子钟功耗大，大多数观测使用晶体振荡器和GPS作为时间参考［20］。

此外，望远镜还包括镜筒、电子学结构、安装法兰和支撑结构等，用于固定望远镜。FXPT通过光学、电路、主被动屏蔽等综合设计有效抑制空间噪声的影响，能满足高信噪比脉冲星观测任务需求，同时设计了2套精密时钟系统互为备份，提高了望远镜整体的可靠性［18］。FXPT的基本性能参数如表1所示［12，20］。

表1 FXPT主要参数［12，20］Table 1 Main parameters of FXPT［12，20］

2 数据基本情况及处理方法

2.1 数据基本情况

XPNAV-1卫星是基于整星自旋和主动控制来实现脉冲星的实时跟踪，指向控制精度优于2′。XPNAV-1卫星对Crab脉冲星进行了长期且密集的观测，Crab脉冲星是一颗年轻脉冲星，在多个能段有电磁辐射，其轮廓形状存在明显的双峰结构，双峰间隔约0.4个相位，且脉冲轮廓随能量不同而变化，X射线脉冲轮廓比射电脉冲轮廓宽，并存在桥区辐射。

通过对原始数据进行解析和处理，得到脉冲星光子的到达时间、能量和卫星轨道信息，时间测量精度约100 ns。经预处理后统计，2016年11月―2019年11月3年间共观测了1455次4.101×106s，收 集 了6.084×107个 光 子，见表2。

表2 XPNAV‑1卫星Crab脉冲星观测信息Table 2 Observation information of Crab pulsar on XPNAV‑1

2.2 脉冲星观测数据处理方法

X射线脉冲星观测数据的处理主要包括数据预处理、质心修正、周期搜索、脉冲轮廓叠加、能谱获取及拟合等过程，其中前3个步骤的过程请参考文献［24］，这里重点论述与FXPT稳定性分析相关的脉冲轮廓叠加、观测能谱获取和拟合。

1）脉冲轮廓叠加

X射线光子到达时间经过质心转换，得到太阳系质心处到达时间，按照精确的脉冲星自转参数可叠加获得脉冲轮廓。脉冲轮廓叠加有2种方法，第1种是通过周期搜索得到的脉冲频率，计算出每一个光子的相位并归算到区间［0，1］，统计每个区间中的光子数，得到脉冲轮廓，常用的方法为χ2检验法［25］；第2种方法是直接利用精确已知的脉冲星星历，折叠出以射电观测为相位参考点的脉冲轮廓。2种方法得到轮廓差异性较小，只是相位参考起始点不同。本文采用了第2种方法，采用Jodrell Bank天文台发布的星历。Jo⁃drell Bank天文台长期监测Crab脉冲星，每隔半个月更新其射电星历，可用这些星历参数折叠脉冲轮廓［26］。需要注意的是，脉冲星星历的有效时间段有所重叠，且跃变时期不在星历有效时间内，本文分析不包括周期跃变期间的观测数据。

2）能谱获取及拟合

FXPT同时获取每个X射线光子的能量信息，将FXPT的工作能段（0.5～10 keV）分成N个能区，根据光子的能量，获取光子在能量轴上的统计分布，绘制能谱图。N值不宜太大，否则容易出现截断误差，对于FXPT，能谱间隔为10 eV，然后对FXPT特征能谱处能峰进行高斯拟合。

3 XPNAV⁃1星数据处理及稳定性分析

3.1 利用超新星遗迹监测FXPT稳定性的可行性

望远镜性能监测是一项长期基础性工作，而宇宙中星系团和超新星遗迹的能谱在人类关注的时间尺度上不会发生变化，常被用于X射线望远镜性能标定。随着望远镜在太空运行时间增加，其性能指标会发生变化，需要定期在轨标定，利用超新星遗迹的特征谱线可标定望远镜的能量响应性能参数，如能量分辨率、能量电压线性关系。国外大型天文卫星长期保持对超新星遗迹观测，主要用于监测望远镜在轨性能。FXPT采集X射线光子能量时，记录的是光子的电压信号。在地面标定试验中，对FXPT进行了Al、Ti、Cu等多种靶的测试，得出能量与电压的关系E=2.80125U−0.02895 keV，其中U为电压。2017年6月，利用XPNAV-1卫星对超新星遗迹B0022+638（TYCHO）、B1727-214（KEPLER）及B2321+585（CAS-A）进行观测，累积了一定的有效观测数据。由于B1727-214（KEPLER）观测数据较少，难以获得3个以上特征能谱线。

CAS-A超新遗迹位于仙后星座，距地球1.1万光年，于1680年由英国天文学家发现，为六等星。CAS-A超新遗迹年龄非常年轻，观测到很多丰度元素的特征能谱，如Cu-Lα、Mg-Kα、Si- Kα及S-Kα，见图2。根据谱线的特征能量与电压值，拟合能量与电压的关系，见表3，得到E= 2.751U−0.018 keV，表中a和b为线性表达式系数，Sigma为拟合后的中误差。并得到FXPT在各特征元素0.953、1.269、1.752、2.332 keV处的能量分辨率分别为0.256、0.533、0.170和0.200 keV。第谷超新星遗迹B0022+638是一颗la型星，从其特征能谱可发现Fe- Lα、Si- Kα与S- Kα谱线，见图3。根据谱线的特征能量与电压值，拟合能量与电压的关系，见表3，E= 2.784U−0.047 keV。经分析，可得能量为0.755、1.776及2.362 keV处的能量分辨率分别为0.191、0.145和0.204 keV。

图2 B2321+585（CAS-A）的观测能谱Fig. 2 Spectrum of B2321+585（CAS-A）

图3 B0022+638（TYCHO）的观测能谱Fig. 3 Spectrum of B0022+638（TYCHO）

表3 空间观测超新星遗迹标定的能量电压线性关系Table 3 Linear relationship between energy and voltage by using CAS‑A and TYCHO

FXPT空间运行初期，能量电压关系应与地面标定结果变化不大。然而由表3可知，发现空间观测2颗超新星遗迹标定的能量电压线性关系与地面标定结果都存在较大的差异，主要原因在于收集的数据量较少，分析方法有待改进。由于FXPT有效面积约4.22 cm2@1 keV［12］，收集的超新星遗迹观测数据非常有限，特征谱线拟合不够准确，有些元素的不同谱线差异很小，如Si元素的Kα与Kβ谱线很近，导致了其能量分辨率变差，特征能峰的电压值估计不准，如Mg元素Kα特征谱线处能量分辨率较大，且也不符合能量分辨随着能量的增大而下降的规律。同时，数据处理方法需改进，空间背景噪声如连续谱的影响扣除不彻底，由于缺乏FXPT视场指向数据，超新星遗迹的特征谱线提取不够精准。此外，XPNAV-1卫星后来没有继续对具有特征谱线的超新星遗迹进行连续观测。基于上述考虑，无法通过超新星遗迹特征能谱完成FXPT性能在轨稳定性分析。

3.2 FXPT望远镜稳定性分析

按照2.2节描述的方法，对XPNAV-1卫星近4年Crab脉冲星观测数据进行了处理，得到1455个FXPT观测脉冲轮廓，见图4，图中脉冲轮廓均去除本底并归一化。由图4可知，每次观测脉冲轮廓形状基本一致，没有明显的变化，说明Crab脉冲星的辐射和仪器工作正常。统计分析每次观测脉冲轮廓的质量，平均信噪比约17，显著性较高，δTOA的平均值约83 μs。同时计算XPNAV-1卫星的Crab脉冲星脉冲轮廓与RXTE卫星PCA望远镜观测结果的相似度为98.6%，差异主要来源于2个X射线望远镜工作能区的不同。可以说，FXPT实现了国产望远镜探测到脉冲星的目标，并完成了一年以上脉冲星观测数据的收集。

图4 Crab脉冲星每次脉冲轮廓Fig. 4 Pulse profile of each observation of Crab

同时分析了FXPT观测Crab脉冲星X射线光子系列的能量分布，研究Crab脉冲星的辐射能谱，判断是否存在污染源。统计4年来所有Crab脉冲星光子的能量分布，如图5所示。FXPT收到的光子大部分能量在0.5～5 keV的范围内，这部分光子主要由脉冲星的辐射贡献，因为Crab脉冲星的能谱是幂律谱，光子数量随着能量增加而幂律下降。FXPT在约10.2 keV和10.5 keV这2个能量处存在孤立的信号，其来自读出电路中的电子噪声窜扰，后面数据处理中不考虑。

图5 Crab脉冲星光子能量的统计分布Fig. 5 Statistical distribution of photon energy of Crab

此外发现FXPT在9.5 keV附近存在大量的X射线光子，这些光子的能量分布曲线近似高斯分布，见图6。首先排除空间高能电子与仪器作用产生的激发光子堆积到该区域，空间高能粒子堆积会产生平均效应，或使低能部分流量更高。同时调查元素的特征射线表，只有Zn元素的Kβ谱线接近9.5 keV，然而没有发现理应流量更强的Zn元素的Kα谱线；其次将所有>9 keV的光子进行周期搜索，未发现显著性强的周期信号。

图6 能量>7.2 keV光子的能量分布曲线Fig. 6 Energy distribution curve of photons with en⁃ergy greater than 7.2 keV

继续将所有光子按照Crab脉冲星周期折叠脉冲轮廓，根据轮廓形状判断其是否来自于脉冲星辐射。利用射电星历，折叠出了能量>9 keV光子的每月脉冲轮廓，如图7所示，发现这些光子没有周期性，非来自脉冲星。通过跟望远镜研制方研讨，SDD数模转换设置了截止能量阈值为10.24 keV，由于电子学读出系统存在一定的误差，将所有能量超过10.24 keV的光子堆积在9.5 keV附近。SDD是一种硅基探测器，其能量分辨率约100 eV@5.4 keV，随着能量增加及探测器在轨运行，在更高能量处能量分辨率应>0.100 keV，而由图6可知在9.5 keV处能峰半高宽<0.100 keV，可见FXPT在9.5 keV附近光子能量分布应该是读出系统随机误差导致，属于探测器的超上阈信号。与此同时，由图5可知在5～9 keV能量范围内7.5、8.3、8.7 keV附近存在特征能谱辐射谱线。经研判，7.5和8.3 keV处附近光子能量分布分别是望远镜镜片中Ni金属受激辐射的Kα与Kβ谱线，8.7 keV处附近光子能量分布为Zn元素的Kα谱线。由于8.3和8.7 keV处谱线辐射流量较弱，拟合参数统计误差较大，故利用8.3 keV处特征能谱辐射与探测器超上阈信号可为望远镜性能稳定性分析提供一种途径。

图7 能量>9 keV光子的每月累积轮廓形状Fig. 7 Monthly cumulative contour shape of photons with energy larget than 9 keV

为了研究FXPT的近4年性能稳定性，获取了>7.2 keV光子的能量分布曲线，探究能量分布曲线是否随时间变化。首先以年为单位，检查光子的能量分布曲线，如图8所示，在4年观测时间内，来自FXPT的光子能量分布曲线的形状不尽相同，存在一些差异，然而2018年和2019年的光子能量分布曲线基本一致，这表明探测器性能已经趋于稳定。

图8 近4年光子的能量分布曲线Fig. 8 Energy distribution curves of photons in four years

将Crab脉冲星所有历史观测数据按月分组，分析7.5 keV和9.5 keV附近的光子能量分布曲线形状随时间变化趋势，用高斯函数拟合分布曲线以定量描述曲线形状的变化，得到特征谱的参数见表4。得到7.5 keV和9.5 keV附近的特征谱每月光子的能量分布曲线的峰强度、峰位置和宽度见图9，能谱宽度采用半峰全宽（Full Width at Half Maxima，FWHM）。图中红色数据点为月能量分布曲线的参数，黑色数据点为年总能量分布曲线的参数，时间用简化儒略日（Modified Julian Day，MJD）。如图9（a）所示，自2018年起，7.5 keV特征谱的光子能量分布曲线的峰强度的月变化涨落显著降低，且年时标下稳定在0.031 cts·keV−1·s−1附近；在误差范围内，该特征谱的中心能量稳定在7.5 keV附近，且2019年后，月时标下中心能量随时间稳定不变；在月时标下，特征谱的宽度具有较大的变化，但综合每年的平均结果来看，4年内特征谱的半高全宽基本稳定在0.29 keV附近。对于9.5 keV附近的特征谱，从2018年开始，在年时标下特征能谱的峰值强度稳定在5.3 cts·keV−1·s−1附近，并且随时间趋于稳定，但月时标下依然存在涨落变化。与峰值强度变化趋势类似，在月时标下峰值位置的变化也存在较大的涨落，至2019年后，峰值位置的月变化趋于稳定，稳定在9.5 keV附近。从图中可以明显看出，特征谱宽度的月变化至2017年10月开始趋于稳定变化，稳定在0.09 keV附近。纵观4年内2个特征谱参数的月变化和年变化趋势可以看出，2017年内各个参数涨落较大，2018年和2019年各参数变化趋于稳定。综合分析，2017年10月后，XPNAV-1卫星FXPT性能更加趋于稳定。可见，通过利用X射线望远镜本征特征能谱辐射，分析光子能量分布曲线的各种特征参数随时间变化规律，能够监测望远镜在轨性能稳定性，有效弥补没有携带标定装置的缺点。

表4 4年内自FXPT的光子能量分布曲线特征参数Table 4 Characteristic parameters of photon energy distribution curve from FXPT in four years

图9 7.5和9.5 keV附近光子能量分布曲线峰强度、中心值位置和半高全宽随时间的变化Fig. 9 Variation of peak intensity， peak position and half height and full width of photon energy distribution curve around 7.5 and 9.5 keV

4 结论

XPNAV-1卫星设计寿命1年，现已在轨工作5年多时间，获取大量观测数据，并取得丰硕研究成果，验证了国产望远镜性能。本文通过分析近4年FXPT观测Crab脉冲星光子的能量分布曲线，发现FXPT在9.5 keV附近存在一个强X射线辐射峰，为探测器的超上阈信号，同时发现FXPT在7.5 keV附近特征能谱是由望远镜镜片中Ni金属受激辐射引起的。据此提出了一种利用望远镜本征特征能谱和超上阈信号共同监测其在轨稳定性的方法，通过研究辐射能谱特征参数随时间的变化，分析望远镜的工作稳定性。通过近4年Crab脉冲星数据的分析，发现FXPT于2017年10月后性能更加趋于稳定。该方法可有效地弥补XPNAV-1卫星无携带辐射标定装置的缺点，具有一定的工程应用价值。

当前XPNAV-1卫星在轨工作满5年，已经超负荷完成了试验卫星预定目标。希望项目管理方能够发布更长时间观测数据，进一步分析FXPT在轨稳定性。同时期待XPNAV-1卫星开展更多超新星遗迹观测，研究其能量与电压关系的变化趋势，有利于卫星后续观测数据的准确分析。

致 谢

感谢中国科学院高能物理研究所葛明玉博士的指导，感谢所有为XPNAV-1卫星论证、研制及运行保障的科研及管理人员。