X射線全天監視器XASM載荷及其科學性能模擬簡介

趙冬華，張 臣，袁為民，凌志興，王文昕，賈振卿

（中國科學院國家天文臺，北京 100012）

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X射線全天監視器XASM載荷及其科學性能模擬簡介

趙冬華，張 臣，袁為民，凌志興，王文昕，賈振卿

（中國科學院國家天文臺，北京 100012）

在國內外X射線天文觀測的需求下，提出了利用空間站平臺開展X射線巡天觀測的項目X射線全天監視器（XASM），簡單介紹了XASM的科學目標，詳細描述了其基于MPO光學技術的龍蝦眼光學系統和XASM科學性能模擬方面的工作，包括PSF，有效面積和天空成像等。

X射線；全天監視器；MPO；龍蝦眼光學；蒙特卡洛模擬

1 引言

X射線暫現源和變源的時標從毫秒到幾年不等，因此大視場望遠鏡是捕捉此類X射線源的重要儀器，也是進行X射線巡天和大視場時域掃描觀測的關鍵設備。

早期進行X射線全天監視的空間設備包括Ariel-5、HEAO-1 A2、Ginga-ASM和RXTE-ASM等。這些X射線時變探測設備對認識黑洞等致密天體的本質起到了至關重要的作用。但是，由于這些大視場X射線監視器都是非聚焦型的，其靈敏度和角分辨率都很低，監測對象主要是銀河系中的X射線雙星和爆發天體，或者是極端亮的爆發天體，如伽瑪射線暴。而傳統的靈敏度較高的聚焦型的儀器多采用Wolter I型光學系統［1］，由于它們的視場通常較小［2］，不利于進行大天區的掃描觀測。因此，既具有大視場又擁有較高靈敏度的觀測設備將對河外星系中的X射線源大樣本監測開啟新的征程。

目前，發射于2009年7月的日本宇航局（JAXA）的MAXI（Monitor of All-sky X-ray Image）［3］是國際空間站上唯一的天文設備，也是在軌運行的靈敏度最高、掃描天區最寬的X射線全天監視器。MAXI的主探測器為氣體狹縫相機GSC（Gas Slit Camera）［4］，探測的能量范圍為2～30 keV；還有與GSC相互補充的軟X射線CCD狹縫探測器SSC（Solid-state Slit Camera，0.5～10 keV），但由于探測器有效面積小，靈敏度較GSC低得多。

MAXI的成像原理是小孔成像和準直器［4-6］，因此對較為暗弱的X射線源的監測數據的信噪比不高。因此，MAXI監測的對象基本上依然是銀河系內的恒星級致密天體，這是因為這些天體都是比較亮的X射線源。而距離遙遠的銀河系外的X射線源因為整體比較暗弱而觀測不到。即使能監測到一些活動星系核（超大黑洞），但由于數據的信噪比低，基本上不能用來進行光變分析和計算功率譜。因而MAXI不能獲得大樣本的、包括各種類型的黑洞的X射線強度和光譜變化的數據。除了探測靈敏度不夠好之外，MAXI的空間分辨率也比較差，約為1.5o［3］，因而對較為密集的星場，其實際的探測極限會由于源的混淆而變得更差。

即使如此，到目前為止，MAXI也已經取得了一批具有國際影響的科學成果［6-7］，包括：探測到500多個X射線源；通過耀發的探測在銀河系中心附近發現了6個新的被塵埃遮蔽的恒星級黑洞候選體等。因此，一個更加靈敏的、空間分辨率更好的X射的全天監視器將有望為X射線天體觀測帶來突破性的成果。隨著空間探測技術的發展，大視場、多波段、高靈敏度的監測已經成為本世紀天文學發展的主流方向之一。

國際上到2020年左右將有一批大型的大視場監視器投入使用，如光學波段的LSST［8］、射電的LOFAR［9］、中法伽瑪暴衛星SVOM［10］。另外，我國科學家提出了在空間站上搭載X射線全天監視器XASM（X-ray All-Sky Monitor）的計劃。XASM將是一個在軟X射線波段，具有前所未有的大視場和高靈敏度的儀器。與MAXI相比，XASM將探測到更多的，距離更遙遠的X射線源。

2 X射線全天監視器XASM

根據空間站的軌道參數，XASM的高度為340～450 km、傾角為42°。XASM任務總目標是在空間站開展大樣本的天體X射線時變監測，探測X射線暫現和爆發源并實時向地面發布預警信息，定期向地面傳送軟X射線觀測數據。XASM指向隨空間站機動，無自主指向能力，因此，XASM有兩種主要觀測模式：全天監測模式——常規開展軟X射線巡天監測，指向隨空間站的指向機動；定標觀測模式——XASM定期或不定期開展，流強定標、位置定標、能譜定標等定標觀測。

2.1 XASM的科學目標

XASM將通過開展軟X射線（0.5～4 keV）波段的大視場監視觀測、分析天體的X射線時變數據，認識和理解其時變性質和規律，發現新的高能時變現象和時變天體。具體說來，其科學目標有以下三個方面：

1）大樣本X射線源的時變監測：對一個較大天區內的X射線源開展重復掃描監測，采樣時標從小時到年。監測對象主要包括：活動星系核（超大黑洞）、X射線雙星（恒星級黑洞或中子星）、超亮X射線源（恒星級中等質量黑洞）、激變變星（白矮星）、恒星耀發（冕活動）等。獲得千余個天體的X射線光變曲線數據和數百個天體的功率譜，以研究物質在黑洞及致密天體附近的狀態和動力學。

2）發現X射線爆發天體和現象，并發布預警引導國內外多波段天文設備開展后隨觀測，包括新的中子星和黑洞，可能的大質量黑洞潮汐瓦解恒星事件等。

3）作為長期掃描監測的副產品，幾年的數據積分后獲得包含時間變化信息的軟X射線全天天圖，發現新的X射線源。

2.2 整體儀器介紹

XASM共有四個寬視場X射線望遠鏡（WFT）單元，其中每兩個單元安裝在空間站上的一個工位上；每個WFT單元由4個子單元組成，共16個子單元；每個子單元對應一個焦平面探測器；其具體載荷配置結構見圖1。一個大視場望遠鏡分成多個子單元可以減少平直焦平面帶來的成像誤差。XASM的每個子單元光學口徑為140×220 mm2，焦平面探測器的有效收集區面積為70×110 mm2。每個WFT單元的視場為18.4×31 deg2，總視場約為2200 deg2，其中18.4°方向平行于掃描方向。XASM將通過空間站的指向變化，掃描整個天空，觀測X射線源，掃描方向與儀器視場那個的關系見圖1（b）。XASM的主要性能參數見表1。

表1 XASM主要性能參數Table 1 The main parameters of XASM

2.3 龍蝦眼光學系統

傳統的大視場X射線監視器都是非聚焦型的，其靈敏度和角分辨率都很低。如果要提供靈敏度而增加有效面積，將同時增大探測器面積，從而增大了儀器本底和電子學部件及相應的成本、重量和功耗。因而靈敏度與空間分辨能力一起，成為這種探測器難以逾越的瓶頸。雖然聚焦成像型的X射線望遠鏡（如Chandra和XMM-Newton）可以獲得高的靈敏度和高空間分辨率，但傳統的Wolter-I型掠射式光學的視場大小只有1°量級［2］，無法做成大視場的全天監視器。因此，發展可以組成大視場望遠鏡的聚焦型X射線成像光學系統，已成為新型全天監視器的關鍵。

近年來，隨著材料加工技術的發展，一種新型的X射線成像光學器件——微通道板光學（Micro-Pore Optics，MPO）系統日趨成熟。這是目前單位有效聚光面積上重量最輕的X射線成像器件，有效面積-重量之比遠高于傳統的金屬材質Wolter-I型望遠鏡［11］，因此是最具有運用前景的X射線成像光學器件。

MPO光學成像系統有兩種實現方式：龍蝦眼（Lobster-eye）型和Wolter I型。其中MPO龍蝦眼型光學系統理論上可以實現全天視場，因此，可以應用于全天／寬視場監視器。其在X射線天文學中的運用前景早在1979年就被天文學家注意到［2］，但是，受到制造工藝的限制，直到近年，這種光學系統才被逐漸應用到天文觀測中，例如，計劃于2018年發射的歐空局的水星探測器BepiColombo上的MIXS-C采用MPO龍蝦眼光學做準直器，MIXS-T采用了MPO Wolter I型光學作為其聚焦成像光學系統［12］。我們在XASM上，將應用MPO龍蝦眼X射線聚焦光學系統。XASM共包含16個光學單元，每個單元口徑14×22 cm2，由3×5個40×40 mm2大小的MPO陣列拼接而成，見圖1（a）。

MPO龍蝦眼型光學系統由一種布滿方形微孔的球面形玻璃器件組成，所有的微孔都指向同一個球心。這些微孔的表面非常光滑，微孔的側壁可以對掠入射的軟X射線進行反射聚焦，像呈十字形結構，其成像的光路原理見圖2。曲率為R的MPO龍蝦眼光學鏡片，其焦平面將在R／2的位置處，X射線在一個側壁上反射一次將聚焦到十字臂上，在相互垂直的側壁上分別反射相同的奇次數則會聚焦到十字焦點上。就是這種成像原理使得它可以實現全天視場，并應用于全天／寬視場監視器。

3 XASM的科學性能

我們主要基于Geant4軟件包，利用蒙特卡洛的方法來研究XASM的科學性能的。Geant4是基于C++面向對象技術開發的蒙特卡羅應用軟件包，主要用于模擬粒子在物質中的輸運和相互作用等物理過程，已經廣泛應用于空間科學等多個領域。

我們將利用Geant4，建立望遠鏡的蒙卡模型，包括定義其結構形狀、大小和材料等；定義入射粒子的種類，能量和入射位置及入射方向等信息；然后選用合適的物理相互作用模型，實現粒子與物質的相互作用過程（例如光電效應，電離等）；并收集所需要的物理量（沉積能量、作用位置等）信息。但是，目前Geant4中還沒有模擬聚焦X射線望遠鏡所需要的掠入射反射過程，所以，我們在基于Geant4的模擬程序中集成了它的擴展程序包XRTG4［14］，實現了X射線的掠入射，反射聚焦過程。，我們還與leicester大學開發Q軟件的相應結果進行了比較，平均偏差小于＜3%，驗證了我們的模型和方法的可行性和可靠性［15］。

對于XASM，我們對它的一個子單元進行了蒙特卡洛建模和初步的模擬計算。模型中主要包括光學鏡片和鏡框，Xe氣體探測器（GEM），以及簡單的屏蔽結構，模擬中的具體參數設置見表2。根據其基本參數，我們對XASM的科學性能進行了估計，包括其點擴展函數（Point Spread Function，PSF），有效面積，及其對點源和擴展源的成像。

表2 XASM子單元在Geant4模擬中的基本參數設置Table 2 The parameters of XASM in simulations with Geant4

3.1 PSF和有效面積

通過蒙卡模擬得到PSF，是計算其有效面積的基礎，也可以基于此數據，通過概率分布的方法，快速粗略地得到源的成像結果。

XASM在不同能量點處的歸一化后的PSF結果見圖3，此結果對應的X射線的入射方向為沿著視場中心軸方向。根據鏡片的實際加工工藝，我們在模擬中考慮了鏡片微孔壁鍍膜（Ir）的粗糙度（RMS＝0.55 nm），它將在一定程度上減小望遠鏡的有效面積；我們還考慮了鏡片的指向誤差，主要通過微孔繞其X和Y軸（垂直于XASM的視場方向）進行旋轉，從而得到等效的角分辨率。微孔的指向誤差呈高斯分布，其平均值為0，即指向鏡片的曲率中心，σ＝0.85 arcmin，這將使得XASM產生一個約4 arcmin（2×2.35×σ）的角分辨率。

由圖3可以看出，其PSF呈現出一個典型的十字型結構，而且由于反射率隨能量的增加而降低，使得十字的大小隨著能量的增加而減小。XASM的光學系統是由3×5個鏡片組成的軸對稱結構，鏡片由鏡架支撐。鏡架的存在對部分低能X射線有阻擋作用，所以，在1 keV和2 keV的PSF中可以看到在探測器上有空白區域。當X射線的入射方向改變時，這些由鏡架產生的空白區域的位置也隨之移動，見圖3（右下）。

為了定量地分析XASM的PSF，我們計算了不同能量處的有效面積在一個維度上的變化，見圖4。先統計每個像素上的光子數，然后通過與總入射光子數的比值轉換為有效面積數據，再畫出每個像素上的有效面積在任意方向上的變化規律。由于XASM的PSF呈軸對稱結構，我們統計了有效面積在X軸方向的變化，見圖4（a），以及在45o方向（圖3中PSF的對角線方向）的變化，見圖4（b）。由圖4可以看出，由于龍蝦眼望遠鏡的成像特點，在不同方向上的有效面積隨位置的變化并不完全相同。對于XASM，在遠離中心位置上的十字臂上的光子計數比中心焦斑處的小一個數量級，而十字以外的區域光子計數則更少。

在PSF結果的基礎上，我們計算得到XASM的有效面積結果，見圖5。焦斑處的最大有效面積為3.02 cm2＠0.95 keV，整個十字上的最大有效面積為7.9 cm2。有效面積曲線上一些特征線，主要是由微孔側壁上的鍍膜Ir和氣體探測器上的窗材料對于X射線的吸收引起的。以探測器中心位置為圓心（焦斑中心），XASM的積分有效面積隨距離中心位置半徑的變化見圖6。對于較高能量2 keV和4 keV在約離中心10 mm處達到最大值，為對于較小的能量，在約離中心30 mm處達到最大值。

3.2 天空成像

基于聚焦X射線望遠鏡中的X射線追蹤的實現，我們對一片特定的天空區域和M31星系分別進行了點源和擴展源的模擬觀測。通過對點源星空的模擬觀測，我們可以與已經發射的望遠鏡進行比較。基于擴展源的觀測，我們可以進一步研究對擴展源中的暫現源的觀測。

對于點源的模擬觀測，我們使XASM的視場中心指向（RA＝225o，Dec＝-50o）的位置，然后從ROSAT的星表RASS-BSC（ROSAT All-Sky SurveyBright Source Catalogue）［16］中選擇落在XASM的一個子單元的視場（約9o×15o）中的點源。我們假設源的能譜符合冪律分布，且譜指數為-2，NH＝3×1020cm-1。這些點源加上XASM的本底數據，經過500 ks的曝光時間后，統計能區0.5～4 keV內的數據，得到這片天區在我們的探測器上的成像結果，見圖7，右側計數顯示為log值。由圖上的最亮的幾個源可以看出，不同角度的源并沒有明顯的漸暈效應。但是較亮的源的PSF的十字結構，對其附近的比較暗的源的觀測可能會有一定的影響。根據統計，此天區的ROSAT亮源，在500 ks觀測時間下，約90%的源可以在5σ的顯著性上被XASM在能區0.5～4 keV上觀測到。根據XASM的視場大小、軌道高度與觀測模式計算，對源500 ks的總觀測時間需要近兩個月的實際觀測時間。

對一些鄰近星系（例如M31、LMC／SMC）的X射線光變進行監測，發現新的X射線爆發源，也是XASM的一個重要科學任務。由于XASM在靈敏度和視場上的優勢，有希望發現一些新的爆發源。為了檢測XASM對近鄰星系中的X射線源（X射線雙星，ULX，星系的彌散輻射等）的觀測能力，我們模擬了XASM對M31的觀測。

M31［17］的距離約為780 kpc，中心位于RA＝00 h 42 m 44.3 s，Dec＝+41 d 16 m 08 s。在模擬中，我們的輸入數據來自于XMM-Newton對M31的觀測（數據由南京大學的李志遠教授根據衛星數據處理并提供），數據由20組獨立的定點觀測數據組成，數據來自于MOS1和MOS2，能區為0.5～8 keV，單位為cts／s／pixel，每個像素對應于5＂的天區，共2048×2048個像素。數據已經進行了漸暈修正，并去除了粒子本底。

我們把每個像素作為一個點源進行X射線入射，得到的M31的模擬結果見圖8，分別對應于曝光時間為100 ks和1000 ks的結果。由于XASM的角分辨率約為5 arcmin，比XMM-newton差很多，因此，距離很近的點源很難分辨開。在對M31的模擬觀測的基礎上，我們在偏離核區的上下兩個位置（RA，Dec）＝（11.0°，10.25°）和（41.8°，40.3°），分別加上了兩個人為的源，光度分別為1039erg／s和1040erg／s，模擬觀測結果見圖9。結果顯示XASM只需要曝光1 ks就可以探測到后兩個源，可以推測，如果M31有新的暫現極亮源出現，XASM將可以靈敏的捕捉到。

4 結語

在國內外X射線天文觀測的需求下，我們提出了利用空間站平臺開展X射線巡天觀測的項目XASM。在本文中，我們簡單介紹了XASM的科學目標，詳細描述了XASM的主要設備——MPO龍蝦眼光學系統。另外，我們還利用Geant4軟件，對其科學性能進行了初步的模擬計算，包括PSF，有效面積和天空成像等。

XASM是由多個光學和探測器子單元組成的設備，在后面的工作中，我們將對各個子單元之間的數據進行聯合分析，以確保有效面積和大視場的充分利用。

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Introduction of Instruments onboard X-ray All Sky Monitor（XASM）and Its Performance Simulations

ZHAO Donghua，ZHANG Chen，YUAN Weimin，LING Zhixing，WANG Wenxin，JIA Zhenqing
（National Astronomical Observatories，Chinese Academy of Sciences，Beijing 100012，China）

Based on the analysis of X-ray astronomical observations，the project of X-ray All Sky Monitor（XASM）was proposed for the space station.In this paper，the scientific objectives were concisely presented，and its MPO lobster-eye optics was described in detail.In addition，the scientific capabilities of XASM were simulated including the PSF，the effective area and the image of different x-ray sources.

X-ray；all-sky monitor；MPO；lobster-eye optics；Monte Carlo simulations

PP111.5

A

1674-5825（2017）06-0841-07

2016-06-07；

2017-10-16

國家自然科學基金（11403055，11427804）

趙冬華，女，博士，助理研究員，研究方向為天文技術與方法。E-mail：zhaodh＠bao.ac.cn

（責任編輯：龍晉偉）