硬X射線調製望遠鏡——中國第一顆X射線天文衛星

15日11時00分，在酒泉衛星發射中心用長征四號乙運載火箭，成功發射了硬X射線調製望遠鏡衛星「慧眼」。

《物理》編輯部在「慧眼」發射前夕採訪了盧方軍研究員和張雙南研究員， 兩位負責人從項目歷程、科學目標、衛星及有效載荷、研製過程、科學運行與管理等方面對「慧眼」進行了全方位解讀。

1 項目歷程

問：硬X 射線調製望遠鏡(The Hard X-ray Modulation Telescope，簡稱HXMT)是我國自主研製的第一顆X射線天文衛星。目前衛星的研製工作已經完成，將於近期擇機發射。張教授，您能不能簡單介紹一下為什麼要發射這顆衛星？

張雙南：天體發出的輻射往往覆蓋了從無線電到高能伽馬射線的整個電磁波譜段。為了更好地研究天體的物理性質，或者藉助於天體提供的極端物理環境研究一些基本的物理過程，就需要儘可能從各個波段對天體進行觀測。但是，由於地球大氣的吸收，在天體發出的輻射中，只有部分無線電波和可見光能夠到達地面，因此，紅外線、紫外線、X射線、伽馬射線的天文觀測必須在大氣層之上進行，它們也是空間天文觀測的主要波段。

天體的X射線輻射和高溫、高能粒子、強磁場和強引力場等極端物理環境和性質有關，是研究天體上各種劇烈活動的主要探針之一。X射線天文學是空間天文中起步最早，也是最主要的學科之一。在高空氣球和探空火箭觀測的基礎之上，美國於1970 年發射第一個X 射線天文衛星「自由號」，實現X射線巡天，發現了300 多個X射線天體，打開了人類觀測宇宙的新窗口，「自由號」的負責人里卡爾多·賈科尼也因此獲得了2002 年的諾貝爾物理學獎。發射X 射線天文衛星，是研究天體高能輻射性質和高能物理過程的主流方法。

問：HXMT項目經歷了二十多年的努力，您能不能簡單回顧一下衛星項目發展的過程？

張雙南：20 世紀70 年代末，中國科學院高能物理研究所(簡稱高能所)的李惕碚、顧逸東等人開始推動國內空間高能天文觀測的發展。他們利用高空氣球載X射線望遠鏡對天體的高能輻射進行觀測研究，同時利用國外高能天文衛星的觀測數據開展天體高能輻射過程的研究工作。我本人在高能所讀研究生的時候，就參與過氣球載望遠鏡的研製和氣球飛行實驗。20 世紀90 年代初，李惕碚和吳枚在高能天體物理數據分析中發展了直接解調方法(DDM)，該方法克服了硬X射線成像的技術困難，可以用簡單成熟的準直型望遠鏡實現高分辨和高靈敏度的硬X射線掃描成像。在該方法和球載實驗的基礎之上，1993 年，高能所提出硬X射線調製望遠鏡(HXMT)項目，其主要科學目標是，完成國際上首個高靈敏度的硬X射線巡天，發現大量新的硬X射線天體，並對重要天體進行高精度定點觀測；主要的科學儀器是18 個NaI/CsI 複合晶體探測器，總面積5000 cm2左右，工作能段為20—250 keV。可以看出，我國科學家希望通過HXMT 項目的實施，在一個重要的學科前沿領域躋身國際先進水平，獲得重大的科學突破。

由於多方面的原因，直到2011 年，國家才正式批准HXMT項目。在此期間，國際上的高能天文觀測有了顯著的發展，特別是在硬X射線巡天方面，歐洲的INTEGRAL 衛星和美國的SWIFT衛星先後於2002 年和2004 年上天，它們在軌長期運行，對HXMT原定的硬X射線巡天的科學目標帶來了很大衝擊。為了增強HXMT的科學競爭力，在預研到立項的論證過程中，項目組為HXMT增加了兩種新的探測器，即基於Si-PIN 探測器的中能X 射線望遠鏡和基於X 射線CCD 的低能X 射線望遠鏡，使HXMT 的觀測能區擴展到1—250 keV。

HXMT衛星設計的工作模式包括掃描成像觀測和定點觀測。HXMT的幾種望遠鏡都是準直型望遠鏡，即只有位於準直器視場內的天體發出的X射線才能入射到探測器上，而且與視線方向的夾角越大，有效探測面積越小。在掃描觀測模式下，由於天空中存在著亮度不同的X射線源，望遠鏡在掃過不同區域時探測器的計數率也在變化，而通過分析計數率變化和望遠鏡姿態之間的關係，可以重建獲得天空X 射線源的位置和流強。掃描觀測是HXMT監視已知源的流強變化以及發現新天體的主要手段。定點觀測則是指向某一天體進行長時間的觀測，可以研究天體的X射線光變和能譜性質。最近，我們還開發了一種新的觀測模式，即通過調整高能X射線望遠鏡主探測器光電倍增管的高壓，可以使其中的CsI 晶體成為一個大面積的大視場監視器，探測天空的硬X射線和軟伽馬射線暴發現象。

2011 年3 月，HXMT衛星正式立項後，經過5 年多的時間完成了全部研製和試驗工作。目前衛星處於待命發射狀態。

2 科學目標

黑洞是一種特殊天體，它具有極強的引力場，在某一個半徑範圍內的所有物質，包括光子，都無法逃出。黑洞周圍的強引力場等極端條件，使其成為研究基本物理規律的宇宙實驗室。

硬X射線是一種高能電磁波，具有很強的穿透能力，醫院裡就是用它進行人體透視檢查。在物質被黑洞的引力俘獲後，一般沿著螺旋線運動並掉入黑洞，在此過程中，被黑洞俘獲的物質之間會發生相互作用，引力勢能轉換成輻射能。鄰近黑洞的區域會發出強烈的硬X射線輻射，由於這種輻射受物質的遮擋影響小，是研究黑洞系統的一種強有力的工具。越靠近黑洞，物質的溫度越高，輻射出的X射線光子的能量也越高，HXMT在不同能量處觀測黑洞系統的光變行為，可以探索物質掉入黑洞的動力學過程(圖1)。

圖1 物質掉入黑洞的示意圖。在物質掉入黑洞的過程中形成吸積盤，引力能釋放使得吸積盤越靠內的部分溫度越高(圖片來源於網路)

中子星是某些恆星演化晚期發生超新星爆發的產物，其質量是太陽質量的1.4 倍到3 倍，半徑卻只有10 km左右，密度非常高，1 cm3的中子星物質重約一億噸。中子星表面的磁場非常強，典型的強度是地球磁場的上萬億倍。孤立的中子星和處於雙星系統中的中子星都可能發出強烈的X射線。對中子星的X射線觀測，可以測量表面的磁場強度，研究高密度下的物質狀態方程和強磁場下物質的性質。

伽馬射線暴是來自天空中某一方向的伽馬射線強度在短時間內突然增強，隨後又迅速減弱的現象，持續時間在0.1—1000 s，輻射主要集中在0.1—100 MeV的能段。伽馬射線暴發現於1967年，是目前已知能量僅次於宇宙大爆炸的爆發現象，可能是巨大恆星在燃料耗盡時塌縮爆炸或者兩顆鄰近的緻密星體(黑洞或中子星)合并而產生的。兩個緻密天體的合并除了可能發生伽馬射線暴，也會產生較強的引力波(圖2)，因此，觀測伽馬射線暴是探測和研究引力波電磁對應體的重要方式。

圖2 引力波(左)和伽馬射線暴示意圖(右)。引力波事件可能產生伽馬射線暴，因此，觀測伽馬射線暴也是探測和研究引力波電磁對應體的重要途徑

問：具體而言，HXMT 將研究哪些科學問題呢？

問：能不能更詳細地解釋一下這幾個科學目標及其背後的科學問題？

張雙南：好的，我下面分別對這4 個科學目標進行更具體的說明。

(1)寬波段大天區X射線巡天：HXMT將對銀道面進行經常性的掃描觀測，發現新的(暫現)X射線源，獲得其寬波段(1—250 keV) X射線輻射性質，並在發現這些源處於暴發態的時候，指向其進行高精度的定點觀測，組織其他空間和地面望遠鏡對這些天體源進行多波段聯合觀測。在銀河系內，存在一類緻密星(黑洞、中子星、白矮星)和正常恆星組成的雙星系統。由於緻密星存在強引力場，部分正常恆星的物質會被緻密星的引力所俘獲，向緻密星掉落；但另一方面，由於這些物質存在較大的角動量，因此會形成圍繞緻密星運動的吸積盤，並通過摩擦損失角動量，沿著螺旋線運動，最終掉入黑洞或落到中子星、白矮星的表面。在下落的過程中，物質溫度會升高到幾百萬度到幾千萬度，將引力能轉換成X射線輻射釋放出去， X射線的亮度與吸積率(即單位時間內物質落到黑洞視界內或中子星、白矮星表面的多少)相關。多數時候，由於吸積率很低，這些天體的X射線輻射比較弱，甚至於探測不到；但有時候因為吸積率高，X射線流強會變得非常高，因此被稱為暴發源或瞬變源(圖3)。由於銀河系扁平狀的結構，這些源多位於銀道面上。歷史上每一次銀盤面和銀河系中心方向的巡天和監測都發現了已知源的新活動以及新(類型)的瞬變源。由於瞬變源為研究緻密星物理、伴星性質和吸積過程，以及理解天體源的多樣性提供了寶貴的機會，每一次發現新的瞬變天體都會形成國際多波段、多天文台和天地一體化觀測的熱潮。

圖3 天空中X射線瞬變源，它們有時可見，有時不可見(圖片來源於網路)

(2)多波段快速光變觀測：多頻次地觀測中子星和黑洞X射線雙星，研究它們的多波段時變性質、寬波段能譜和鐵發射線。

X射線雙星系統的一個重要特徵是存在不同的輻射態，即高軟態、低硬態以及位於這兩個態之間的轉換態。在高軟態時，X射線雙星的軟X射線輻射大大增加，但往往伴隨著硬X射線流強的下降；在低硬態時，軟X射線的流強下降，整個X射線能譜變硬。但是這些長期活動和演化的物理機制目前仍不清楚，因此需要對若干典型的黑洞和中子星進行長期的、寬波段的高頻次監測，以理解不同類型的能譜態和時變態的演化和轉換機制。儘管以前的每一個X射線天文衛星都對幾個經典的X射線天體做了大量的觀測，但是由於缺乏同時的寬波段、高統計量、高時間解析度和良好能量測量的觀測，一些基本問題仍然不清楚，HXMT能區寬、面積大、低能段能量解析度高、時間解析度高且可以觀測強源，在X射線雙星多波段快速光變研究方面具有獨特的優勢。

如前面所介紹的一樣，物質往內掉入黑洞或落到中子星表面的過程中，動能需要通過輻射釋放。如果吸積盤是光學厚的，輻射為黑體輻射，根據動能損失率和輻射功率相等，可以推導出吸積盤的溫度與半徑的3/4 次方成反比，越往內盤的溫度越高，因此X 射線輻射的峰值能量也越高。在不同能量段對雙星系統進行觀測，通過它們的時變特性，就可以研究吸積物質的動力學過程(圖4)。另一方面，在黑洞X射線雙星系統中，黑洞的自轉角動量和方向(與吸積盤轉動方向之間的關係)會影響吸積盤的最內半徑，而吸積盤的最內半徑不同，輻射的能譜也會不一樣，由此可以通過測量黑洞雙星系統的能譜來推知吸積盤的最內半徑和黑洞的自轉角動量。1997 年，我和崔偉、陳莞等人通過擬合幾個黑洞雙星系統的連續譜形狀，首次給出了黑洞自轉參數的測量結果。現在，這一方法已經成為測量黑洞自轉參數的兩個標準方法之一。HXMT也將利用對黑洞雙星寬波段X射線能譜的觀測，測量一批黑洞的自轉角動量。

圖4 X射線雙星示意圖。在伴星的物質掉向黑洞或中子星的過程中形成吸積盤，吸積盤上半徑越小的地方溫度越高。吸積盤的這種性質使得我們可以測量不同能量段X射線的變化，從而了解物質運動的規律以及黑洞和中子星對周圍空間的影響(圖片來源於網路)

在X射線雙星的輻射譜中，存在能量為6.4 keV的鐵Kα發射線，是X射線光子照射到中性(或低電離度)吸積盤物質上產生的熒光線。由於吸積盤高速轉動，造成不同區域物質的視向速度不同，鐵Kα發射線也會因為多普勒效應而被展寬。對鐵Kα發射線輪廓的研究是研究吸積物質的運動、測量黑洞自轉角動量等的主要途徑之一。HXMT衛星的低能X射線望遠鏡具有高的能量解析度，而且兩次讀出之間的間隔很短，在觀測強源時，不會出現其他使用X射線CCD的衛星存在的光子堆積效應(即不會出現在兩次讀出之間同一像素上接收到兩個或更多光子的情況)，可以同時利用鐵Kα發射線輪廓和連續譜形狀測量黑洞的自轉角動量。

(3)觀測磁星、中子星X射線雙星中的X射線暴，研究強磁場下物質的狀態方程。

反常X 射線脈衝星和軟伽馬射線重複暴是中子星中的兩類「超磁星」候選體，也是HXMT的主要觀測目標。它們的自轉周期較長、周期變率較大。表面磁場強度可能超過量子電動力學的臨界磁場強度(4.4×1013G)，因此被稱為超磁星，是研究真空量子漲落以及真空雙折射等基本物理效應的場所。超磁星的X 射線輻射光度遠超其自轉能損，而且超磁星在X射線能段表現出較強的活動性(巨耀發、爆發和周期跳變)。中子星的爆發、周期跳變等能量釋放現象，反映了中子星系統或自身的活動性。對脈衝星的輻射和脈衝周期進行長期監測，有助於我們發現形式更多、表現更豐富的活動現象，從而探究脈衝星(尤其是超磁星)的能量來源之謎。

長期監測超磁星的自轉周期，發現在自轉減慢的過程中，偶爾出現周期跳變(glitch)現象，即自轉頻率會突變到比預計的頻率高，跳變時，往往伴隨X射線能量釋放。2013 年，在反常X射線脈衝星中，觀測到了反常跳變現象，即自轉頻率突變到比預計頻率更低的值，而且，也伴隨有X射線的爆發。超磁星中的周期跳變現象與其內部結構、周圍的星風環境有關。長期監測超磁星自轉周期，進而發現更多、更複雜的周期跳變現象，也是理解周期跳變產生機制的主要途徑。

(4)監測200 keV—3 MeV 能區暴發現象，研究伽馬射線暴，尋找引力波暴的電磁對應體。HXMT衛星設計的觀測能量段是1—250 keV，而且準直器限定的視場也比較小，原則上不能監測在天空隨機出現的伽馬射線暴等爆發現象。但是，HXMT衛星高能X射線望遠鏡主探測器上用於屏蔽從背面入射伽馬射線的碘化銫(CsI)晶體厚達4 cm，高於200 keV 的硬X射線和軟伽馬射線光子可能穿透準直器等的結構材料，照射到CsI晶體上並使之產生熒光，從而被光電倍增管接收到。在一般的天體物理觀測中，因為CsI 產生的信號絕大部分來源於環境本底，被認為是沒有價值的雜訊，所以不會被下傳到地面；但是在設計HXMT衛星的時候，我們的一個指導原則是，將所有的數據都儘可能記錄並下傳到地面，這恰好為在200 keV 以上的硬X射線/軟伽馬射線能段探測伽馬射線暴提供了可能。

在正常工作模式下，受量程的限制，主探測器只能測量600 keV 以下光子的能量。為了覆蓋更高能區，在我的建議之下，高能主探測器特意增加了伽馬射線暴工作模式，通過降低光電倍增管的高壓，使得對軟伽馬射線光子的能量測量可以向上延伸到3 MeV。為了不對正常的觀測產生影響，只有在被觀測天體受地球遮擋的時候，才啟動伽馬射線暴工作模式。

分析表明，HXMT在幾百keV 到3 MeV能區的探測面積將是其他伽馬射線暴監視器的10 倍以上，一年可以看到近200 個伽馬射線暴。由於兩個黑洞或兩個中子星並和產生引力波的時候也可能產生伽馬射線暴，HXMT可以用於尋找引力波暴的電磁對應體。

3 衛星及有效載荷

圖5 HXMT在軌示意圖

HXMT的主有效載荷包括高能X射線望遠鏡HE、中能X射線望遠鏡ME和低能X射線望遠鏡LE(圖6)。由於不同能量的X射線輻射起源於天體上不同的物理過程或者具有不同物理條件的區域，HE、ME、LE在不同的波段同時觀測一個天體，可以對天體的活動給出更全面和更準確的診斷。

HE 位於中央，整體結構為圓柱形，包括18個NaI/CsI 複合晶體探測器單體。HE的工作原理是：當準直器視場內的X射線光子入射到NaI 晶體時，晶體發出閃爍光，被後面的光電倍增管(PMT)收集，完成對一個X 射線光子事例的探測。閃爍光的強度代表了入射光子的能量。CsI晶體在NaI 的背面，主要用於屏蔽來自後方的各種帶電粒子和光子，降低本底計數率。CsI 晶體同時也可用於監測伽馬射線暴的硬X射線和軟伽馬射線輻射。

中能X射線望遠鏡ME包括3 個探測器機箱，共有1728路Si-PIN探測器，構成總面積952 cm2的探測陣列。Si-PIN 探測器的工作原理是：能量為E 的X射線與Si-PIN 探測器發生光電效應，其能量全部消耗在探測器的有效體積內，並轉化成電子空穴對，其數量與入射光子的能量成正比，電子在偏壓電場的作用下被收集，通過電子線路讀出，形成一個事例。ME所用Si-PIN 探測器由高能所自行研製，厚1 mm，探測能區5—30 keV，與LE及HE的觀測能區之間有很好的交叉覆蓋。

LE也由3 個探測器機箱組成，包括24 個掃式電荷器件(SCD)探測器單元。X射線光子與SCD相互作用的過程和與Si-PIN 相互作用基本相同。SCD是一種特殊類型的X射線CCD，採用連續讀出的方式，犧牲入射光子在CCD上的位置信息，但獲得了高的時間解析度，整片SCD的讀出時間只有1 ms，遠小於普通CCD秒量級的讀出時間。LE 採用SCD，不僅可以研究X 射線源的快速光變，也使其在觀測強X射線源時，基本不會出現兩個X射線光子在一次讀出時間內入射到一個像素上的情況，從而可以避免光子堆積效應，保證高的能量解析度以及可靠的能譜信息。

4 研製過程

我們遇到的第一個主要的技術困難是，高能主探測器NaI/CsI 晶體的密封問題。該主探測器晶體盒原計劃從美國採購，但是在簽訂合同、給美國公司付款並且美國公司完成產品的生產之後，受到美國政府禁運。我們因此改從烏克蘭進口NaI/CsI 晶體盒，但是經過對兩批產品的測試，發現烏克蘭方未能解決晶體盒的密封問題，經過幾個月的儲存之後，NaI 晶體因潮解性能會顯著下降，無法滿足指標要求。最後，只能採取從烏克蘭進口裸晶體、自行封裝的技術途徑。高能所與國內廠家進行了近兩年的聯合攻關，在經過近30次的試封裝之後，研製成功了密封性滿足要求的產品，通過了環境試驗和長期儲存試驗的檢驗，而且產品的能量解析度、發光均勻性等技術指標達到了國際最好水平。

第三個例子與靜電有關。HXMT中能望遠鏡使用的多路讀出ASIC 晶元從國外採購裸芯，國內封裝。但是封裝後的產品出現大面積受損，或者產品特性變化的情況，經過問題排查，最後發現是封裝工藝線的防靜電水平達不到晶元的要求，以及管殼的絕緣性不夠。相關技術問題的排查和解決涉及到的環節非常多，從中也暴露出我國的基礎工業仍存在較多薄弱環節。

5 HXMT 的科學運行與管理

問：張教授，HXMT是一顆空間科學衛星，任務是否成功最後還是要看其能否取得重大的科學成果，您能不能談一下都做了哪些科學研究的準備工作？

在中國科學院空間科學先導專項的支持下，我們完成了HXMT地面應用系統的建設。地面應用系統的工作包括觀測提案徵集、評估，觀測計劃制定，載荷運行狀態監測，衛星數據的接收和處理，科學數據分析軟體的編製，科學研究工作的支持等方面的內容。這些工作現在都已經完成，並在2016 年底完成了預驗收，整個系統處於待命狀態。

張雙南：我們建造HXMT衛星的目的，就是為中國的天文學家提供一手的觀測數據，提高我國高能天文的整體水平。為了充分發揮HXMT的科學能力，2016 年6 月，我們向全國公開徵集HXMT的首輪核心觀測提案，提案者將可以在第一時間拿到相關的觀測數據。提案徵集得到了我國天文界的熱烈反應，共徵集到大小提案90 份，提出的總觀測時間需求差不多7 年。經過科學和技術評估，最終優選了一定數量的核心提案，將擇日發布。今後，根據HXMT的運行和觀測開展情況，還將適時進行後續的提案徵集。

HXMT觀測提案的提出者和為HXMT項目作出貢獻的專家是HXMT觀測數據的優先用戶，享有一定時間的數據優先使用權。之後，所有數據將向國內外科學家開放，歡迎大家使用HXMT衛星的觀測數據開展研究工作。

本文選自《物理》2017年第6期

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