0 引 言
以“理解动态宇宙”为核心科学目标的时域天文学，是现代天文学的引领性前沿方向。例如，2021年底发布的美国天文和天体物理十年规划[1]着重强调，要优先支持打开“动态宇宙的新窗口”，开展多波段、多信使的极端宇宙观测研究。其中，处于最核心位置的观测目标就是暂现源。近年来，世界各国布局了一系列多波段、多信使巡天设备，暂现源的探测率呈现爆发式增长，这将有助于新窗口的开启。然而，面对巡天设备发现的数以十万计的海量暂现源，目前已有或规划中的后随望远镜的数量严重不足，巡天和后随之间出现了巨大的失衡。此外，这些后随望远镜都不足以实现全天区、多参量(时变、成像、能谱和偏振)、多目标的同时后随追踪观测，极有可能错失许多重大科学发现的机会。
2019年，中国科学院高能物理研究所(以下简称“高能所”)针对国际天文发展的新趋势，创新性地提出了“全变源追踪猎人星座”(Chasing All Transients Constellation Hunters，CATCH)计划[2]。该计划以百颗微卫星组成的X射线智能化星座，对全天暂现源(变源)等宇宙动态事件同时进行深度后随观测，以实现“刻画极端宇宙多参量动态全景”的核心科学目标。
CATCH卫星采用微小卫星平台，搭载我国自主研发的紧凑型、轻量化X射线聚焦望远镜。通过高精度可展开的伸展桅杆，在卫星入轨后进行展开，从而使得微小卫星平台也具备长焦距的聚焦镜系统，使得微小卫星具有与天文台级卫星类似的有效面积和角分辨率，从而使得微小卫星具备了开展深度后随观测的灵敏度。并且，每颗卫星根据其探测能力的不同，携带不同类型(时变、成像/能谱时变、偏振)的探测器，采用紧凑化的设计，与可展开的伸展桅杆匹配，实现高灵敏的观测。CATCH中不同X射线后随卫星的配置见表1 。
表 1 CATCH星座配置Table 1 Constellation configuration of CATCH |
| 参数 | A型星 | B型星 | C型星 | D型星 |
| 光学系统 | MPO | Wolter-I | Wolter-I | MPO |
| 探测器 | SDD阵列 | SDD 阵列 | GMPD/GPD | CMOS |
| 观测能力 | 时变/成像 | 能谱/时变/成像 | 偏振 | 成像 |
| 观测能段/keV | 0.5~4.0 | 0.3~10.0 | 2.0~8.0 | 0.5~4.0 |
| 聚焦镜有效面积/cm2 | 在1 keV处，>120 | 在1 keV处，>120 | 在1 keV处，>120 | 在1 keV处，>120 |
| 角分辨率/arcmin | <2 | <1 | <1 | <2 |
| 时间分辨率 | <10 us | <50 ms | <50 ms | |
| 视场 | 1°×1° | 0.5°×0.5° | 0.5°×0.5° | 1°×1° |
CATCH将采用分布式布局，借助自主开发的星座智能化控制系统，实现多颗卫星的协同和接力观测，从而实现对暂现源的多星不间断接力观测，减小地球遮挡等的影响，实现多星对暂现源的多维度同时深度后随观测，提升发现重大原创发现的可能性。星座初步计划采用WALKER星座布局，分布在三个地球低轨道面，每个轨道面按照等相位分布36颗卫星。通过星座智能化控制系统，对重点区域利用星座智能化控制的方式实现联合扫描，对引力波事件的电磁对应体等进行深度后随观测。通过建立由星间激光通信与星地通信网络组成的一体化通信网络，实现CATCH数据的实时下传，并实现卫星指令可以近“零时延”上注卫星，与卫星平台的快速指向转动匹配，实现对爆发以及机遇型天体源的“零时延”深度后随观测。
CATCH计划的提出主要在于探测器技术的快速发展，特别是轻量化聚焦镜以及高精度可伸展桅杆的技术发展，使得微小卫星平台具备了安装大有效面积高角分辨率的聚焦镜系统的能力。而且，随着微孔光学(Micro-Pore Optics，MPO)以及硅基聚焦镜技术的进一步升级，有效面积以及角分辨率还有进一步提升的空间。本文则依据CATCH探测技术的布局与规划，对时域天文星座的探测器技术发展与规划进行介绍。
1 轻量化聚焦镜
X射线具有较强的穿透能力，其在介质中的折射率接近于1，因此无法像传统可见光那样直接使用曲面镜或折射透镜进行聚焦成像。X射线的聚焦成像通常采用掠入射的方式，即当入射的X射线与超反射镜的面几乎平行时发生的反射现象，称为掠入射。目前国际上主要使用Wolter-I型聚焦镜来实现掠入射聚焦成像，如钱德拉(Chandra)X射线天文台、XMM牛顿(X-ray Multi-Mirror Mission，XMM-Newton)望远镜、核分光望远镜阵列(Nuclear Spectroscopic Telescope Array，NuSTAR)、瞳卫星(Hitomi)等。与准直型和编码板成像的方式相比，掠入射聚焦镜不仅可以实现高角分辨率成像，还通过减小探测器尺寸降低了荷电粒子引起的本底，有效提高了空间X射线望远镜的观测灵敏度。但聚焦镜的质量普遍比较重。如钱德拉X射线天文台的聚焦镜的质量达到了1 500 kg[3]，与XMM-Newton采用相同技术的eROSITA (Extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array)单镜的重量也达到了52 kg[4]。因此，传统的Wolter-I型聚焦镜技术很难用在微小卫星平台上。
为了减轻聚焦镜的重量，提升有效面积，并且可以应用到行星探测等领域，国内外开展了轻量化聚焦镜的研究。具体如下：
(1)日本基于硅微机电系统(Micro-Electro-Mechanical Systems, MEMS)工艺开发了硅聚焦镜技术，采用深硅刻蚀的方式在硅片上制备出微孔，然后将硅片弯曲成曲面，使得每个微孔侧壁成为反射面，并将两层硅片堆叠组成圆锥近似的Wolter-I型掠入射聚焦镜。这种技术被日本太空和航空科学研究所与日本宇宙航空研究开发机构的GEO-X项目[5]以及ORBIS (Orbiting Binary Blackhole Investigation Satellite)所采用，但角分辨率相对较低，可实现10 arcmin的角分辨率，有效面积难以提升。
(2)另一种则是欧空局发展的硅微孔光学聚焦镜技术，同样采用了深硅刻蚀的方式，在硅片上刻蚀出微槽结构，将两层硅片键合在一起形成微孔，并在硅片的一侧镀上超反膜实现X射线的反射，然后将键合的两组硅片沿着视轴方向安装，作为Wolter-I型聚焦镜的两个反射面。该技术目前是欧洲下一代旗舰型望远镜ATHENA (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics)的聚焦镜技术[6]，设计有效面积在1 keV处可以达到1.4 m2。聚焦镜外径为2.5 m，比较适合大型卫星平台，但技术难度较大、成熟度较差，目前仍未实现应用。
(3)目前最成熟的轻量化聚焦镜技术是基于玻璃微孔光学的MPO技术，是单位有效面积下质量最小的X射线聚焦镜技术。国际上，2018年发射的BepiColombo水星探测器搭载了水星成像X射线谱仪[7]，其采用了MPO组成的Wolter-I型聚焦镜，口径达210 mm，焦距为1 m，测量能段为0.5~7.5 keV，视场为1°，角分辨率达到了9 arcmin。在国内，目前国家天文台与北方夜视合作，基于MPO技术成功开发了视场达3 600平方度的宽视场“龙虾眼”望远镜，焦距为375 mm[8]，其研发的窄视场龙虾眼成功地应用到了2024年发射的爱因斯坦探针卫星上，实现了5 arcmin的角分辨率。但是，MPO主要观测灵敏能段在4.0 keV以下，很难扩展到8.0 keV。
(4)美国国家航空航天局在电镀镍基底复制技术的基础上研发了轻量化的Wolter-I型聚焦镜技术。该技术采用电镀镍钴(NiCo)合金代替镍(Ni)基底，使得在相同的刚度下，基底可以做得更薄。通过这种方式，XMM-Newton 1.0 mm厚的镍基底被降低到ART-XRC (Astronomical Roentgen Telescope-X-ray Concentrator)上的0.2 mm厚[9]，从而将质量减小了约3倍。此外，采用热等离子喷涂三氧化二铝(Al2O3)的方式可以进一步减小NiCo基底的厚度，将NiCo的厚度减薄到20 μm，将质量进一步减小到原来的约1/3，即MiXO (Miniature Lightweight X-ray Optics)技术。
CATCH的A型和D型星则计划采用窄视场的MPO聚焦镜在微小卫星平台上实现120 cm2的有效面积。通过可折叠桅杆设计，焦距可扩展到1.5 m。为了验证MPO以及可伸展折叠桅杆，2024年6月，CATCH发射了星座的首颗技术验证星。其采用的窄视场聚焦镜如图1 (a)所示，焦距为1.0 m，在1 keV处有效面积超过了40 cm2，角分辨率达到6 arcmin，整体质量小于1 kg。在CATCH未来计划中，MPO聚焦镜的焦距由试验星的1.0 m提升到1.5 m，角分辨则由目前的6 arcmin提升到1 arcmin。
CATCH计划的B型星以及C型星将采用减重后的NiCo合金基底的Wolter-I型聚焦镜。其焦距设计为1.6 m，在1 keV处的有效面积将达到120 cm2，如图2 所示，角分辨率则优于40 arcsec，能段范围从MPO的0.5~4.0 keV扩展到0.3~10.0 keV。
2 高精度可折叠桅杆
为了实现对变源天体的高灵敏度测量，需要安装具有良好角分辨率的X射线聚焦镜，用于聚焦X射线光子，从而实现高灵敏度的成像探测。此外，X射线聚焦镜还需要具备较大的焦距，且与探测器的主轴要有良好的指向精度。传统的航天器为了满足长焦距的需求，需要安装长达数米的镜筒结构，这会提高卫星的质量和尺寸包络。例如：钱德拉X射线天文台的焦距达到10 m。随着空间伸展机构技术的发展，该技术逐渐被应用于X射线天文观测领域，可以减少卫星的质量和尺寸包络，实现长焦距的聚焦，提升角分辨率和探测灵敏度。NuSTAR[10]采用索杆铰接式伸展机构作为光学载荷的支撑和承载结构，在发射阶段可以紧凑地收起至0.83 m的筒中，入轨展开后可以提供焦平面平台与光学平台之间10.15 m的焦距，整颗卫星质量仅为350 kg。Hitomi的固定光学平台顶部装有四台X射线望远镜，其中两台软X射线望远镜焦距为5.60 m，另外两台焦距为12.00 m；在发射阶段，空间伸展机构处于收拢状态，整颗卫星长度为8.00 m，入轨展开后，整颗卫星长度为14.00 m。
CATCH计划采用盘绕式伸展机构，可根据焦距大小灵活更改设计，伸展不同的长度。盘绕式伸展机构展开后无须二次收拢，采用拉索展开方式设计。伸展机构在伸展过程中采用柔性绳索控制，平稳有序地展开。伸展结构折叠时，伸展机构通过记忆合金压紧在卫星安装板上，电机拉紧绳索处于锁紧状态。卫星入轨后，解锁指令解锁记忆合金装置，电机加电缓慢释放绳索，伸展机构在其竖杆应变能作用下缓慢释放展开，全部释放完毕，机构处于自锁定状态，电机适当收紧绳索，使得机构处于张紧状态，提升组合体频率。伸展桅杆在聚焦镜视轴方向的精度预期控制在±1 mm，与视轴方向的角度旋转在±1°以内。
3 紧凑型焦平面探测器
聚焦型的X射线望远镜焦平面探测器通常采用位置灵敏型的探测器，较为常用的是像素型的成像半导体探测器，例如，NuSTAR[10]卫星采用了4个32×32像素的CZT (Cadmium Zinc Telluride)探测器模块，实现了3.0~78.4 keV的高灵敏度成像观测；宇宙学与天体物理先进卫星(Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics，ASCA)、钱德拉X射线天文台以及XMM-Newton则使用了像素型的电荷耦合元件(Charge Coupled Device，CCD)相机，实现了高灵敏度的软X射线成像观测。传统的CCD相机采用帧转移读出的方式，具有高量子效率以及低噪声等特点。但因CCD的整个像元阵列共用一个放大器和模数转换电路进行输出，导致CCD的读出速度慢，且制造工艺复杂。为了追求更高的读出速度，因此设计了特殊的CCD，即基于pn结的pn-CCD。其电荷转移采用电压驱动的方式，可以实现更快的读出，并采用多通道的逐行读出方式取代了逐帧转移，从而可以实现更高时间分辨率的探测。
pn-CCD是一款背照式全耗尽CCD，和一般CCD相比，耗尽层厚度为450 μm，在0.2~11.0 keV能区具有较高的探测效率，非常适合较宽能段的X射线天文探测，可以有效提高带宽和探测灵敏度。2020年发射的eROSITA及爱因斯坦探针上的后随望远镜EP-FXT均采用pn-CCD作为聚焦型望远镜的焦平面探测器。探测器模块包括pn-CCD和配套的ASIC-CAMEX两部分，其感光有效面积为28.8 mm×28.8 mm，384×384像素，单个像素大小为75 μm×75 μm。pn-CCD[11]的主要缺点在于辐照损伤效应。为了减小在轨运行的辐照损伤引起的能量分辨率退化，需要将pn-CCD降温到低温，因此需要额外的功耗进行制冷。同时，为了减少辐照损伤，需要利用重金属材料进行屏蔽。制冷与屏蔽的需求导致pn-CCD探测器系统质量加大，电功耗高(不算制冷)，难以实现轻量化的X射线探测需求。
近年来，基于成熟的互补金属氧化物半导体(Complementary Metal-Oxide-Semiconductor，CMOS)工艺的CMOS相机逐步开始在空间科学探测领域推广应用。与CCD的主要差别在于，CMOS的每一列像元都有一个放大器和模数转换电路，具有集成度较高、读出速度快、制造工艺简单的优点。科学级CMOS是一种高性能CMOS图像传感器，每一列都有两个独立的放大器和模数转换电路，可以同时输出高低增益的两幅图像。与传统的CMOS图像传感器不同，科学级CMOS图像传感器采用了背照射的方式，以减小电极等对光子的吸收，从而极大地提升了量子效率。国外研制CMOS的厂商主要有索尼公司、三星集团、佳能株式会社、安森美半导体等。国内开展CMOS研制的有深圳豪威科技集团股份有限公司、锐芯微电子股份有限公司、长春长光辰芯微电子股份有限公司(以下简称“长光辰芯光电”)等，其中长光辰芯光电的科学级CMOS技术最为成熟。长光辰芯光电的面阵型CMOS图像传感器主要有三个系列：以高动态范围为特点的GSENSE系统、以高分辨率为特点的GMAX系列和以高速为特点的GSPRINT系统。其中，GSENSE系列中的GSENSE1516BSI为2024年1月发射的爱因斯坦探针[12]的宽视场X射线望远镜采用，在1.25 keV处的能量分辨率达到了120 eV，每帧读出速度达到了50 ms。CATCH的D型星计划采用CMOS探测器作为焦平面探测器，实现聚焦成像探测。
焦平面探测器的另一候选方案是硅漂移探测器(Silicon Drift Detector，SDD)像素阵列，如图3 所示。其兼顾了成像、高计数率以及快的时间响应需求，可以实现点源时变的高精度观测，避免出现脉冲堆积效应。美国国家航空航天局与马歇尔太空飞行中心共同研制了64像素的SDD探测器阵列，用于月球成分探测，其能量分辨率在5.9 keV时，可达150 eV，单个像素尺寸达到了20 mm2；中子星内部成分探测器采用了56个灵敏面积为25 mm2的KETEK公司的SDD探测器，时间分辨率达到了300 ns；KATRIN (The international KArIsruhe TRItium Neutrino Experiment )计划采用约3 500像素的SDD探测器阵列开展惰性中微子测量，目前已成功开发了7像素的SDD阵列，在30 keV的能量分辨率达到了360 eV；我国和欧空局合作的下一代空间X射线天文望远镜eXTP的SFA(Spectroscopic Focusing Array)计划采用19像素的SDD探测器阵列，能量分辨率在5.9 keV时为180 eV。因此，为了能够同时实现高的时间分辨率、高能量分辨率以及同时成像观测，SDD探测器阵列技术成为空间高能天文领域的前沿发展方向。CATCH的A型星与B型星即计划采用小像素的SDD阵列，与X射线聚焦镜配合实现高能量分辨率、高时间分辨率的聚焦成像观测。
为了验证SDD探测器技术，CATCH的首颗实验星CATCH-01星采用了单像素的SDD探测器作为焦平面探测器，焦平面采用了1个KETEK公司的H50，与3个KETEK公司的H20 SDD探测器。其中安装在焦平面中心的J2采用的是有效面积更大的KETEK H50，灵敏面积达到了47 mm2，J2作为朱诺号探测器开展天文观测。在J2边上的J1、J3、J4三个探测器安装在MPO聚焦镜的主光斑之外，采用有效面积为20 mm2的H20，用于进行空间本底评估，如图4 所示。地面标定实测显示，在4 keV时能量分辨率优于140 eV，如图4 所示，实测死时间优于4 μs。
C型星开展偏振测量，其焦平面探测器计划采用气体探测器。目前候选的探测器有GMPD以及GPD两种，两种气体探测器均依据光电效应进行偏振测量。偏振X射线入射到气体探测器中产生光电子，通过测量出射的光电子的径迹重建得到出射光电子的散射方向，通过统计多个光电子出射角得到散射调制曲线，不同偏振度的光电子入射测量到的调整曲线调子因子存在差异，从而实现X射线的偏振测量。目前广西大学正在开展GMPD气体偏振探测器的研制，其结构如图5 所示。GPD则是已经成功地应用在了极光（Polarimeter Light, PolarLight）[13]以及IXPE（Imaging X-ray Polarimetry Explorer）[14]两颗卫星上。
4 发展路线图
CATCH计划采用分阶段推进的“三步走”战略。第一步，发射多颗试验卫星，其主要任务是验证并发展轻量化的载荷技术，包括MPO等轻量化聚焦镜技术以及各类探测器技术，同时开展多智能体自主协同控制算法的研究。CATCH-01试验星已于2024年发射运行，搭载了MPO聚焦镜、SDD探测器以及AI模块，并开展了一系列在轨验证工作。第二步，发射并运行几颗到十几颗卫星组成的小型验证星座，扩大国内外合作，探索拓展CATCH的多波段观测能力和在轨自触发能力，并建立星间-星地通信网，验证微纳星座异轨通信与组网技术、观测目标智能化在轨决策和星座智能化控制技术等关键技术，实现暂现源光变及能谱信息的准实时下传，并通过在轨自触发和高速星间-星地链路实现准实时后随观测。第三步，基于前期的技术和经验积累，发展载荷和卫星平台的模块化设计，并借助批量化制造的优势，发射并长期运行百颗规模的Advanced CATCH星座，实现前所未有的强大的科学能力，推动我国引领国际时域和多信使天文领域的发展。
5 结 语
本文系统介绍了CATCH的探测器技术，包括了轻量化聚焦镜、高精度可展开桅杆以及焦平面探测器系统，对不同探测技术进行了横向比较。