宽视场全天X射线成像监视器WF-MAXI用于探测和定位包含引力波事件（诸如伽马暴和超新星等）电磁对应体的X射线瞬变现象。WF-MAXI的显著特征是覆盖0.7keV到1MeV的宽能量范围，有大视场（大约全天25%），由软X射线大立体角相机SLC(0.7~12keV)和硬射线监视器HXM(20keV~1MeV)实现。

1. 科学目标

国际空间站（ISS）的宽视场全天X射线成像监视器WF-MAXI（Wide-Field Monitor of All-sky X-ray Image）是用于探测和定位X射线瞬变源的载荷，具有大视场范围FOV（field of view）（大约全天的25%），覆盖20keV到1MeV能量带宽，可监视全天空。其特点是具备很强的从X射线瞬变源探测软X射线光子（<10keV）的能力，定位精度约0.1°。低于10keV的大FOV瞬变源搜索仅有少量卫星（如HETE-2、MAXI），因而在高能天文领域有很大发展空间。

WF-MAXI最具挑战的目标是在引力波GW（gravitational-wave）事件（例如伽马射线暴GRBs（gamma-ray bursts）和超新星（如核坍缩型SNe））电磁对应体的X射线瞬变，这些现象有望在21世纪10年代末由下一代引力波GW望远镜首次直接探测(例如先进LIGO、Virgo和KAGRA)。然而，GW望远镜定位太过粗糙（大约10°），很难关联GW源和已知天体，并/或测量其距离，判断其物理起源。软X射线为我们提供了希望，兼顾了源高能量密度，但尚未实现足够的灵敏度和拍频全天监视。如果WF-MAXI探测到GW事件，定位精度将达到0.1°。随后，WF-MAXI向国际天文界发出警报，将引导后续X射线、光学、红外观测（例如ASTRO-H、Subaru、TMT、JWST等），测量其距离并研究环境和起源。

一部分GW事件起源于致密双星并合源，如中子星、恒星级黑洞和中等质量黑洞。尽管期望GW事件率存在很大不确定性，在表1中给出了利用现有大视场X射线天文台观测的GW事件预期探测率，假设一年发生10个GW事件。WF-MAXI与现有天文台相比，有最高的GW源探测能力。

表1现有X射线天文台的GW源预期探测率

针对GW事件和活跃天体，如中子星双星、黑洞双星和活动星系核AGN（active galactic nuclei），WF-MAXI探测这些活动的开始，向世界天文学界发送警报（例如Astronomer’s Telegram）。此外，WF-MAXI也探测短高能瞬变源，如伽马射线暴GRBs、潮汐分裂事件、短软X射线瞬变源（如恒星耀斑、新星ignitions、超新星冲击爆发）。

2. 任务仪器

WF-MAXI有两个主要仪器，软X射线大立体角相机SLC（Soft X-ray Large Solid Angle Camera）和硬X射线监视器HXM（Hard X-ray Monitor），用于在0.7keV到1MeV宽能量范围探测X射线光子。SLC和HXM的四个模块安装在载荷四个不同角度，覆盖全天约25%，如图1所示。

图1 WF-MAXI载荷结构图

SLC和HXM分别对0.7~12keV和20keV~1MeV能量范围敏感。两台仪器共享同一FoV。SLC在定位X射线瞬变源中扮演重要角色，精度约0.1°，而HXM主要用于宽X射线观测伽马暴GRBs：GRBs光谱可由两个幂律函数平滑相连来表示，也称为Band函数， vF_v空间峰值能量E_peak是GRBs的一个基本量。由于E_peak覆盖范围从几keV到几MeV，HXM在20keV到1MeV确定E_peak发挥着重要作用。结合SLC，甚至连称为X射线闪变的软GRBs的E_peak，都能在低至几keV能量范围确定出来。

2.1. 软X射线大立体角相机

SLC具有探测和定位各种软X射线（<10keV）瞬变源的能力，包括可能的GW对应体、伽马暴GRBs、超新星冲击爆发、潮汐分裂事件、新星ignition、X射线爆发、活跃星系核AGN耀斑等。在此能量范围，许多X射线特征线（如氖、镁、硅、硫、铁）可用于追溯起源环境或爆发机制，而这些可由CCD仪器能量分辨率判别。由于编码掩膜Coded mask能获取大视场范围，没有太多技术难度，因而将其用于定位。

固定在国际空间站ISS平台的CCD相机像场以约0.1°/s角速度在天空运动，需要在短于1s（例如0.1s）时间内读出图像数据，获得约0.1°的位置精度。因此为快速读出，使用CCD一维图像，时间精度0.1s。CCDs垂直排列在两个方向组成CCD平面，分配以X、Y坐标。因此，SLC每个模块在X和Y方向包含两组CCD阵列，一对编码掩膜，一部分电子学驱动和读出CCD图像数据，一个机械冷却器和底架，如图1所示。相机模块为380mm × 250mm × 220mm(不含机械冷却器)。

SLC采用16个CCDs（Hamamatsu），有效面积293cm²，大于MAXI/SSC。该CCD和ASTRO-H/SXI中所开发的型号相近，但有微小改变，包括像素格式、PGA封装（而非引线接合），添加基准符号用于编码掩膜与CCD表面处理的准直。CCD表面覆盖着150~200nm的铝，阻挡来自光源的光和来自明亮物体的散射光。两边镀有黑色着色剂，防止红外光透过硅CCD芯片。此外，将镀有聚酰亚胺层的薄铝安在相机窗口，阻挡进入热量、反射的太阳光，以及上层大气的He II极紫外线。

任务的关键是国际空间站ISS载荷冷却16个CCD芯片至100℃，确保CCD性能。由于WF-MAXI没有姿态控制系统，载荷每轨运行将受到太阳光照射。没有空间让散热器一直朝向深空以释放热量。正在进行SLC热模型开发，可行性验证也已基本完成。CCD热量主要源于CCD封装软电缆间电导、底座支撑脚、总线接口冷却板和软电缆辐射，而CCD自身的热生成却很小。考虑这些热途径，可以达到CCD目标温度。然而，四个机械冷却器消耗了大量功耗（>300W）。电导率归因于诸如CCD柔性电缆的临界热路径（例如使用细导线），或通过提高CCD暗电流（例如CCDs上的表面处理）来放宽所需温度，更进一步的电导率设计研究也在进行之中。特别是机械冷却器所需的热负载估算为5.2W，计划用原型模型（如图2所示）验证该热模型。

图2 SLC机械冷却器的原型模型

2.2. 硬X射线监视器

HXM作为WF-MAXI的第二个科学仪器，用于测量能谱，以及20keV到1MeV短瞬变事件的光变曲线，并提供伽马暴GRBs触发。

HXM由Ce-doped Gd₃Al₂Ga₃O₁₂(Ce:GAGG)闪烁器和雪崩二极管（avalanche photodiode，APD）的24通道阵列组成，覆盖了硬X射线带，有效面积达120cm²（如图1所示）。为了获得更高信噪比S/N和探测更高能量光子，选用Ce:GAGG晶体，缘于其高光产率（46,000 photons/MeV）和密度（6.63 g/cm³），其闪烁光在520nm达到峰值，正好与硅光子探测器的灵敏度相匹配。通过使用被动热结构或者热电冷却器，在20~0℃运行，可以达到20keV的低能阈值。

采用Hamamatsu Photonics飞行验证的逆向型雪崩二极管APDs，像素大小5 × 5 mm²，用于探测Ce:GAGG晶体闪烁光。雪崩二极管APD具有低噪声性能，在Cube-Sat(Cute-1.7+APD II)(曾作为辐射粒子监视器在极轨工作5年)已证明抗辐射性。该技术也曾用于微卫星Tsubame和ASTRO-H。众所周知，APDs增益取决于温度和偏压，在HXM系统APD增益取决于温度，可通过调节偏压进行控制。

发展了新的大规模集成电路LSI，专门用于APDs信号模拟放大。该LSI包含32通道模拟放大器和AD转换器，芯片大小为4.8×8.4mm²（如图3所示）。为了快速开发，基于Hirokazu Ikeda教授Open IP项目和十年来技术储备，采用了充分研究过的0.35μm CMOS技术。由于APDs探测器电容大（约100pF），其电容噪声对于低能阈值（约20keV）探测X射线光子显得至关重要。因此，设计了模拟电路来抑制电容噪声（例如，提高跨导、扩大输入FETs栅面等）。表II显示了所开发LSI的性能，其获得的一个光谱如图4所示。可以清晰探测到32keV的信号和662条X射线，能量分辨率FWHM（full width at half maximum）分别为28.0%和6.9%。32keV X射线探测表明，HXM新LSI的低噪声放大几乎已达到更低的20keV能量阈值。

图3专为处理APD信号开发的LSI(HXM)，LSI包含32通道模拟放大器和AD转换器，已实现噪声抑制设计

表2 HXM新LSI的规格和性能

图4  ¹³⁷Cs能谱(耦合Ce:GAGG晶体闪烁体的逆向型APD(S8664-55))

文献来源：Makoto Arimoto, Nobuyuki Kawai, Yoichi Yatsu, et al., Wide-Field MAXI: soft X-ray transient monitor. 5th Fermi Symposium : Nagoya, Japan : 20-24 Oct, 2014.