硬X射線調制望遠鏡衛星高能望遠鏡設計與驗證

李旭芳 劉聰展 張翼飛 李正偉 路雪峰張愛梅 張釗 金永杰

(1中國科學院高能物理研究所,北京 100049)(2清華大學物理系,北京 100084)(3清華大學工程物理系,北京 100084)

自1970年以來,國外發射了數十顆高能天文衛星,在X/γ射線波段進行了廣泛深入的觀測研究,取得了很多重要的科學成果。其中,專門為硬X射線觀測設計的衛星儀器并不多,較為重要的有“康普頓”伽馬射線天文臺的暴發和暫現源探測器(CGRO/BATSE)、“羅西X射線時變探測者”衛星的高能X射線時變試驗裝置(RXTE/HEXTE)、“貝波”X射線衛星的復合晶體探測器(BeppoSAX/PDS)、“朱雀”衛星的硬X射線探測器(Suzaku/HXD)、“國際伽馬射線天體物理學實驗室”衛星的成像儀(INTEGRAL/IBIS)、“雨燕”衛星的爆發警示望遠鏡(Swift/BAT)、“核分光望遠鏡陣列”(NuSTAR)衛星等[1-5]。早期主要以能譜和時變觀測為主,近幾年,隨著INTEGRAL和Swift衛星對硬X射線波段的巡天觀測[3-4],以及NuSTAR衛星突破硬X射線聚焦鏡技術,實現了高分辨率的成像觀測[5],大批的黑洞系統被發現、證認和深入研究。

硬X射線調制望遠鏡(HXMT)衛星是我國自主研制的一顆大型X射線天文衛星,致力于對1～250 ke V的X射線天體進行寬能區觀測,于2017年6月15日成功發射。為實現寬能區和時變觀測需求,HXMT衛星配置了高能、中能和低能望遠鏡。3臺望遠鏡通過主支撐結構組成一個整體,其空間指向相同,可對同一個目標同時進行觀測[6-7]。

HXMT衛星高能望遠鏡要對20～250 keV的硬X射線實現高靈敏度觀測,同時具備能譜、時變及成像觀測能力。為保證這些任務的順利完成,高能望遠鏡使用復合晶體探測器陣列作為主探測器,18個不同柵格取向的高能準直器限定主探測器的視場,壓低本底,并為實現直接解調成像[8-10]提供必要的空間調制;使用在軌標定探測器對主探測器進行增益控制和能譜標定;使用反符合屏蔽探測器對荷電粒子進行主動屏蔽,壓低粒子引起的本底;使用粒子監測器監視空間粒子流強,在高流強區域降低主探測器和反符合屏蔽探測器高壓,避免主探測器受到損害或者壽命降低。

1 高能望遠鏡設計

高能望遠鏡由主探測器、高能準直器、在軌標定探測器、反符合屏蔽探測器、粒子監測器、高能電控箱和高能配電箱組成,結構如圖1所示。分析具體的任務需求,得到高能望遠鏡的主要技術指標要求,如表1所示。

圖1 高能望遠鏡結構Fig.1 Configuration of high energy telescope

表1 高能望遠鏡主要技術指標Table 1 Main performance indexes of high energy telescope

1.1 主探測器

主探測器是高能望遠鏡的核心部件,其主要功能是對20～250 keV能區的X射線進行逐事例記錄,獲得入射X射線的能量和時間信息。為實現總探測面積5000 cm2、能量分辨率優于19%(在59.5 ke V時)的目標,主探測器由18個Φ190 mm×3.5 mm/Φ190 mm×40.0 mm的NaI(Tl)/CsI(Na)復合晶體探測器組成,18個單體具有很好的統一性和互換性。每個主探測器單體的結構見圖2,包括復合晶體和晶體盒、光電倍增管組件及前端電子學組件。光電倍增管組件包括光電倍增管、減震套、磁屏蔽罩及光電倍增管外殼;前端電子學組件包括分壓器、前置放大器、高壓模塊、高壓控制電路和高壓監測電路。

在20～250 ke V硬X射線天文觀測中,復合晶體探測器是使用最多的技術最成熟的探測器之一。它對硬X射線有較高的探測效率和適中的能量分辨率,易于構成大面積的探測器。復合晶體是一種帶主動式屏蔽的探測器結構,選用光子作用截面大、發光效率高、發光衰減時間差別較大的2種晶體,其中高原子序數閃爍晶體作為主動式屏蔽探測器使用,其對光子的阻擋本領大,屏蔽效果好,與主晶體直接貼合,可以屏蔽來自背向2π立體角入射的環境本底及正入射的康普頓事例,減小能譜的畸變。NaI(Tl)和CsI(Na)就是一種較好的組合。NaI(Tl)晶體發光效率高,對硬X射線的探測效率高,它的熒光衰減時間為230 ns,發射光譜峰值為410 nm,但是易潮解,需要密封使用。CsI(Na)晶體的發光效率是NaI(Tl)的85%,其快成分熒光衰減時間約為630 ns,發射光譜峰值為420 nm。2種晶體的熒光光譜及峰值十分接近,組成復合晶體后2種閃爍信號可以通過同一個光電倍增管讀出,之后利用脈沖形狀甄別技術可以將2種信號區分開來。因此,高能主探測器采用NaI(Tl)/CsI(Na)復合晶體作為探測介質。NaI(Tl)晶體為主晶體,正面入射的X射線光子在其中沉積全部能量,形成“好事例”;CsI(Na)晶體為主動式屏蔽探測器,同時也可以用于監測伽馬射線暴。

圖2 主探測器單體結構Fig.2 Configuration of main detector module

為防止晶體潮解,整個復合晶體被密封在由鈹窗、鋁合金外殼及石英玻璃組成的晶體盒內。鈹片為入射窗,厚度1.5 mm,對20 ke V能量的X射線光子仍有超過90%的高透過率,同時也可以滿足密封承壓及抗振的設計要求。石英玻璃為熒光出射窗,厚度10 mm,能夠抵抗來自復合晶體的共振沖擊。復合晶體周邊填充了GN522有機硅凝膠,起到減震作用。由于溫度會影響晶體的熒光產額和發光衰減時間,因此在晶體盒側面向內開一條深5 mm、底寬24 mm的凹槽,用于安裝加熱帶,通過主動熱控措施使晶體溫度維持在(18±2)℃。

光電倍增管外依次設計有減震套、磁屏蔽罩和光電倍增管外殼。其主結構由玻璃制成,內中空,易碎,為防止光電倍增管因外部震動而損壞,需要對光電倍增管進行立體抗震設計。一方面,在光電倍增管入射窗與閃爍晶體之間采用GN522有機硅凝膠作為光導,在實現光電倍增管與閃爍晶體良好耦合的基礎上,還能起到縱向減震作用。另一方面,在光電倍增管側壁裝有減震套,用來減小橫向震動的影響,在減震套斜面和側面上增加了減震棱,實現壓力疏散排減。光電倍增管為磁場敏感器件,為了減小磁場對探測器的影響,設計了與光電倍增管相匹配的磁屏蔽罩,它采用坡莫合金材料,厚度1 mm,外形與光電倍增管一致。最外層的光電倍增管外殼是約束光電倍增管各組件的結構體,可以保證光電倍增管與晶體盒之間耦合連接的緊密性,實現主探測器探頭結構的整體性,提高光電倍增管的抗震性。

前端電子學組件的光電倍增管分壓器采用負高壓,信號以直流耦合的方式送入前置放大電路,分壓器和前置放大器都做了優化設計,配合后端的高能電控箱的電路設計,提升了主探測器對大能量沉積事例的響應和恢復速度。

1.2 高能準直器

高能望遠鏡是基于直接解調算法掃描成像的準直型望遠鏡,與18個主探測器單體一一對應,每個主探測器單體前端都放置了一個準直器。高能準直器的設計既要具有較大的視場,增加入射光子統計量,又不能因視場太大而影響調制效果和成像分辨率,綜合考慮成像空間分辨率、大視場及本底扣除的需求,高能準直器采用非對稱準直孔設計,配置大視場準直器、小視場準直器和全遮擋準直器3類。

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18個高能準直器在望遠鏡主支撐結構上的布局如圖3所示。其中:小視場準直器15個,視場為1.1°×5.7°;大視場準直器2個,視場為5.7°×5.7°;全遮擋準直器1個,用于屏蔽正入射的空間X射線,為科學數據分析提供一個較為準確的望遠鏡本地本底。18個準直器根據柵格方向又分為3組,其中第1組(圖3中紅色)包含5個小視場準直器和1個大視場準直器;第2組(圖3中綠色)包含5個小視場準直器和1個大視場準直器;第3組(圖3中藍色)包含5個小視場準直器和1個全遮擋準直器。3組準直器柵格方向相互之間的夾角為60°,共同構成高能望遠鏡5.7°×5.7°的總視場。

高能準直器決定了高能望遠鏡的成像質量和指向精度,其物理功能主要由薄鉭片組成的眾多柵格來實現。鉭對X射線有很強的衰減作用,長300 mm、厚0.14 mm的鉭片構成不同尺寸的矩形孔,形成不同的視場。大、小視場高能準直器的差別僅在于鉭片的間距,分別為30 mm和6 mm。全遮擋準直器是在小視場準直器的頂面上加貼一塊2 mm厚的鉭片。0.14 mm的薄鉭片太軟,無法保證它們對基準面的垂直度要求及結構強度,所以高能準直器采用鋁合金圓筒框架內插貼鉭片的結構形式。高能準直器的精度和強度都靠鋁合金框架來保證,法蘭盤、圓筒及內部加強筋為一體結構。在圓筒內腔及加強筋上用線切割工藝加工出鉭片插槽,用來插入0.14 mm厚的鉭片,同時在圓筒內壁及加強筋側面也粘貼了0.14 mm厚的鉭片。鋁合金筒一角有矩形通孔和走線槽,用來安裝在軌標定探頭及其線纜。這樣的設計,既考慮到了質量、剛度及占空比的約束,又滿足了視場需求。根據模擬計算,在高能段250 keV處,硬X射線穿透造成的準直器窄邊方向的點擴展函數比理想值偏高約2.5%,200 keV時小于1%,基本可以忽略,不會影響掃描成像的分辨率。

圖3 高能準直器布局Fig.3 Layout of high energy collimators

1.3 在軌標定探測器

每個主探測器前方的準直器中都放置了1個在軌標定探測器,其作用是實現對主探測器的在軌自動增益調節(AGC)。將1個活度約230 Bq的241Am(半衰期433年)放射源鑲嵌到大小為Ф5 mm×3.0 mm的BC-448M塑料閃爍體中,作為在軌標定探測器的標定源。

伴隨241Am源5.5 MeV的α粒子衰變,會發射17.8 keV、59.5 keV等能量的γ光子。部分59.5 keV的光子被對應的主探測器探測到,與在軌標定塑料閃爍體中探測到的α粒子信號進行符合測量,可以被鑒別為標定事例。根據標定事例脈沖幅值的波動,微調主探測器光電倍增管的高壓,可保持主探測器的增益穩定。

在軌標定探測器的關鍵技術是閃爍光源的制作及多像素光子計數器(MPPC)溫度補償。為減少標定源漏計數導致的高能主探測器本底增加,需要確保在軌標定探測器的閃爍體對α粒子有盡可能高的探測效率,實現4π立體角探測;同時,為了減小誤觸發和系統的死時間,要求在軌標定探測器具有好的信噪比和高的光收集效率;又因為MPPC有限的靈敏面積,要減小對主探測器視場的遮擋,就需要閃爍光源盡可能的小。這些要求增加了閃爍光源的制作難度。通過模擬不同構型不同反射涂層對光收集效率的影響,最終確定了光錐結構設計的閃爍光源,并通過大量的研制試驗確定了閃爍光源的加工工藝,產品在經歷力熱環境考核后性能仍滿足要求。在軌標定探測器采用的MPPC作為光電器件,是新型半導體探測器,無航天產品及航天應用經驗,其增益對溫度敏感。如果MPPC工作在過壓為2.0 V時,對應的溫度系數為56 m V/℃,則溫度變化55℃,增益的相對變化量為154%,嚴重地影響了在軌標定探測器的工作。專門設計的MPPC溫度補償電路[11],在MPPC所加過壓為2.0 V時,有效地將MPPC增益溫漂的溫度系數由2.8%/℃降低到了0.3%/℃,實現了MPPC增益的閉環控制。

1.4 反符合屏蔽探測器

作為主動式屏蔽探測器,12個側面反符合屏蔽探測器和6個頂面反符合屏蔽探測器包裹在主探測器的前面和側面,可以有效壓低主探測器前向2π立體角內帶電粒子引起的本底,排列方式見圖4。為了得到好的屏蔽效果,反符合屏蔽探測器單體探測效率均優于95%。每個反符合屏蔽探測器的信號都由高能電控箱處理,當信號幅度超過預設的閾值時(該閾值可以通過地面指令調節),高能電控箱內對應產生一個反符合信號,并在同時產生的主探測器事例數據中的相應位置打上標簽,供離線數據分析時使用。

圖4 反符合屏蔽探測器陣列及單體結構Fig.4 Configuration of HVT(high energy veto)detector array and modules

1.5 粒子監測器

高能望遠鏡配置了3個完全相同的粒子監測器,能為衛星平臺提供高能帶電粒子流強異常升高的預警信息。當衛星在軌運行時,特別是經過輻射帶南大西洋異常(SAA)區時,粒子監測器連續3 s計數率超過預設的報警閾值,衛星數管系統就會關閉高能望遠鏡其他探測器光電倍增管的高壓,以避免其損壞。

1.6 高能電控箱和高能配電箱

高能電控箱和高能配電箱共同組成了高能望遠鏡的指令控制和信息處理中心。高能電控箱負責高能望遠鏡各探測器信號的處理及控制,并通過低壓差分信號接口(LVDS)和1553B總線與衛星數管系統交換數據。高能電控箱同時接收來自衛星平臺的時間同步信號(GPS秒信號)和5 MHz高精度時鐘信號,以保證高能望遠鏡探測到的每個物理事例時間信息的準確性。高能配電箱負責為高能電控箱和高能望遠鏡各探測器單機提供二次電源,執行遙控指令,生成部分遙測信號和數據。

1.7 工作模式

高能望遠鏡在軌工作模式分為正常工作模式和低高壓模式2種。在正常工作模式下,NaI(Tl)晶體為有效探測器;低高壓模式下,CsI(Na)晶體為有效探測器。2種模式下CsI(Na)都可用于監測伽馬射線暴。

在高能望遠鏡正常工作模式下,CsI(Na)晶體對γ光子的探測能量范圍為40～600 ke V,考慮到能量小于200 keV的γ光子很難穿透HXMT衛星的結構體到達CsI(Na)晶體,而且大多數伽馬射線暴的峰值能量在60～600 keV,為了能較好地測量伽馬射線暴的能譜,使探測能區覆蓋幾萬電子伏特至幾兆電子伏特,專門設計了低高壓工作模式,即將主探測器光電倍增管高壓降低,改變系統增益為原來的1/5,同時關閉在軌標定的自動增益控制功能。

2 設計驗證

目前,HXMT衛星已在軌運行1年多,高能望遠鏡各項功能正常,性能穩定,技術指標滿足設計要求。

2.1 脈沖形狀甄別

由于NaI(Tl)晶體和CsI(Na)晶體發光衰減時間常數的差別,采用脈沖形狀甄別技術可以根據脈沖寬度有效區分NaI事例和CsI事例,圖5給出了1個主探測器單體對2種事例的甄別能力。脈沖寬度為50～70道(1道對應1/48μs)的事例對應NaI事例,脈沖寬度為91～120道的事例對應CsI信號,二者之間的為混合事例,2種事例的脈沖寬度峰位保持穩定,不隨主探測器高壓及入射光子能量變化。根據18個主探測器在軌的脈沖寬度譜,可以給出18個主探測器的脈沖形狀甄別優度QPSA為2.2～2.4,該性能在軌期間未發生變化。QPSA定義如下。

式中:HNaI和HCsI分別為脈沖寬度譜上NaI和CsI事例的峰位;ΔHNaI和ΔHCsI分別為2個峰的FWHM。

在軌運行結果表明,高能望遠鏡主探測器設計有效。離線數據處理中選擇脈沖寬度為50～70道的純NaI事例,便可有效壓低本底及康普頓事例;同時下傳的脈沖寬度大于70道的CsI事例,可用于實現伽馬射線暴的監測。

圖5 主探測器單體的脈沖甄別性能Fig.5 Pulse shape discrimination performance of main detector module

2.2 主探測器能譜及探測能區

在某次空天區觀測中,18個主探測器單體在正常工作模式及低高壓模式下的本底譜,如圖6和圖7所示(圖中不同顏色代表不同的主探測器單體)。對本底的標定結果顯示:在正常工作模式下,NaI(Tl)晶體的探測能區覆蓋20～300 keV,CsI(Na)晶體的探測能區覆蓋50～800 ke V;低高壓模式下,CsI(Na)晶體的探測能區覆蓋200 keV～3 Me V。上述結果表明,高能望遠鏡的探測能區符合設計要求。

圖6 18個主探測器單體在正常工作模式下的本底譜Fig.6 Observed background spectra in normal mode detected by 18 main detector modules

2.3 其他功能

在軌所有主探測器59.5 keV標定事例形成的標定譜峰位都長期穩定在50道,說明自動增益控制工作正常。根據對標定譜59.5 keV處能量分辨率的監測,主探測器在入軌運行3個月后性能趨于穩定,整體探測器能量分辨率滿足優于19%的要求。根據對各主探測器時間間隔譜的分析,得到的系統死時間小于6μs,系統的相對時間精度為±2μs,遠優于設計指標中時間分辨率好于25μs的要求,可滿足對亮源的觀測需求。

3 結束語

高能望遠鏡在掃描成像算法和儀器研制方面已經實現了國產化,是真正建立在原創的算法思想上具有自主知識產權的空間望遠鏡。它在軌運行1年多,功能正常,性能穩定。其采用NaI(Tl)/CsI(Na)復合晶體探測器,實際探測能區為20～300 ke V,總探測面積約5100 cm2,時間分辨率優于6μs,能量分辨率優于19%(在59.5 ke V時),具有對空間X射線源進行快速光變響應、能譜響應及掃描成像的能力。CsI(Na)晶體用作伽馬射線暴監視器,探測能區為50～800 ke V(正常模式)和200 ke V～3 Me V(低高壓模式),在對應能區內是目前空間天文衛星中探測面積最大的伽馬射線暴探測器,已在伽馬射線暴觀測,尤其是短暴時變特性及引力波電磁對應體觀測方面發揮作用[12]。

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