X射线全天监视器XASM载荷及其科学性能模拟简介

赵冬华，张 臣，袁为民，凌志兴，王文昕，贾振卿

（中国科学院国家天文台，北京 100012）

·成果应用·

X射线全天监视器XASM载荷及其科学性能模拟简介

赵冬华，张 臣，袁为民，凌志兴，王文昕，贾振卿

（中国科学院国家天文台，北京 100012）

在国内外X射线天文观测的需求下，提出了利用空间站平台开展X射线巡天观测的项目X射线全天监视器（XASM），简单介绍了XASM的科学目标，详细描述了其基于MPO光学技术的龙虾眼光学系统和XASM科学性能模拟方面的工作，包括PSF，有效面积和天空成像等。

X射线；全天监视器；MPO；龙虾眼光学；蒙特卡洛模拟

1 引言

X射线暂现源和变源的时标从毫秒到几年不等，因此大视场望远镜是捕捉此类X射线源的重要仪器，也是进行X射线巡天和大视场时域扫描观测的关键设备。

早期进行X射线全天监视的空间设备包括Ariel-5、HEAO-1 A2、Ginga-ASM和RXTE-ASM等。这些X射线时变探测设备对认识黑洞等致密天体的本质起到了至关重要的作用。但是，由于这些大视场X射线监视器都是非聚焦型的，其灵敏度和角分辨率都很低，监测对象主要是银河系中的X射线双星和爆发天体，或者是极端亮的爆发天体，如伽玛射线暴。而传统的灵敏度较高的聚焦型的仪器多采用Wolter I型光学系统［1］，由于它们的视场通常较小［2］，不利于进行大天区的扫描观测。因此，既具有大视场又拥有较高灵敏度的观测设备将对河外星系中的X射线源大样本监测开启新的征程。

目前，发射于2009年7月的日本宇航局（JAXA）的MAXI（Monitor of All-sky X-ray Image）［3］是国际空间站上唯一的天文设备，也是在轨运行的灵敏度最高、扫描天区最宽的X射线全天监视器。MAXI的主探测器为气体狭缝相机GSC（Gas Slit Camera）［4］，探测的能量范围为2～30 keV；还有与GSC相互补充的软X射线CCD狭缝探测器SSC（Solid-state Slit Camera，0.5～10 keV），但由于探测器有效面积小，灵敏度较GSC低得多。

MAXI的成像原理是小孔成像和准直器［4-6］，因此对较为暗弱的X射线源的监测数据的信噪比不高。因此，MAXI监测的对象基本上依然是银河系内的恒星级致密天体，这是因为这些天体都是比较亮的X射线源。而距离遥远的银河系外的X射线源因为整体比较暗弱而观测不到。即使能监测到一些活动星系核（超大黑洞），但由于数据的信噪比低，基本上不能用来进行光变分析和计算功率谱。因而MAXI不能获得大样本的、包括各种类型的黑洞的X射线强度和光谱变化的数据。除了探测灵敏度不够好之外，MAXI的空间分辨率也比较差，约为1.5o［3］，因而对较为密集的星场，其实际的探测极限会由于源的混淆而变得更差。

即使如此，到目前为止，MAXI也已经取得了一批具有国际影响的科学成果［6-7］，包括：探测到500多个X射线源；通过耀发的探测在银河系中心附近发现了6个新的被尘埃遮蔽的恒星级黑洞候选体等。因此，一个更加灵敏的、空间分辨率更好的X射的全天监视器将有望为X射线天体观测带来突破性的成果。随着空间探测技术的发展，大视场、多波段、高灵敏度的监测已经成为本世纪天文学发展的主流方向之一。

国际上到2020年左右将有一批大型的大视场监视器投入使用，如光学波段的LSST［8］、射电的LOFAR［9］、中法伽玛暴卫星SVOM［10］。另外，我国科学家提出了在空间站上搭载X射线全天监视器XASM（X-ray All-Sky Monitor）的计划。XASM将是一个在软X射线波段，具有前所未有的大视场和高灵敏度的仪器。与MAXI相比，XASM将探测到更多的，距离更遥远的X射线源。

2 X射线全天监视器XASM

根据空间站的轨道参数，XASM的高度为340～450 km、倾角为42°。XASM任务总目标是在空间站开展大样本的天体X射线时变监测，探测X射线暂现和爆发源并实时向地面发布预警信息，定期向地面传送软X射线观测数据。XASM指向随空间站机动，无自主指向能力，因此，XASM有两种主要观测模式：全天监测模式——常规开展软X射线巡天监测，指向随空间站的指向机动；定标观测模式——XASM定期或不定期开展，流强定标、位置定标、能谱定标等定标观测。

2.1 XASM的科学目标

XASM将通过开展软X射线（0.5～4 keV）波段的大视场监视观测、分析天体的X射线时变数据，认识和理解其时变性质和规律，发现新的高能时变现象和时变天体。具体说来，其科学目标有以下三个方面：

1）大样本X射线源的时变监测：对一个较大天区内的X射线源开展重复扫描监测，采样时标从小时到年。监测对象主要包括：活动星系核（超大黑洞）、X射线双星（恒星级黑洞或中子星）、超亮X射线源（恒星级中等质量黑洞）、激变变星（白矮星）、恒星耀发（冕活动）等。获得千余个天体的X射线光变曲线数据和数百个天体的功率谱，以研究物质在黑洞及致密天体附近的状态和动力学。

2）发现X射线爆发天体和现象，并发布预警引导国内外多波段天文设备开展后随观测，包括新的中子星和黑洞，可能的大质量黑洞潮汐瓦解恒星事件等。

3）作为长期扫描监测的副产品，几年的数据积分后获得包含时间变化信息的软X射线全天天图，发现新的X射线源。

2.2 整体仪器介绍

XASM共有四个宽视场X射线望远镜（WFT）单元，其中每两个单元安装在空间站上的一个工位上；每个WFT单元由4个子单元组成，共16个子单元；每个子单元对应一个焦平面探测器；其具体载荷配置结构见图1。一个大视场望远镜分成多个子单元可以减少平直焦平面带来的成像误差。XASM的每个子单元光学口径为140×220 mm2，焦平面探测器的有效收集区面积为70×110 mm2。每个WFT单元的视场为18.4×31 deg2，总视场约为2200 deg2，其中18.4°方向平行于扫描方向。XASM将通过空间站的指向变化，扫描整个天空，观测X射线源，扫描方向与仪器视场那个的关系见图1（b）。XASM的主要性能参数见表1。

表1 XASM主要性能参数Table 1 The main parameters of XASM

2.3 龙虾眼光学系统

传统的大视场X射线监视器都是非聚焦型的，其灵敏度和角分辨率都很低。如果要提供灵敏度而增加有效面积，将同时增大探测器面积，从而增大了仪器本底和电子学部件及相应的成本、重量和功耗。因而灵敏度与空间分辨能力一起，成为这种探测器难以逾越的瓶颈。虽然聚焦成像型的X射线望远镜（如Chandra和XMM-Newton）可以获得高的灵敏度和高空间分辨率，但传统的Wolter-I型掠射式光学的视场大小只有1°量级［2］，无法做成大视场的全天监视器。因此，发展可以组成大视场望远镜的聚焦型X射线成像光学系统，已成为新型全天监视器的关键。

近年来，随着材料加工技术的发展，一种新型的X射线成像光学器件——微通道板光学（Micro-Pore Optics，MPO）系统日趋成熟。这是目前单位有效聚光面积上重量最轻的X射线成像器件，有效面积-重量之比远高于传统的金属材质Wolter-I型望远镜［11］，因此是最具有运用前景的X射线成像光学器件。

MPO光学成像系统有两种实现方式：龙虾眼（Lobster-eye）型和Wolter I型。其中MPO龙虾眼型光学系统理论上可以实现全天视场，因此，可以应用于全天／宽视场监视器。其在X射线天文学中的运用前景早在1979年就被天文学家注意到［2］，但是，受到制造工艺的限制，直到近年，这种光学系统才被逐渐应用到天文观测中，例如，计划于2018年发射的欧空局的水星探测器BepiColombo上的MIXS-C采用MPO龙虾眼光学做准直器，MIXS-T采用了MPO Wolter I型光学作为其聚焦成像光学系统［12］。我们在XASM上，将应用MPO龙虾眼X射线聚焦光学系统。XASM共包含16个光学单元，每个单元口径14×22 cm2，由3×5个40×40 mm2大小的MPO阵列拼接而成，见图1（a）。

MPO龙虾眼型光学系统由一种布满方形微孔的球面形玻璃器件组成，所有的微孔都指向同一个球心。这些微孔的表面非常光滑，微孔的侧壁可以对掠入射的软X射线进行反射聚焦，像呈十字形结构，其成像的光路原理见图2。曲率为R的MPO龙虾眼光学镜片，其焦平面将在R／2的位置处，X射线在一个侧壁上反射一次将聚焦到十字臂上，在相互垂直的侧壁上分别反射相同的奇次数则会聚焦到十字焦点上。就是这种成像原理使得它可以实现全天视场，并应用于全天／宽视场监视器。

3 XASM的科学性能

我们主要基于Geant4软件包，利用蒙特卡洛的方法来研究XASM的科学性能的。Geant4是基于C++面向对象技术开发的蒙特卡罗应用软件包，主要用于模拟粒子在物质中的输运和相互作用等物理过程，已经广泛应用于空间科学等多个领域。

我们将利用Geant4，建立望远镜的蒙卡模型，包括定义其结构形状、大小和材料等；定义入射粒子的种类，能量和入射位置及入射方向等信息；然后选用合适的物理相互作用模型，实现粒子与物质的相互作用过程（例如光电效应，电离等）；并收集所需要的物理量（沉积能量、作用位置等）信息。但是，目前Geant4中还没有模拟聚焦X射线望远镜所需要的掠入射反射过程，所以，我们在基于Geant4的模拟程序中集成了它的扩展程序包XRTG4［14］，实现了X射线的掠入射，反射聚焦过程。，我们还与leicester大学开发Q软件的相应结果进行了比较，平均偏差小于＜3%，验证了我们的模型和方法的可行性和可靠性［15］。

对于XASM，我们对它的一个子单元进行了蒙特卡洛建模和初步的模拟计算。模型中主要包括光学镜片和镜框，Xe气体探测器（GEM），以及简单的屏蔽结构，模拟中的具体参数设置见表2。根据其基本参数，我们对XASM的科学性能进行了估计，包括其点扩展函数（Point Spread Function，PSF），有效面积，及其对点源和扩展源的成像。

表2 XASM子单元在Geant4模拟中的基本参数设置Table 2 The parameters of XASM in simulations with Geant4

3.1 PSF和有效面积

通过蒙卡模拟得到PSF，是计算其有效面积的基础，也可以基于此数据，通过概率分布的方法，快速粗略地得到源的成像结果。

XASM在不同能量点处的归一化后的PSF结果见图3，此结果对应的X射线的入射方向为沿着视场中心轴方向。根据镜片的实际加工工艺，我们在模拟中考虑了镜片微孔壁镀膜（Ir）的粗糙度（RMS＝0.55 nm），它将在一定程度上减小望远镜的有效面积；我们还考虑了镜片的指向误差，主要通过微孔绕其X和Y轴（垂直于XASM的视场方向）进行旋转，从而得到等效的角分辨率。微孔的指向误差呈高斯分布，其平均值为0，即指向镜片的曲率中心，σ＝0.85 arcmin，这将使得XASM产生一个约4 arcmin（2×2.35×σ）的角分辨率。

由图3可以看出，其PSF呈现出一个典型的十字型结构，而且由于反射率随能量的增加而降低，使得十字的大小随着能量的增加而减小。XASM的光学系统是由3×5个镜片组成的轴对称结构，镜片由镜架支撑。镜架的存在对部分低能X射线有阻挡作用，所以，在1 keV和2 keV的PSF中可以看到在探测器上有空白区域。当X射线的入射方向改变时，这些由镜架产生的空白区域的位置也随之移动，见图3（右下）。

为了定量地分析XASM的PSF，我们计算了不同能量处的有效面积在一个维度上的变化，见图4。先统计每个像素上的光子数，然后通过与总入射光子数的比值转换为有效面积数据，再画出每个像素上的有效面积在任意方向上的变化规律。由于XASM的PSF呈轴对称结构，我们统计了有效面积在X轴方向的变化，见图4（a），以及在45o方向（图3中PSF的对角线方向）的变化，见图4（b）。由图4可以看出，由于龙虾眼望远镜的成像特点，在不同方向上的有效面积随位置的变化并不完全相同。对于XASM，在远离中心位置上的十字臂上的光子计数比中心焦斑处的小一个数量级，而十字以外的区域光子计数则更少。

在PSF结果的基础上，我们计算得到XASM的有效面积结果，见图5。焦斑处的最大有效面积为3.02 cm2＠0.95 keV，整个十字上的最大有效面积为7.9 cm2。有效面积曲线上一些特征线，主要是由微孔侧壁上的镀膜Ir和气体探测器上的窗材料对于X射线的吸收引起的。以探测器中心位置为圆心（焦斑中心），XASM的积分有效面积随距离中心位置半径的变化见图6。对于较高能量2 keV和4 keV在约离中心10 mm处达到最大值，为对于较小的能量，在约离中心30 mm处达到最大值。

3.2 天空成像

基于聚焦X射线望远镜中的X射线追踪的实现，我们对一片特定的天空区域和M31星系分别进行了点源和扩展源的模拟观测。通过对点源星空的模拟观测，我们可以与已经发射的望远镜进行比较。基于扩展源的观测，我们可以进一步研究对扩展源中的暂现源的观测。

对于点源的模拟观测，我们使XASM的视场中心指向（RA＝225o，Dec＝-50o）的位置，然后从ROSAT的星表RASS-BSC（ROSAT All-Sky SurveyBright Source Catalogue）［16］中选择落在XASM的一个子单元的视场（约9o×15o）中的点源。我们假设源的能谱符合幂律分布，且谱指数为-2，NH＝3×1020cm-1。这些点源加上XASM的本底数据，经过500 ks的曝光时间后，统计能区0.5～4 keV内的数据，得到这片天区在我们的探测器上的成像结果，见图7，右侧计数显示为log值。由图上的最亮的几个源可以看出，不同角度的源并没有明显的渐晕效应。但是较亮的源的PSF的十字结构，对其附近的比较暗的源的观测可能会有一定的影响。根据统计，此天区的ROSAT亮源，在500 ks观测时间下，约90%的源可以在5σ的显著性上被XASM在能区0.5～4 keV上观测到。根据XASM的视场大小、轨道高度与观测模式计算，对源500 ks的总观测时间需要近两个月的实际观测时间。

对一些邻近星系（例如M31、LMC／SMC）的X射线光变进行监测，发现新的X射线爆发源，也是XASM的一个重要科学任务。由于XASM在灵敏度和视场上的优势，有希望发现一些新的爆发源。为了检测XASM对近邻星系中的X射线源（X射线双星，ULX，星系的弥散辐射等）的观测能力，我们模拟了XASM对M31的观测。

M31［17］的距离约为780 kpc，中心位于RA＝00 h 42 m 44.3 s，Dec＝+41 d 16 m 08 s。在模拟中，我们的输入数据来自于XMM-Newton对M31的观测（数据由南京大学的李志远教授根据卫星数据处理并提供），数据由20组独立的定点观测数据组成，数据来自于MOS1和MOS2，能区为0.5～8 keV，单位为cts／s／pixel，每个像素对应于5＂的天区，共2048×2048个像素。数据已经进行了渐晕修正，并去除了粒子本底。

我们把每个像素作为一个点源进行X射线入射，得到的M31的模拟结果见图8，分别对应于曝光时间为100 ks和1000 ks的结果。由于XASM的角分辨率约为5 arcmin，比XMM-newton差很多，因此，距离很近的点源很难分辨开。在对M31的模拟观测的基础上，我们在偏离核区的上下两个位置（RA，Dec）＝（11.0°，10.25°）和（41.8°，40.3°），分别加上了两个人为的源，光度分别为1039erg／s和1040erg／s，模拟观测结果见图9。结果显示XASM只需要曝光1 ks就可以探测到后两个源，可以推测，如果M31有新的暂现极亮源出现，XASM将可以灵敏的捕捉到。

4 结语

在国内外X射线天文观测的需求下，我们提出了利用空间站平台开展X射线巡天观测的项目XASM。在本文中，我们简单介绍了XASM的科学目标，详细描述了XASM的主要设备——MPO龙虾眼光学系统。另外，我们还利用Geant4软件，对其科学性能进行了初步的模拟计算，包括PSF，有效面积和天空成像等。

XASM是由多个光学和探测器子单元组成的设备，在后面的工作中，我们将对各个子单元之间的数据进行联合分析，以确保有效面积和大视场的充分利用。

（References）

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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

国家自然科学基金（11403055，11427804）

赵冬华，女，博士，助理研究员，研究方向为天文技术与方法。E-mail：zhaodh＠bao.ac.cn

（责任编辑：龙晋伟）