硬X射線調(diào)制望遠鏡衛(wèi)星在軌標定數(shù)據(jù)處理

李小波 葛明玉 李旭芳 譚穎 楊彥佶 徐玉朋 宋黎明

(中國科學(xué)院高能物理研究所,北京 100049)

硬X射線調(diào)制望遠鏡(HXMT)衛(wèi)星[1]于2017年6月15日在酒泉衛(wèi)星發(fā)射中心成功發(fā)射,現(xiàn)已順利在軌運行1年多。HXMT衛(wèi)星既可以實現(xiàn)寬能區(qū)、大視場X射線巡天,又能研究黑洞、中子星等高能天體的短時標光變,是一個寬能區(qū)的空間X射線天文望遠鏡。要完成黑洞、中子星等高能天體的能譜測量,必須首先準確標定HXMT衛(wèi)星望遠鏡的能量響應(yīng)矩陣和有效面積,這樣才能利用測量到的能譜有效地反推出天體源的能譜特征,從而研究其輻射機制。因此,HXMT衛(wèi)星望遠鏡的標定是完成科學(xué)目標的基礎(chǔ),是影響科學(xué)成果的重要因素。

標定從階段上劃分為地面標定和在軌標定兩部分。望遠鏡的標定需要一套完整的物理模型,該模型需要在地面通過不同測量條件下的試驗結(jié)果和模擬給出驗證。由于空間環(huán)境的復(fù)雜多變,在地面研制望遠鏡時往往不能覆蓋所有的工作條件,導(dǎo)致標定不充分。在軌運行后,頻繁進入南大西洋異常(SAA)區(qū)、太陽耀斑等導(dǎo)致的輻射損傷及空間環(huán)境溫度的變化等,都將導(dǎo)致望遠鏡的性能發(fā)生變化。因此,在軌運行后,必須利用天體源對望遠鏡進行重新標定。雖然在X射線天文學(xué)領(lǐng)域已經(jīng)提出對不同天體源的標定方法,但是由于不同衛(wèi)星的科學(xué)目標和望遠鏡設(shè)計不同,在軌標定的方法也千差萬別。例如,“錢德拉”(Chandra)望遠鏡的高級CCD成像譜儀(ACIS)和“牛頓”(XMM-Newton)望遠鏡的歐洲光子成像相機(EPIC)都是聚焦型的CCD探測器,如果用X射線領(lǐng)域的標準燭光Crab進行標定,則堆積效應(yīng)非常嚴重,因此比Crab脈沖星弱的天體源(如Cas A、3C 273、Mkn421[2]等)成為聚焦型望遠鏡常用的標定源。而對于準直型望遠鏡,Crab是非常理想的標定源。

在軌標定有兩種方式。一是通過衛(wèi)星自身攜帶的放射源對探測器進行能量增益、能量分辨率的標定,但放射源的數(shù)量和能段有限,不能覆蓋望遠鏡的整個探測能段。同時,如果望遠鏡的表面很大,響應(yīng)不均勻,則要求放射源在整個探測平面內(nèi)移動,才能標定均勻入射的響應(yīng)。二是利用X射線輻射相對穩(wěn)定的天體源(如Crab和G21.5[3])進行標定。這些天體源已經(jīng)通過很多儀器的觀測得到準確的流量和譜型,而且變化時標很長(典型時標在年量級以上),因此經(jīng)常當(dāng)作標定源。由于標定源的流量在年量級上有變化,需要協(xié)調(diào)與其他天文衛(wèi)星進行聯(lián)合觀測,從而確定標定源的歸一化系數(shù),以獲得更為精確的標定結(jié)果。

本文針對HXMT衛(wèi)星的特點,如望遠鏡材料的活化、準直無聚焦鏡等,介紹如何利用在軌觀測數(shù)據(jù)分析HXMT衛(wèi)星高能、中能和低能望遠鏡的增益、能量分辨率、有效面積、時間精度等標定內(nèi)容,可為后續(xù)X射線望遠鏡的標定提供參考和借鑒。

1 增益和能量分辨率的標定分析

增益和能量分辨率的標定是產(chǎn)生望遠鏡響應(yīng)矩陣的基本內(nèi)容。通過對望遠鏡材料的活化線、周圍其他物質(zhì)產(chǎn)生的熒光線、有豐富發(fā)射線的天體源進行觀測等手段,并結(jié)合后續(xù)的數(shù)據(jù)處理,給出各望遠鏡的能量-道數(shù)(E-C)關(guān)系和能量分辨率,并通過聯(lián)合觀測進一步檢驗和優(yōu)化標定結(jié)果。在衛(wèi)星運行期間,也需要對望遠鏡的性能進行持續(xù)分析,發(fā)現(xiàn)其性能變化后重新進行標定分析。

1.1 高能望遠鏡

高能望遠鏡采用NaI(Tl)晶體作為X射線探測的主探測器。NaI(Tl)晶體對X射線光子的響應(yīng)是非線性的,即單位千電子伏特(keV)的電子學(xué)輸出道數(shù)(d C/d E)是隨入射X射線光子的能量變化而變化,尤其在碘元素的K吸收限33.17 keV和50 keV處存在拐折,如圖1所示。d C/d E在[20.00,33.17]keV,(33.17,50.00]ke V,大于50 ke V的3個區(qū)間是較為線性的,積分后可見C和E滿足二次函數(shù)的關(guān)系。地面標定時,在上述的3個區(qū)間內(nèi)均采用二次多項式來描述E-C關(guān)系。由于HXMT衛(wèi)星在軌攜帶的放射源241Am安裝在復(fù)合晶體的邊緣,地面標定表明,同一能量的光子在晶體邊緣處入射的響應(yīng)與中間處入射的響應(yīng)有6%的差異,因此高能望遠鏡在軌攜帶的放射源發(fā)出的X射線(集中在探測器邊緣)與天體源均勻入射到復(fù)合晶體表面的響應(yīng)是不同的,不能直接用來標定E-C關(guān)系,僅起自動增益控制的作用。

圖1 不同望遠鏡觀測到的NaI(Tl)晶體對不同能量X射線的響應(yīng)Fig.1 Response for different energy X-ray of NaI(Tl)by various telescopes

高能望遠鏡工作在硬X射線20～250 ke V能區(qū),在軌天體源的發(fā)射線基本在10 ke V以下,因此沒有合適的天體源譜線用于E-C標定。但高能望遠鏡對空天區(qū)觀測或者進入地球遮擋區(qū)時,其測量能譜上會出現(xiàn)4條線譜(見圖2),這些譜線是激發(fā)活化探測器材料造成的,可以用來進行E-C標定。假設(shè)地面和在軌的凈道數(shù)(測量到的道數(shù)減去探測系統(tǒng)的臺階)比值Kec(該值受到光收集和光電倍增管高壓的影響)對所有能量是一樣的,圖3顯示了高能望遠鏡18個探測器單體4條線譜的地面凈道數(shù)C0和在軌凈道數(shù)C1的比值Kec是隨能量變化的。因此,目前的做法是第1個區(qū)間[20.00,33.17]ke V使用31 ke V處的Kec,后面2個區(qū)間使用4個Kec的最大值和最小值的和除以2。地面標定給出的E-C關(guān)系為

式中:x為凈道數(shù);a,b,c為擬合參數(shù)。在軌的E-C關(guān)系可以修正為

Kec在不同的能段取值不同。但是,上述方法還需要通過有回旋吸收線的源進一步檢驗。

圖2 高能望遠鏡18個NaI(Tl)探測器單體測量的計數(shù)譜Fig.2 Spectrum detected by 18 NaI(Tl)detector modules of high energy telescope

圖3 高能望遠鏡18個NaI(Tl)探測器單體的4條線譜對應(yīng)的地面和在軌的凈道數(shù)比值K ecFig.3 Ratio of net channels(K ec)of 4 line spectrums for 18 NaI(Tl)detector modules of high energy telescope

通過對在軌試驗數(shù)據(jù)的分析發(fā)現(xiàn),所有探測器單體的能量分辨率均比地面標定時差。結(jié)合地面標定的能量分辨率公式,引入另外一個參數(shù)來描述晶體在軌能量分辨率的變化,并利用在軌31 ke V處線譜的寬度獲得該參數(shù)的值。另外,利用191 ke V處線譜的峰位監(jiān)測在軌每個探測器單體的增益隨時間的變化,結(jié)果如圖4所示?？梢?在軌3個月后所有探測器單體的增益保持不變。

圖4 用于監(jiān)測在軌增益變化情況的191 ke V處的峰位Fig.4 Peak at 191ke V which can be used to monitor stability of gain

1.2 中能望遠鏡

中能望遠鏡由3個探測器機箱組成,每個機箱有18個專用集成電路(ASIC),每個ASIC負責(zé)32個Si-PIN探測器的信號讀出。每個機箱上分別攜帶2個241Am放射源,用于監(jiān)測在軌的能量分辨率及E-C變化情況。

中能望遠鏡在軌的工作溫度范圍為[－50,－5]℃。在地面利用241Am來標定中能望遠鏡各個像素的E-C關(guān)系及能量分辨率,表明E-C關(guān)系在[11,30]ke V線性非常好,并且不同溫度下的E-C線性關(guān)系保持很好,變化主要體現(xiàn)在斜率和截距上,因此總體上可以用該線性關(guān)系進行描述。對每個像素而言,要獲得任意溫度下的斜率和截距,可通過該溫度相鄰的2個溫度點進行線性插值實現(xiàn),不同像素的斜率和截距隨溫度的變化如圖5所示。

中能望遠鏡的Si-PIN探測器是通過銀膠粘在底部的陶瓷片上,因此當(dāng)入射X射線光子的能量大于銀的K吸收限25.5 ke V時,X射線光子有一定的概率穿過Si-PIN,并與銀膠發(fā)生光電效應(yīng),產(chǎn)生銀的特征X射線。如果該特征X射線進入上面的Si-PIN被光電吸收,會產(chǎn)生銀線的全能峰。在軌標定時,可以利用每個像素的銀線,檢驗地面標定的E-C關(guān)系變化情況。圖6是中能望遠鏡1200多個像素的銀線能量分布,與期待值22.5 ke V的分布很接近[5],因此中能望遠鏡在軌的增益關(guān)系與在地面標定時一致,不需要更新。同時,利用在軌攜帶241Am的像素檢查了在軌能量分辨率的變化情況,發(fā)現(xiàn)能量分辨率也與在地面標定時一致。

圖5 中能望遠鏡一個ASIC上32個Si-PIN像素在不同溫度下的斜率和截距Fig.5 Slope and intercept for 32 Si-PIN pixels of an ASIC at different temperatures of medium energy telescope

圖6 中能望遠鏡在軌1200多個Si-PIN像素的銀線峰位分布Fig.6 Distribution of Ag line peak for about 1200 Si-PIN pixels of medium energy telescope in orbit

1.3 低能望遠鏡

地面標定試驗表明,低能望遠鏡的線性非常好,其探測器的斜率和截距會隨溫度變化,因此與中能望遠鏡在軌做法一樣,通過插值獲得不同溫度下的斜率和截距。在軌超新星遺跡Cas A用來檢驗低能望遠鏡地面標定時給出的E-C關(guān)系是否成立。利用Chandra衛(wèi)星ACIS對Cas A的觀測能譜[6],并同時擬合低能望遠鏡和Chandra衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)判斷:如果二者的殘差一致,說明殘差來自Cas A的理論模型;如果不一致,說明低能望遠鏡在該能段的E-C關(guān)系需要更新。從圖7中2個儀器對Cas A擬合的殘差可以看出,低能望遠鏡在[1.8,4.0]ke V需要更新E-C關(guān)系[5]。從鐵線的擬合結(jié)果來看,低能望遠鏡的能量分辨率與地面標定時比未發(fā)生變化。

圖7 Chandra衛(wèi)星ACIS探測器與HXMT衛(wèi)星低能望遠鏡的Cas A觀測能譜殘差分布Fig.7 Residual distributions of Cas A spectrum observed by Chandra/ACIS and HXMT/low energy telescope

2 有效面積的標定分析

Crab星云經(jīng)常用作X射線有效面積標定的常規(guī)觀測源。作為準直型的望遠鏡,HXMT衛(wèi)星沒有同時的開/關(guān)(ON/OFF)觀測,而且本底隨著衛(wèi)星的運行軌道、時間等因素發(fā)生變化,這給估計HXMT衛(wèi)星的本底模型帶來困難。因此,為了避免本底的影響,并獨立獲得標定引入的系統(tǒng)誤差,本文采用Crab脈沖星的成分對HXMT衛(wèi)星的高能、中能和低能望遠鏡進行有效面積的標定,并通過與其他衛(wèi)星的聯(lián)合觀測進一步檢驗和優(yōu)化有效面積。

2.1 標定源選取

Crab星云是比較亮而且相對穩(wěn)定的X射線源。已有X射線望遠鏡的觀測結(jié)果表明,其能譜在很寬的能段范圍內(nèi)可由單一冪率譜描述。另外,研究表明,Crab脈沖星輻射也是非常穩(wěn)定的,由于脈沖星存在自轉(zhuǎn)周期,因此可以通過脈沖星相位挑選脈沖光子,以有效降低觀測過程中本底的影響。對于很多聚焦型的望遠鏡來說,Crab太亮,儀器會產(chǎn)生堆積效應(yīng),對于準直型低能望遠鏡來說,堆積問題可以忽略。

在HMXT衛(wèi)星望遠鏡標定時,采用Crab脈沖星的脈沖能譜對望遠鏡的有效面積進行標定。圖8顯示了高能、中能和低能望遠鏡觀測的Crab脈沖星的脈沖輪廓,脈沖星脈沖能譜是整個相位處的平均能譜,而處于相位0.6～0.8的能譜作為脈沖觀測能譜的本底能譜。為了獲得Crab脈沖星的譜參數(shù),采用同樣的方法對RXTE衛(wèi)星在2011年對Crab脈沖星的觀測數(shù)據(jù)進行分析[7],聯(lián)合擬合正比計數(shù)器(PCA)和高能X射線時變試驗裝置(HEXTE)的脈沖星能譜,給出了脈沖星的譜模型為對數(shù)拋物線布拉扎模型(LOGPAR),其表達式為

式中:擬合參數(shù)α為1.52,β為0.139;歸一化系數(shù)Norm為0.448[5];能量因子pE固定為1 keV。

圖9為RXTE衛(wèi)星的PCA和HEXTE對Crab脈沖星的能譜觀測及擬合結(jié)果,二者聯(lián)合擬合的結(jié)果給出了Crab脈沖星的譜模型及參數(shù)值。

圖8 HXMT衛(wèi)星望遠鏡觀測到的Crab脈沖星的脈沖輪廓Fig.8 Profiles of Crab pulsar observed by HXMT satellite telescopes

圖9 RXTE衛(wèi)星的PCA和HEXTE對Crab脈沖星的能譜觀測結(jié)果Fig.9 Crab pulsar spectrum observed by RXTE/PCA and HEXTE

2.2 在軌有效面積的標定

僅用蒙特卡羅模擬得到的有效面積與Crab脈沖星的觀測數(shù)據(jù)存在差異,原因包括高能望遠鏡主探測器頂部有反符合屏蔽探測器的吸收和散射,以及NaI(Tl)晶體的非均勻性響應(yīng)等。這些因素?zé)o法準確地通過模擬消除,最后確定用經(jīng)驗函數(shù)的方法對模擬的有效面積進行修正,方法如下。

(1)根據(jù)在軌的E-C關(guān)系及能量分辨率,利用模擬重新產(chǎn)生在軌的響應(yīng)矩陣及有效面積A(E)。

(2)假設(shè)經(jīng)驗函數(shù)f(E),乘在Crab脈沖星的譜模型LOGPAR上,利用第(1)步產(chǎn)生的響應(yīng)矩陣和A(E)來擬合Crab脈沖星的觀測數(shù)據(jù),并固定Crab脈沖星的譜參數(shù),獲得擬合的殘差分布。

(3)根據(jù)擬合的殘差分布不斷調(diào)整和優(yōu)化經(jīng)驗函數(shù),使擬合的殘差在可接受范圍內(nèi),從而獲得經(jīng)驗函數(shù)的參數(shù)值。

(4)將經(jīng)驗函數(shù)f(E)乘在有效面積A(E)上,從而獲得在軌標定后的有效面積f(E)·A(E)。

圖10為模擬的有效面積曲線和在軌標定后的有效面積曲線對比。采用新的響應(yīng)矩陣和有效面積后,望遠鏡對Crab脈沖星的能譜殘差分布如圖11所示,通過能譜擬合的殘差,可以確定標定引入的系統(tǒng)誤差不超過2%。

圖10 望遠鏡模擬和在軌標定后的有效面積對比Fig.10 Comparisons of primary simulated and in-orbit calibrated effective areas for telescopes

圖11 望遠鏡在采用新有效面積后擬合Crab脈沖星的殘差分布Fig.11 Residual distributions of Crab pulsar spectrum observed by telescope with modified effective areas

3 時間精度的標定

利用Crab脈沖星的脈沖信號可以對HXMT衛(wèi)星的時間系統(tǒng)進行標定。在Crab脈沖星可見的時間內(nèi),聯(lián)合新疆天文臺25 m射電望遠鏡[8]、云南天文臺40 m望遠鏡[9]、上海天馬望遠鏡和“500 m口徑球面射電望遠鏡”(FAST)進行聯(lián)合觀測,同時使用Fermi衛(wèi)星的大面積望遠鏡(LAT)[10]對Crab脈沖星的觀測數(shù)據(jù)。圖12為不同望遠鏡的計時殘差[11]分布。HXMT衛(wèi)星得到的計時殘差分布與其他望遠鏡一致,說明時間系統(tǒng)是準確的。HXMT衛(wèi)星的計時殘差均方差為51μs,可見其絕對時間精度優(yōu)于100μs。

圖12 HXMT衛(wèi)星、射電望遠鏡和Fermi/LAT的Crab脈沖星計時殘差分布Fig.12 Residual distributions of TOA of Crab pulsar for HXMT satellite,radio telescope and Fermi/LAT

4 結(jié)束語

目前,HXMT衛(wèi)星已在軌運行1年多,根據(jù)望遠鏡的特性及在軌天體源的特點,為高能、中能和低能望遠鏡選擇不同的觀測源,并充分利用地面標定的經(jīng)驗達到標定分析的目的。結(jié)合目前初步對天體源的觀測分析,HXMT衛(wèi)星的分析結(jié)果與其他衛(wèi)星沒有太大差異,因此確定本文采用的方法基本可行。HXMT衛(wèi)星目前性能良好,初始的標定工作基本完成,并已應(yīng)用在數(shù)據(jù)分析中,對望遠鏡性能的長期監(jiān)測也在常規(guī)運行中,如果發(fā)現(xiàn)望遠鏡性能的變化,將及時更新標定結(jié)果。

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