XPNAV?1衛星聚焦型X射線脈沖星望遠鏡在軌穩定性分析

周 慶 勇，閆 林 麗，李 連 升，馮 來 平石 永 強，孫 鵬 飛，方 柳王龍

1．西安測繪研究所， 西安 710054 2．地理信息工程國家重點實驗室， 西安 710054 3．安徽建筑大學 數理學院，合肥 230601 4．北京控制工程研究所，北京 100090 5．中國電子科技集團公司第三十九研究所，西安 710076

脈沖星是一類高速自轉的中子星，能穩定地向外輻射脈沖信號，位置能精確被測定，且自轉極其穩定，能夠為航天器提供自主導航服務［1］。X射線脈沖星導航是一種新型天文自主導航技術，具有傳統天文導航系統共性特性：自主性高，安全性高，導航誤差不累積［2］。空間均勻分布的脈沖星可構建類似導航衛星的星座，增強遠離地面測控臺站作用距離的飛行器自主導航能力，降低地面深空網的負擔。盡管X射線脈沖星導航在近地空間的精度無法與地基導航技術相比［3］，但深空領域遠遠高于傳統天文導航和地基導航技術，應用前景廣闊。相比于衛星導航系統，脈沖星時空參考框架更大，可實現近地、深空、星際范圍無縫導航，且導航誤差不隨距離增加而急劇增大，是當前超遠距離自主導航的唯一手段。脈沖星自主導航技術在國家導航定位和授時體系論證與建設中也占據著重要位置［4］。中國于2016年發射了XPNAV-1衛星，其核心目的是在軌驗證國產望遠鏡性能和開展脈沖星導航空間試驗［5］。

XPNAV-1衛星是中國首顆專門從事于驗證脈沖星導航技術的試驗衛星，由中國空間技術研究院研制［6-7］。XPNAV-1衛星設計壽命為1年，現已在軌工作5年，收集了大量觀測數據，國內學者開展了大量的脈沖星信號處理和計時分析工作［8-9］，證實了國產望遠鏡成功地探測到Crab脈沖星的信號，開展了初步的脈沖星導航試驗［10］。此外還開展Crab脈沖星計時穩定性分析和2017年最大周期躍變量精確測定［11］。

聚焦型X射線望遠鏡是脈沖星自主導航系統的核心設備，相同有效面積的聚焦型望遠鏡的靈敏度比非聚焦型設備高出2個數量級［12-13］，且能夠有效地抑制空間背景噪聲的影響。聚焦型X射線望遠鏡主要由聚焦X光學系統和X射線探測器2部分組成，前者負責X射線光子的聚焦與收集，后者再進行光電轉換及信號讀出［14-15］。根據掠入射反射結構的不同，聚焦型X射線望遠鏡主要有KB型（Kirkpatrick-Baez）、Wolter型和微孔光學陣列等結構。Wolter型光學系統具有較高的聚焦效率，當前國際上主要大型X射線空間觀測望遠鏡均采取這種聚焦系統。X射線探測器包括氣體探測器、微通道板型探測器、閃爍體探測器和半導體探測器，其中半導體探測器能夠滿足脈沖星導航對時間分辨率、能量分辨率的要求［16］。自Giacconi開創空間X 射線天文觀測以來，美國NASA和歐空局研制了一系列的聚焦型X射線望遠鏡，望遠鏡的性能越來越高，有效面積逐漸增大，角分辨率逐漸提高［17］。隨著中國對空間高能天文及脈沖星導航的重視，國內多家單位開展基于不同技術及工藝的聚焦型X射線望遠鏡的研制［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衛星的主要載荷，為一種拋物面鏡嵌套共焦X射線望遠鏡，為中國在軌工作的首款該類型設備［12，18］。FXPT的光學結構與美國在國際空間站開展脈沖星導航試驗的探測設備類似，故FXPT也具有本底噪聲小、噪聲抑制力強等優點［19］。截至目前，FXPT已正常在軌工作5年多時間，遠超設計壽命。事實上，望遠鏡性能與空間運行環境、器件工作狀態及運行時間等因素密切相關。在發射前，使用X射線雙晶單色儀和同步輻射光源對FXPT的性能參數進行精確標定［20-21］，它常被用作數據處理中標準參數。FXPT是一個空間結構非常精密的科學儀器，經長征運載火箭發射的強烈沖擊，可能導致聚焦光學系統與探測器精準對焦的細微變化。在軌期間，需承受在軌惡劣的熱環境和復雜的空間電磁環境，任何微小的X射線鏡片面形變化或結構形變都會影響FXPT的聚焦性能，降低設備的探測靈敏度。此外，隨著長時間電磁輻照，FXPT內部元器件老化而性能參數發生變化，如X射線探測器能量分辨率會隨時間而增大。因此，望遠鏡穩定性是一個需持續關注的問題，在望遠鏡長期數據處理中，需要對望遠鏡性能參數及時修正，否則會影響數據分析結果準確性，但當前國內學者對FXPT在軌穩定性研究較少。對于大面積X射線望遠鏡，往往自帶放射源對望遠鏡部分遮擋區域進行標定，或觀測超新星遺跡進行能譜標定［22-23］。Crab脈沖星的X射線輻射流量強且穩定，輻射信號具有清晰的脈沖輪廓特征，易于識別，故常作為X射線標定源。然而FXPT幾何面積為30 cm2，衛星空間載荷容量有限，難以攜帶標定裝置［12］。國內學者根據國際上精確測定的Crab脈沖星輻射參數，考慮宇宙中性氫對X射線光子的吸收效應，估計出FXPT的有效面積和探測效率［12，24］。由于缺乏FXPT對具有特征能譜輻射的超新星遺跡持續不間斷的觀測數據，本文研究了一種利用望遠鏡本征特征能譜輻射和超上閾信號共同監測其在軌穩定性的方法，分析了FXPT近4年的在軌穩定性。

1 FXPT簡介

XPNAV-1衛星于2016年11月10日發射升空，采用整星零動量三軸穩定姿態控制方式，運行在太陽同步軌道上。衛星采用一體化綜合電子設計，整星重約243 kg。XPNAV-1衛星科學任務包括，一是在軌驗證FXPT性能，解決FXPT在軌看得見脈沖星的問題，并為后續探測器選型、改進提供依據；二是獲得1顆以上X射線脈沖星空間觀測數據，為脈沖星物理特性研究和導航機制探索提供數據支撐［6，8］。

FXPT基于掠入射全反射聚焦原理，X射線光子以很小的掠入射角照射到每層超光滑的反射鏡內表面，經全外反射聚焦到焦平面探測器上。硅基探測器基于光電效應將每個聚焦的X射線光子轉換成電信號，通過前置放大、成形濾波等電子學處理，精確記錄每個X射線光子的到達時間及能量信息。FXPT包括嵌套式掠入射光學系統、焦平面探測器（即硅漂移探測器（Silicon Drift Detectors，SDD）探測器組件）、脈沖信號處理電路、高能粒子防護裝置、姿態管理單元和星敏感器［12，18］，如圖1所示，其中光學系統和星敏感器安裝在衛星艙外。

圖1 FXPT的系統結構圖［18］Fig. 1 System structure of FXPT［18］

FXPT包括以下主要組成部分：

1）嵌套式掠入射光學系統［19］：采用單次反射的聚焦型X射線光學系統，其功能是將X射線光子聚焦在SDD上。該光學系統由4層Ni基拋物面反射鏡和最外層微晶玻璃拋光的反射鏡組成，Ni基反射鏡表面鍍Au金屬，而玻璃反射鏡表面鍍Ir金屬。采用多層嵌套技術增加了光學系統的有效面積，提高了望遠鏡的觀測靈敏度。

2）SDD探測器組件：采用面積25 mm2的SDD，SDD也是美國脈沖星導航空間試驗用的X射線探測器，將X射線光子轉換成電子-空穴對，最終將其轉換為電流信號。SDD具有計數率高、能量分辨率高的優點。

3）脈沖信號處理電路［20］：由前置放大器、模擬電路、數字電路和電源線組成。前置放大器將X射線光子產生的電荷轉換為電流信號，電荷量與入射光子能量成正比。電流脈沖信號通過比較器轉換為觸發信號，用星載銣鐘標記觸發信號的到達時間，實現光子信號高信噪比的信號處理。

4）高能粒子防護裝置［20］：包括磁性偏轉器和一個高能粒子屏蔽體。采用磁性偏轉器對進入的電子產生的洛倫茲力，并使電子偏離焦平面探測器，減少了高能電子的影響。高能粒子屏蔽體位于望遠鏡前部，當望遠鏡進入南大西洋異常區時關閉，以減少空間高能重粒子對SDD的損害。

5）星敏感器：其光軸與望遠鏡光軸平行，用于指向和跟蹤X射線脈沖星。

6）精確時鐘：FXPT由2個高精度的時間參考，分別為恒溫晶體振蕩器和銣鐘，在無GPS授時的情況下可實現高精度的計時。晶體振蕩器和銣鐘相互備份，提高時間系統的整體可靠性。同時，FXPT還選擇GPS秒脈沖進行長時間保持，選擇恒溫晶體振蕩器進行短時間保持。由于原子鐘功耗大，大多數觀測使用晶體振蕩器和GPS作為時間參考［20］。

此外，望遠鏡還包括鏡筒、電子學結構、安裝法蘭和支撐結構等，用于固定望遠鏡。FXPT通過光學、電路、主被動屏蔽等綜合設計有效抑制空間噪聲的影響，能滿足高信噪比脈沖星觀測任務需求，同時設計了2套精密時鐘系統互為備份，提高了望遠鏡整體的可靠性［18］。FXPT的基本性能參數如表1所示［12，20］。

表1 FXPT主要參數［12，20］Table 1 Main parameters of FXPT［12，20］

2 數據基本情況及處理方法

2.1 數據基本情況

XPNAV-1衛星是基于整星自旋和主動控制來實現脈沖星的實時跟蹤，指向控制精度優于2′。XPNAV-1衛星對Crab脈沖星進行了長期且密集的觀測，Crab脈沖星是一顆年輕脈沖星，在多個能段有電磁輻射，其輪廓形狀存在明顯的雙峰結構，雙峰間隔約0.4個相位，且脈沖輪廓隨能量不同而變化，X射線脈沖輪廓比射電脈沖輪廓寬，并存在橋區輻射。

通過對原始數據進行解析和處理，得到脈沖星光子的到達時間、能量和衛星軌道信息，時間測量精度約100 ns。經預處理后統計，2016年11月―2019年11月3年間共觀測了1455次4.101×106s，收 集 了6.084×107個 光 子，見表2。

表2 XPNAV?1衛星Crab脈沖星觀測信息Table 2 Observation information of Crab pulsar on XPNAV?1

2.2 脈沖星觀測數據處理方法

X射線脈沖星觀測數據的處理主要包括數據預處理、質心修正、周期搜索、脈沖輪廓疊加、能譜獲取及擬合等過程，其中前3個步驟的過程請參考文獻［24］，這里重點論述與FXPT穩定性分析相關的脈沖輪廓疊加、觀測能譜獲取和擬合。

1）脈沖輪廓疊加

X射線光子到達時間經過質心轉換，得到太陽系質心處到達時間，按照精確的脈沖星自轉參數可疊加獲得脈沖輪廓。脈沖輪廓疊加有2種方法，第1種是通過周期搜索得到的脈沖頻率，計算出每一個光子的相位并歸算到區間［0，1］，統計每個區間中的光子數，得到脈沖輪廓，常用的方法為χ2檢驗法［25］；第2種方法是直接利用精確已知的脈沖星星歷，折疊出以射電觀測為相位參考點的脈沖輪廓。2種方法得到輪廓差異性較小，只是相位參考起始點不同。本文采用了第2種方法，采用Jodrell Bank天文臺發布的星歷。Jo?drell Bank天文臺長期監測Crab脈沖星，每隔半個月更新其射電星歷，可用這些星歷參數折疊脈沖輪廓［26］。需要注意的是，脈沖星星歷的有效時間段有所重疊，且躍變時期不在星歷有效時間內，本文分析不包括周期躍變期間的觀測數據。

2）能譜獲取及擬合

FXPT同時獲取每個X射線光子的能量信息，將FXPT的工作能段（0.5～10 keV）分成N個能區，根據光子的能量，獲取光子在能量軸上的統計分布，繪制能譜圖。N值不宜太大，否則容易出現截斷誤差，對于FXPT，能譜間隔為10 eV，然后對FXPT特征能譜處能峰進行高斯擬合。

3 XPNAV?1星數據處理及穩定性分析

3.1 利用超新星遺跡監測FXPT穩定性的可行性

望遠鏡性能監測是一項長期基礎性工作，而宇宙中星系團和超新星遺跡的能譜在人類關注的時間尺度上不會發生變化，常被用于X射線望遠鏡性能標定。隨著望遠鏡在太空運行時間增加，其性能指標會發生變化，需要定期在軌標定，利用超新星遺跡的特征譜線可標定望遠鏡的能量響應性能參數，如能量分辨率、能量電壓線性關系。國外大型天文衛星長期保持對超新星遺跡觀測，主要用于監測望遠鏡在軌性能。FXPT采集X射線光子能量時，記錄的是光子的電壓信號。在地面標定試驗中，對FXPT進行了Al、Ti、Cu等多種靶的測試，得出能量與電壓的關系E=2.80125U?0.02895 keV，其中U為電壓。2017年6月，利用XPNAV-1衛星對超新星遺跡B0022+638（TYCHO）、B1727-214（KEPLER）及B2321+585（CAS-A）進行觀測，累積了一定的有效觀測數據。由于B1727-214（KEPLER）觀測數據較少，難以獲得3個以上特征能譜線。

CAS-A超新遺跡位于仙后星座，距地球1.1萬光年，于1680年由英國天文學家發現，為六等星。CAS-A超新遺跡年齡非常年輕，觀測到很多豐度元素的特征能譜，如Cu-Lα、Mg-Kα、Si- Kα及S-Kα，見圖2。根據譜線的特征能量與電壓值，擬合能量與電壓的關系，見表3，得到E= 2.751U?0.018 keV，表中a和b為線性表達式系數，Sigma為擬合后的中誤差。并得到FXPT在各特征元素0.953、1.269、1.752、2.332 keV處的能量分辨率分別為0.256、0.533、0.170和0.200 keV。第谷超新星遺跡B0022+638是一顆la型星，從其特征能譜可發現Fe- Lα、Si- Kα與S- Kα譜線，見圖3。根據譜線的特征能量與電壓值，擬合能量與電壓的關系，見表3，E= 2.784U?0.047 keV。經分析，可得能量為0.755、1.776及2.362 keV處的能量分辨率分別為0.191、0.145和0.204 keV。

圖2 B2321+585（CAS-A）的觀測能譜Fig. 2 Spectrum of B2321+585（CAS-A）

圖3 B0022+638（TYCHO）的觀測能譜Fig. 3 Spectrum of B0022+638（TYCHO）

表3 空間觀測超新星遺跡標定的能量電壓線性關系Table 3 Linear relationship between energy and voltage by using CAS?A and TYCHO

FXPT空間運行初期，能量電壓關系應與地面標定結果變化不大。然而由表3可知，發現空間觀測2顆超新星遺跡標定的能量電壓線性關系與地面標定結果都存在較大的差異，主要原因在于收集的數據量較少，分析方法有待改進。由于FXPT有效面積約4.22 cm2@1 keV［12］，收集的超新星遺跡觀測數據非常有限，特征譜線擬合不夠準確，有些元素的不同譜線差異很小，如Si元素的Kα與Kβ譜線很近，導致了其能量分辨率變差，特征能峰的電壓值估計不準，如Mg元素Kα特征譜線處能量分辨率較大，且也不符合能量分辨隨著能量的增大而下降的規律。同時，數據處理方法需改進，空間背景噪聲如連續譜的影響扣除不徹底，由于缺乏FXPT視場指向數據，超新星遺跡的特征譜線提取不夠精準。此外，XPNAV-1衛星后來沒有繼續對具有特征譜線的超新星遺跡進行連續觀測。基于上述考慮，無法通過超新星遺跡特征能譜完成FXPT性能在軌穩定性分析。

3.2 FXPT望遠鏡穩定性分析

按照2.2節描述的方法，對XPNAV-1衛星近4年Crab脈沖星觀測數據進行了處理，得到1455個FXPT觀測脈沖輪廓，見圖4，圖中脈沖輪廓均去除本底并歸一化。由圖4可知，每次觀測脈沖輪廓形狀基本一致，沒有明顯的變化，說明Crab脈沖星的輻射和儀器工作正常。統計分析每次觀測脈沖輪廓的質量，平均信噪比約17，顯著性較高，δTOA的平均值約83 μs。同時計算XPNAV-1衛星的Crab脈沖星脈沖輪廓與RXTE衛星PCA望遠鏡觀測結果的相似度為98.6%，差異主要來源于2個X射線望遠鏡工作能區的不同。可以說，FXPT實現了國產望遠鏡探測到脈沖星的目標，并完成了一年以上脈沖星觀測數據的收集。

圖4 Crab脈沖星每次脈沖輪廓Fig. 4 Pulse profile of each observation of Crab

同時分析了FXPT觀測Crab脈沖星X射線光子系列的能量分布，研究Crab脈沖星的輻射能譜，判斷是否存在污染源。統計4年來所有Crab脈沖星光子的能量分布，如圖5所示。FXPT收到的光子大部分能量在0.5～5 keV的范圍內，這部分光子主要由脈沖星的輻射貢獻，因為Crab脈沖星的能譜是冪律譜，光子數量隨著能量增加而冪律下降。FXPT在約10.2 keV和10.5 keV這2個能量處存在孤立的信號，其來自讀出電路中的電子噪聲竄擾，后面數據處理中不考慮。

圖5 Crab脈沖星光子能量的統計分布Fig. 5 Statistical distribution of photon energy of Crab

此外發現FXPT在9.5 keV附近存在大量的X射線光子，這些光子的能量分布曲線近似高斯分布，見圖6。首先排除空間高能電子與儀器作用產生的激發光子堆積到該區域，空間高能粒子堆積會產生平均效應，或使低能部分流量更高。同時調查元素的特征射線表，只有Zn元素的Kβ譜線接近9.5 keV，然而沒有發現理應流量更強的Zn元素的Kα譜線；其次將所有>9 keV的光子進行周期搜索，未發現顯著性強的周期信號。

圖6 能量>7.2 keV光子的能量分布曲線Fig. 6 Energy distribution curve of photons with en?ergy greater than 7.2 keV

繼續將所有光子按照Crab脈沖星周期折疊脈沖輪廓，根據輪廓形狀判斷其是否來自于脈沖星輻射。利用射電星歷，折疊出了能量>9 keV光子的每月脈沖輪廓，如圖7所示，發現這些光子沒有周期性，非來自脈沖星。通過跟望遠鏡研制方研討，SDD數模轉換設置了截止能量閾值為10.24 keV，由于電子學讀出系統存在一定的誤差，將所有能量超過10.24 keV的光子堆積在9.5 keV附近。SDD是一種硅基探測器，其能量分辨率約100 eV@5.4 keV，隨著能量增加及探測器在軌運行，在更高能量處能量分辨率應>0.100 keV，而由圖6可知在9.5 keV處能峰半高寬<0.100 keV，可見FXPT在9.5 keV附近光子能量分布應該是讀出系統隨機誤差導致，屬于探測器的超上閾信號。與此同時，由圖5可知在5～9 keV能量范圍內7.5、8.3、8.7 keV附近存在特征能譜輻射譜線。經研判，7.5和8.3 keV處附近光子能量分布分別是望遠鏡鏡片中Ni金屬受激輻射的Kα與Kβ譜線，8.7 keV處附近光子能量分布為Zn元素的Kα譜線。由于8.3和8.7 keV處譜線輻射流量較弱，擬合參數統計誤差較大，故利用8.3 keV處特征能譜輻射與探測器超上閾信號可為望遠鏡性能穩定性分析提供一種途徑。

圖7 能量>9 keV光子的每月累積輪廓形狀Fig. 7 Monthly cumulative contour shape of photons with energy larget than 9 keV

為了研究FXPT的近4年性能穩定性，獲取了>7.2 keV光子的能量分布曲線，探究能量分布曲線是否隨時間變化。首先以年為單位，檢查光子的能量分布曲線，如圖8所示，在4年觀測時間內，來自FXPT的光子能量分布曲線的形狀不盡相同，存在一些差異，然而2018年和2019年的光子能量分布曲線基本一致，這表明探測器性能已經趨于穩定。

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

將Crab脈沖星所有歷史觀測數據按月分組，分析7.5 keV和9.5 keV附近的光子能量分布曲線形狀隨時間變化趨勢，用高斯函數擬合分布曲線以定量描述曲線形狀的變化，得到特征譜的參數見表4。得到7.5 keV和9.5 keV附近的特征譜每月光子的能量分布曲線的峰強度、峰位置和寬度見圖9，能譜寬度采用半峰全寬（Full Width at Half Maxima，FWHM）。圖中紅色數據點為月能量分布曲線的參數，黑色數據點為年總能量分布曲線的參數，時間用簡化儒略日（Modified Julian Day，MJD）。如圖9（a）所示，自2018年起，7.5 keV特征譜的光子能量分布曲線的峰強度的月變化漲落顯著降低，且年時標下穩定在0.031 cts·keV?1·s?1附近；在誤差范圍內，該特征譜的中心能量穩定在7.5 keV附近，且2019年后，月時標下中心能量隨時間穩定不變；在月時標下，特征譜的寬度具有較大的變化，但綜合每年的平均結果來看，4年內特征譜的半高全寬基本穩定在0.29 keV附近。對于9.5 keV附近的特征譜，從2018年開始，在年時標下特征能譜的峰值強度穩定在5.3 cts·keV?1·s?1附近，并且隨時間趨于穩定，但月時標下依然存在漲落變化。與峰值強度變化趨勢類似，在月時標下峰值位置的變化也存在較大的漲落，至2019年后，峰值位置的月變化趨于穩定，穩定在9.5 keV附近。從圖中可以明顯看出，特征譜寬度的月變化至2017年10月開始趨于穩定變化，穩定在0.09 keV附近。縱觀4年內2個特征譜參數的月變化和年變化趨勢可以看出，2017年內各個參數漲落較大，2018年和2019年各參數變化趨于穩定。綜合分析，2017年10月后，XPNAV-1衛星FXPT性能更加趨于穩定。可見，通過利用X射線望遠鏡本征特征能譜輻射，分析光子能量分布曲線的各種特征參數隨時間變化規律，能夠監測望遠鏡在軌性能穩定性，有效彌補沒有攜帶標定裝置的缺點。

表4 4年內自FXPT的光子能量分布曲線特征參數Table 4 Characteristic parameters of photon energy distribution curve from FXPT in four years

圖9 7.5和9.5 keV附近光子能量分布曲線峰強度、中心值位置和半高全寬隨時間的變化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 結論

XPNAV-1衛星設計壽命1年，現已在軌工作5年多時間，獲取大量觀測數據，并取得豐碩研究成果，驗證了國產望遠鏡性能。本文通過分析近4年FXPT觀測Crab脈沖星光子的能量分布曲線，發現FXPT在9.5 keV附近存在一個強X射線輻射峰，為探測器的超上閾信號，同時發現FXPT在7.5 keV附近特征能譜是由望遠鏡鏡片中Ni金屬受激輻射引起的。據此提出了一種利用望遠鏡本征特征能譜和超上閾信號共同監測其在軌穩定性的方法，通過研究輻射能譜特征參數隨時間的變化，分析望遠鏡的工作穩定性。通過近4年Crab脈沖星數據的分析，發現FXPT于2017年10月后性能更加趨于穩定。該方法可有效地彌補XPNAV-1衛星無攜帶輻射標定裝置的缺點，具有一定的工程應用價值。

當前XPNAV-1衛星在軌工作滿5年，已經超負荷完成了試驗衛星預定目標。希望項目管理方能夠發布更長時間觀測數據，進一步分析FXPT在軌穩定性。同時期待XPNAV-1衛星開展更多超新星遺跡觀測，研究其能量與電壓關系的變化趨勢，有利于衛星后續觀測數據的準確分析。

致 謝

感謝中國科學院高能物理研究所葛明玉博士的指導，感謝所有為XPNAV-1衛星論證、研制及運行保障的科研及管理人員。