石永強 鄧樓樓 呂政欣 梅志武

(北京控制工程研究所 北京 100190)

1 引言

掠入射聚焦型脈沖星探測器(Focusing X-ray Pulsar Telescope,FXPT)是我國X射線脈沖星導航試驗衛(wèi)星上的主要有效載荷,其設(shè)計目標是探測來源于X射線脈沖星發(fā)射的X射線光子,并精確測定X射線光子的到達時刻和能量,從而驗證X射線脈沖星導航技術(shù)方案的可行性.掠入射聚焦型脈沖星探測器工作在軟X射線(1–10 keV)波段,視場為15′,探測器設(shè)計采用X射線掠入射聚焦技術(shù)方案.

有效面積(EA)標定是X射線天文探測儀器關(guān)鍵的測試項目之一.探測器有效面積要經(jīng)過地面和在軌的嚴格標定.有效面積地面標定采用已知流強的高準直X射線標定光束.由于X射線的聚焦準直非常困難,只能采取長光束線進行測試,因此有效面積地面標定設(shè)備復雜龐大,標定成本很高[1?7].宇宙X射線天然輻射源由于其距離地球較遠,地球附近的輻射光束為平行光,因此可考慮利用已知流量的天然輻射源實現(xiàn)探測器有效面積的在軌標定.

蟹狀星云(Crab Nebula)是天球上較亮的X射線天然輻射源之一,其視直徑約2′,同時與其他X射線輻射源相隔較遠.蟹狀星云X射線輻射自發(fā)現(xiàn)以來,先后被大量X射線天文衛(wèi)星所觀測,獲得了最為詳實的觀測數(shù)據(jù),已經(jīng)成為X射線天文探測儀器在軌標定的標準光源[8?9].本文采用蟹狀星云作為標定目標源,實現(xiàn)掠入射聚焦型脈沖星探測器有效面積的在軌標定,并據(jù)此評估探測器的觀測靈敏度.

2 探測器組成

掠入射聚焦型脈沖星探測器主要由光學頭部和電子線路兩大部分組成,其中光學頭部主要包括多層嵌套掠入射聚焦鏡頭和硅漂移X射線探測器(SDD).光學鏡頭將入射的X射線光子聚焦到探測器上,探測器將入射光子信號轉(zhuǎn)換為電脈沖信號.電子線路處理電脈沖信號最終得到入射X射線光子的到達時刻和能量.探測器原理圖如圖1所示.

圖1 探測器原理圖Fig.1 The FXPT schematic diagram

掠入射聚焦鏡頭由4層單次反射拋物面鏡片組成,總有效幾何面積約30 cm2.掠入射聚焦型脈沖星探測器的主要技術(shù)指標如表1所示.

表1 掠入射聚焦型脈沖星探測器技術(shù)指標Table 1 The FXPT speci fi cations

3 有效面積標定

掠入射聚焦型脈沖星探測器接收到的光子流量如(1)式所示:

其中,SX-ray為探測器接收到的光子流量,單位為photon/s;Flux(λ)X-ray為目標源的光子輻射流量,單位為photon·cm?2·s?1·keV?1;Aeff(λ)為探測器光學系統(tǒng)有效面積,單位為cm2;ηSDD(λ)為SDD探測器的效率.

由(1)式可知,探測器有效面積為探測器光學系統(tǒng)有效面積和SDD探測器效率的乘積.為標定探測器有效面積,需分析蟹狀星云的輻射流量和探測器的觀測流量.

3.1 蟹狀星云輻射流量

蟹狀星云輻射的X射線光子流量(300–3000 eV)如圖2所示[10].

圖2 蟹狀星云輻射流量Fig.2 The radiation intensity of Crab Nebula

3.2 蟹狀星云觀測流量

掠入射聚焦型脈沖星探測器于2016年11月10日發(fā)射入軌.2016年12月30日至2017年3月19日,探測器對蟹狀星云的40次觀測結(jié)果如圖3所示.圖3觀測時間起點為2016年12月30日,每次觀測時長為3000 s,得到總光子計數(shù)約170萬.現(xiàn)將觀測數(shù)據(jù)分為兩組,分別對前后20次蟹狀星云觀測數(shù)據(jù)進行能譜分析(300–3000 eV,1σ),其結(jié)果如圖4所示,其中虛線部分為前20次觀測數(shù)據(jù)結(jié)果(2016-12-30—2017-02-15),實線部分為后20次觀測數(shù)據(jù)結(jié)果(2017-02-19—2017-03-19).

3.3 有效面積計算

由(1)式可知,探測器有效面積理論上是探測器光學系統(tǒng)有效面積和SDD探測器效率的乘積.此外,實際上還受到裝配關(guān)系、結(jié)構(gòu)變形、溫度變化等工程因素的影響[11].綜合考慮所有因素影響,由圖2和圖4的蟹狀星云輻射及觀測流量可知,探測器有效面積(300–3000 eV)如表2(3σ)、圖5(1σ)所示. 圖5中虛線部分為前20次觀測數(shù)據(jù)(2016-12-30—2017-02-15)的標定結(jié)果,實線部分為利用后20次觀測數(shù)據(jù)(2017-02-19—2017-03-19)進行檢驗的結(jié)果.經(jīng)過在軌標定,掠入射聚焦型脈沖星探測器在軌有效面積典型值為(2.39± 0.39)cm2@1.5 keV(3σ),最大值為(3.09± 0.23)cm2@1.5 keV(3σ).探測器有效面積標定及檢驗結(jié)果顯示,掠入射聚焦型脈沖星探測器(FXPT)在軌工作穩(wěn)定性較好.

圖3 蟹狀星云觀測流量Fig.3 The X-ray counting rate of Crab Nebula observed by FXPT

圖4 蟹狀星云觀測能譜強度Fig.4 The observed energy intensity of Crab Nebula

圖5 FXPT有效面積Fig.5 The effective areas of FXPT

表2 探測器在軌有效面積標定結(jié)果Table 2 The in-orbit effective areas of FXPT

4 靈敏度分析

X射線望遠鏡靈敏度定義為能夠觀測到的光子數(shù)量至少比本底B的平均值大nσ個標準方差.掠入射聚焦型脈沖星探測器為單鏡頭X射線探測器,其靈敏度Fmin[12]可表示為

其中,B是探測器本底噪聲,單位為photon·s?1·keV?1;Aeff是探測器光學系統(tǒng)有效面積,單位為cm2;η是探測器件效率;nσ是探測信噪比;T是觀測時間,單位為s;?E是觀測能段,單位為keV.

由(2)式可知,分析探測器靈敏度的關(guān)鍵在于本底噪聲B和在軌有效面積ηAeff的確定.2017年5月25日至2017年5月31日,對探測器在軌本底噪聲進行了測試.探測器本底噪聲測試結(jié)果如表3所示.

表3 探測器在軌噪聲測試結(jié)果Table 3 The in-orbit noise of FXPT

由表3可知,探測器在軌本底噪聲為(4.16± 1.42×10?3)photon/s(0.5–3 keV,40?N–40?S, 除SAA(South Atlantic Anomaly)區(qū)). 因此,B=(1.54 ± 0.53×10?3)photon·s?1·keV?1. 考慮到蟹狀星云輻射流量積分值為2.68 photon·cm?2·s?1·keV?1(0.5–3 keV),則探測器本底噪聲對有效面積結(jié)果的影響小于5.75×10?4cm2.

探測器在軌有效面積ηAeff如圖5所示,0.5–3keV能段積分在軌有效面積ηAeff=1.75 cm2.為使信噪比nσ達到5,根據(jù)(2)式計算,探測器在軌觀測靈敏度需達到2.24×10?3photon·cm?2·s?1·keV?1(0.5–3 keV,T=1000 s,nσ=5).

探測器靈敏度Fmin與觀測時間T的關(guān)系(0.5–3 keV)如圖6所示.

圖6 探測器靈敏度Fmin與觀測時間T的關(guān)系Fig.6 The relationship between Fminand T

5 結(jié)論

本文分析了X射線天文探測儀器有效面積及靈敏度的在軌標定方法.利用蟹狀星云作為標定目標源,獲得了掠入射聚焦型脈沖星探測器(FXPT)300–3000 eV能段的有效面積.根據(jù)探測器在軌本底噪聲以及有效面積,評估了探測器的觀測靈敏度.經(jīng)過在軌標定,掠入射聚焦型脈沖星探測器在軌有效面積典型值為(2.39±0.39)cm2@1.5 keV(3σ),觀測靈敏度為2.24×10?3photon·cm?2·s?1·keV?1(0.5–3 keV,T=1000 s,nσ=5).

[1]Zhao P,Jerius D H,Edgar R J,et al.SPIE,2004,5165:482

[2]Kolodziejczak J J,Austin R A,Elsner R F,et al.SPIE,1997,3113:65

[3]Weisskopf M C,O’dell S L.SPIE,1997,3113:2

[4]Itoh K,Kunieda H,Maeda Y,et al.SPIE,2004,5488:85

[5]Freyberg M,Budau B,Burkert W,et al.SPIE,2012,8443:51

[6]Ichihara K,Hayashi T,Ishida M,et al.SPIE,2012,8443:57

[7]Maeda Y,Itoh A,Itoh K,et al.SPIE,2003,4851:734

[8]Kirsch M G F,Briel U G,Burrows D,et al.SPIE,2005,5898:22

[9]Klett K K,Hill S.SPIE,2006,6317:2

[10]Schattenburg M L,Canizares C R.ApJ,1986,301:759

[11]Okajima T,Soong Y,Balsamo E R,et al.SPIE,2016,9905:4

[12]李剛,吳枚,張澍,等.空間科學學報,2008,28:531