李連升，梅志武，謝軍，姜坤，石永強，曹振，左富昌

1．北京控制工程研究所，北京 100094 2．光電測量與智能感知中關(guān)村開放實驗室，北京 100190 3．中國空間技術(shù)研究院，北京 100094 4．北京跟蹤與通信技術(shù)研究所，北京 100094

脈沖星作為20世紀60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一，引起國際多領(lǐng)域的廣泛關(guān)注。脈沖星屬于高速自轉(zhuǎn)的中子星［1］，自傳周期非常穩(wěn)定，毫秒脈沖星自轉(zhuǎn)周期變化率穩(wěn)定性高達10?19～10?21，是自然界中最精準的天文時鐘，被譽為人類在宇宙中航行的“燈塔”，在脈沖星時間基準、脈沖星導(dǎo)航以及宇宙起源和演化等領(lǐng)域具有重要的研究價值。作為航天器天文導(dǎo)航的一種，X 射線脈沖星導(dǎo)航具有天文導(dǎo)航的共性特點：自主性強、抗干擾能力強、可靠性高、可同步定位定姿、導(dǎo)航誤差不隨時間積累?；诿}沖星光子到達的時間信息，脈沖星導(dǎo)航可用于航天器時間基準自主維持、衛(wèi)星星座自主導(dǎo)航以及深空探測器自主導(dǎo)航等領(lǐng)域。

此外，脈沖星還是宇宙中天然的極端物理實驗室，超強引力場為廣義相對論和引力波的檢驗提供了便利場所。脈沖星的理論和觀測研究對推動天文、天體物理、核物理、粒子物理、廣義相對論和引力波等領(lǐng)域的發(fā)展具有重要意義。然而，脈沖星自身輻射相對較弱，同時空間高能輻射環(huán)境存在來源多、相互作用機理復(fù)雜、分布差異大、具有時變性等特點。因此，如何高效率、高信噪比、高靈敏地開展脈沖星X射線波段的探測變得尤為重要。

脈沖星探測技術(shù)是開展脈沖星科學(xué)研究與脈沖星計時導(dǎo)航工程應(yīng)用的基礎(chǔ)。而天基脈沖星探測的主要設(shè)備是X射線望遠鏡。如何實現(xiàn)脈沖星微弱信號在復(fù)雜空間輻射環(huán)境下的高信噪比探測，提升探測靈敏度和計時導(dǎo)航精度，是該領(lǐng)域長期面臨的主要挑戰(zhàn)。這不僅與高信噪比的X射線探測器件、高信噪比電子學(xué)、高精度熱控等密切相關(guān)，更依賴于具有高光學(xué)增益的X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)。半個多世紀以來，X射線聚焦光學(xué)經(jīng)歷了長足的發(fā)展和進步。1952年德國科學(xué)家Wolter在Compton發(fā)現(xiàn)的X射線全反射現(xiàn)象［2］的基礎(chǔ)上，提出了3種共軸聚焦且由不同二次曲面組合而成的X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)，具備高光學(xué)增益且無慧差等優(yōu)點。自此，Wolter-Ⅰ聚焦光學(xué)逐漸應(yīng)用于早期的空間太陽X射線爆發(fā)探測與脈沖星觀測等領(lǐng)域。隨著X射線光學(xué)、材料科學(xué)、先進制造科學(xué)等學(xué)科的快速發(fā)展，半個多世紀以來，特別是近20年以來，空間X射線望遠鏡的口徑、性能、規(guī)模等都取得了重大進步。

本文在回顧國內(nèi)外X射線脈沖星探測歷程的基礎(chǔ)上，從脈沖星計時導(dǎo)航領(lǐng)域的實際工程應(yīng)用出發(fā)，討論脈沖星目標(biāo)可見性與探測設(shè)備需求。重點聚焦空間X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)，對其基本原理、性能指標(biāo)進行分析，從其發(fā)展歷程的視角回顧了X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)在脈沖星探測領(lǐng)域的應(yīng)用，并將其歸納為3大歷史階段，給出了具體應(yīng)用的典型型號任務(wù)，最后對未來X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)發(fā)展的方向進行總結(jié)與展望。

1 X射線脈沖星探測

1.1 X射線脈沖星

脈沖星是20世紀60年代天文領(lǐng)域的四大發(fā)現(xiàn)之一，開啟了一個新興的天文研究領(lǐng)域，并對現(xiàn)代天體物理學(xué)產(chǎn)生了深遠的影響。1974年，Hewish教授因發(fā)現(xiàn)脈沖星獲得諾貝爾物理學(xué)獎［3］。脈沖星是死亡恒星經(jīng)過超新星爆發(fā)的產(chǎn)物之一，一般被認為是高速自轉(zhuǎn)、周期穩(wěn)定、具有超強磁場、直徑約10 km的超致密的中子星［4］（如圖1所示）。很多中子星是將自身轉(zhuǎn)動的動能轉(zhuǎn)化為輻射能向四周發(fā)射的脈沖信號，通常包括射電、可見光、紅外、極紫外、X射線或伽馬射線等不同波段的信號，地基或天基觀測設(shè)備接收來自脈沖星輻射的脈沖信號，即為脈沖星探測。

圖1 脈沖星自轉(zhuǎn)模型［4］Fig. 1 Pulsar rotation model［4］

脈沖星可從不同的維度進行分類，從輻射譜段可將脈沖星分為射電脈沖星、X射線脈沖星、γ射線脈沖星等。根據(jù)有無伴星可分為脈沖星雙星和孤立的脈沖星；根據(jù)演化歷史和自轉(zhuǎn)周期長短，通?？煞譃槌Ｒ?guī)脈沖星和毫秒脈沖星。根據(jù)供能機制的不同，可將其分為旋轉(zhuǎn)供能脈沖星、吸積供能脈沖星、熱供能脈沖星、磁供能脈沖星和核供能脈沖星等。

脈沖星探測任務(wù)的主要目的包括2方面：一是發(fā)現(xiàn)新的脈沖星，二是對已知脈沖星開展精細探測，構(gòu)建完備自主的脈沖星數(shù)據(jù)庫，供科學(xué)研究和工程應(yīng)用。目前，已發(fā)現(xiàn)的X射線脈沖星輻射流量比較微弱，自轉(zhuǎn)周期約為毫秒量級，表1為美國Microcosm公司選擇的8顆導(dǎo)航脈沖星。

表1 Microcosm公司挑選的8顆導(dǎo)航脈沖星Table 1 Eight navigation pulsars selected by Microcosm

1.2 探測需求

1.2.1 脈沖星可探測性

主要包括脈沖星可探測性、脈沖星品質(zhì)因子和脈沖星空間分布［5］：

1）脈沖星可探測性分析。影響因素主要包括第三體陰影遮擋、X射線干擾源、探測器視場限制等。太陽系內(nèi)的天體遮擋主要包括地球、太陽、月亮、金星等，其中太陽輻射是主要干擾源，一般根據(jù)X射線望遠鏡所在軌道參數(shù)設(shè)定規(guī)避角。此外，X射線望遠鏡的視場也需考慮。

2）脈沖星品質(zhì)因子。對于X射線脈沖星計時導(dǎo)航而言，脈沖星輻射流量密度、信號周期等輻射特征是探測的關(guān)鍵量，信噪比是直接影響脈沖到達時間（Time of Arrival， TOA）的關(guān)鍵因素，根據(jù)信噪比確定脈沖星的品質(zhì)因子。主要考慮：① 脈沖輪廓半峰全寬值、脈沖形狀分布及其對測量時間精度的影響；② 相同輪廓內(nèi)存在的多個峰值，及其信號頻率對導(dǎo)航精度的影響；③不同脈沖星之間存在較大的輻射背景噪聲。

3）脈沖星空間分布［6］。主要參考GPS系統(tǒng)幾何精度因子（Geometric Dilution of Precision， GDOP）的概念，但又與全球定位系統(tǒng)存在差異，不同脈沖星的TOA測量誤差不同，如果采用最小二乘法很難獲得理論上的最優(yōu)解。通常采用加權(quán)最小二乘法根據(jù)誤差量的大小賦予不同的權(quán)重系數(shù)，可獲得高置信度的定位精度。此外，盡量選擇星源位置固定的脈沖星，即WDOP（Weighted Dilution of Precision）值相對不變，構(gòu)建基于WDOP的脈沖星計時導(dǎo)航列表，遴選出最優(yōu)組合。

1.2.2 探測設(shè)備需求

根據(jù)X射線脈沖星導(dǎo)航原理可知，其核心是獲得高精度的TOA觀測量。TOA的測量精度取決于Δt的測量精度，這與測量積分脈沖輪廓的信噪比密切相關(guān)。TOA精度與脈沖輪廓信噪比（Signal-Noise Ratio，SNR）和脈沖寬度W之間關(guān)系為［7］

由式（1）可知，應(yīng)選擇輻射流量大、輻射脈寬較窄的脈沖星。同時，在航天器重量體積功耗允許的范圍內(nèi)應(yīng)盡可能提高X射線望遠鏡的有效探測面積和單次累計觀測時間，提升脈沖星觀測信噪比。

根據(jù)望遠鏡在軌應(yīng)用場景可知，脈沖星觀測面臨3大挑戰(zhàn)：自身輻射微弱、空間輻射環(huán)境復(fù)雜、X射線易散射。因此，如何提升聚焦望遠鏡的信噪比和靈敏度是主攻方向，具體包括：① 選用具有高光學(xué)增益的X射線望遠鏡，顯然Wolter-Ⅰ型聚焦望遠鏡是理想的選擇；② 增大有效探測面積，這主要包括2個方面，一是增大望遠鏡口徑和嵌套層數(shù)，二是鍍制高原子序數(shù)的膜層材料，提高反射效率；③ 延長在軌觀測時間，基于脈沖星輻射能譜服從冪律譜分布的統(tǒng)計特性，甄別空間有效光子。此外應(yīng)具備較高的能量分辨能力，區(qū)分脈沖星輻射光子與空間輻射本底噪聲；④ X射線脈沖星望遠鏡工作在復(fù)雜的空間環(huán)境，存在大量高能輻射背景噪聲，這就要求望遠鏡具備較強的空間本底抑制能力。

2 X射線掠入射聚焦光學(xué)系統(tǒng)

2.1 基本原理

X射線在自然界電磁波譜中的位置如圖2所示，根據(jù)波長不同可將X射線分為軟X射線和硬X射線。實際上，由于物質(zhì)中的原子共振及其引起的短吸收長度等問題曾一度嚴重影響了X射線成像與探測技術(shù)的發(fā)展。這主要是由于X射線波長短、能量高，使得光子能量與物質(zhì)原子內(nèi)電子的束縛相當(dāng)，且光子波長與原子尺度接近所致。因此，X射線輻射在介質(zhì)中的傳播過程異于傳統(tǒng)的可見光和紅外波段。

圖2 電磁波譜示意圖Fig. 2 Schematic diagram of electromagnetic spectrum

1922年，美國物理學(xué)家康普頓首次發(fā)現(xiàn)了X射線的全反射現(xiàn)象。當(dāng)X射線入射角小于臨界角時，X射線在物質(zhì)表面可發(fā)生全反射，被稱為掠入射角［8］，如圖3所示。根據(jù)麥克斯韋方程組推出的矢量波方程可獲得X射線復(fù)折射率近似表達式為n=1－δ+iβ，式中：δ為X射線折射率小量；β為材料的消光系數(shù)?？梢?，X射線的折射率實部小于且非常接近于1。X射線在介質(zhì)表面的折反射現(xiàn)象同樣遵循菲涅爾定律，即

圖3 X射線折反射示意圖［8］Fig. 3 Schematic diagram of X-ray refractive reflection［8］

式中：φ和γ分別表示光線的折射角和入射角；n表示材料的折射率。為獲得X射線發(fā)射全反射角，假定消光系數(shù)β≈0，則n≈1－δ，Shell定律可表示為

X射線發(fā)射全反射時，入射的X射線不穿過介質(zhì)，而是沿著反射材料界面?zhèn)鞑?。根?jù)臨界入射條件并對其進行一階近似可得：

式中：δ與物質(zhì)原子的散射因子相關(guān)，即

式中：re為電子經(jīng)典半徑；λ為X射線波長；N為原子數(shù)密度；f1為原子的復(fù)數(shù)散射因子。由式（4）可知，增大波長、采用原子序數(shù)高的材料均可增大X射線臨界掠入射角。

目前，國內(nèi)外科研人員已設(shè)計并研制出了多種不同類型的掠入射聚焦X射線光學(xué)系統(tǒng)，分類維度較多。比如，按照結(jié)構(gòu)形式劃分，可分為K-B反射鏡（單層、雙層陣列）、Wolter型反射鏡（Wolter-Ⅰ、Wolter-Ⅱ、Wolter-Ⅲ）、微孔反射鏡（龍蝦眼、硅微孔、微電子機械系統(tǒng)（Mico-Electro-Mechanical System，MEMS）微孔等）。根據(jù)加工制造方式可分為直接拋光、熱復(fù)制、電鑄復(fù)制、MEMS加工等。從X射線光學(xué)基體材料劃分，可分為玻璃基、鎳/鎳鈷基、鋁基、硅基等。實際上，由于反射鏡主要服役于空間不同軌道的極端環(huán)境，對材料提出了低膨脹系數(shù)、高熱導(dǎo)率、力學(xué)性能、輕量化、高剛度、高反射率等要求，在制定X射線反射鏡方案時，選擇合適的基體和膜層材料至關(guān)重要。

2.2 性能指標(biāo)

2.2.1 反射率

X射線作為電磁波，同樣可根據(jù)菲涅爾方程計算介質(zhì)對軟X射線的反射率。以下討論n=1，即X射線由真空到理想光滑的介質(zhì)表面時的掠入射反射率，掠入射角表示為γ。由菲涅耳公式和折射定律推到可獲得其反射率公式

式中：

實際上，當(dāng)X射線入射至超光滑光學(xué)表面時，加工殘留導(dǎo)致的粗糙度與X射線波長相當(dāng)時可引起反射率損失，產(chǎn)生偏離反射方向的散射，同時也會造成X射線聚焦成像質(zhì)量下降。

根據(jù)文獻［9］可知，表面散射對X射線成像的影響從重到輕分別是：① 由于散射導(dǎo)致無法聚焦，該情況嚴重降低X射線光通量；② 大角度散射產(chǎn)生紗狀背景光，降低焦平面的對比度或信噪比；③ 小角度散射導(dǎo)致模糊成像，降低角分辨率。因此，X射線光學(xué)反射鏡基底材料以及膜層材料表面粗糙度直接影響反射率和成像質(zhì)量。可見，X射線望遠鏡的表面微觀形貌及粗糙度要求非常高，而在工程實際中，與理想的情況存在較大差異，特別是反射鏡表面的高頻加工誤差，即粗糙度，直接影響X射線反射率。X射線實際反射率可表示為

式中：R為粗糙鏡面的反射率；R0為理想光滑表面的反射率；σ為鏡面粗糙度的均方根。

當(dāng)粗糙度一定時，反射率與掠入射角γ負相關(guān)，而當(dāng)X射線能量一定時，反射率隨掠入射角單調(diào)遞減。通常，給定X射線反射鏡軸向長度與光學(xué)口徑，其集光面積與最大入射角正相關(guān)，而反射率與掠入射角負相關(guān)，因此設(shè)計人員一般將反射率與掠入射角乘積最大時所對應(yīng)點的入射角為最佳掠入射角，如圖4所示。

圖4 反射率隨表面粗糙度和掠入射角的變化Fig. 4 Variation of reflectivity with surface roughness and grazing angle of incidence

由圖4可知，反射鏡表面粗糙度越大，其反射率越低，掠入射角增大也會導(dǎo)致反射率降低。通常，對于掠入射X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)而言，由表面粗糙度引起的波前誤差為2σsinγ，根據(jù)Marshal衍射極限標(biāo)準，為獲得聚焦中心具有80%以上的光強密度，需滿足波前像差<λ/14，即

因此，一般要求X射線反射鏡鏡面粗糙度<1 nm。實際上，為獲得較高的反射鏡效率并具有較寬的探測能段，在工程研制過程中一是要求反射鏡表面具有<0.5 nm的粗糙度，二是要求鍍制多層高原子序數(shù)膜層。

2.2.2 角分辨率

角分辨率是表征X射線望遠鏡具備分辨空間X射線輻射源最小間距的能力，是X射線望遠鏡反射鏡成像能力的重要指標(biāo)。目前，無論是在脈沖星觀測領(lǐng)域，還是在太陽精細成像等其他領(lǐng)域，空間X射線觀測正從“看得見”向“看得清看得準”的方向發(fā)展。角分辨率越高，意味著X射線望遠鏡既能區(qū)分相鄰很近的目標(biāo)天體，也意味著能看清輻射天體的局部精細信息。實際上，與可見光望遠鏡不同，X射線望遠鏡的角分辨率采用50%的焦斑能量包絡(luò)函數(shù)作為判據(jù)，將其與望遠鏡的焦距相比作為計算公式

式中：AR（Angular Resolution）表示角分辨率；HPD（Half Power Diameter）表示50%能量對應(yīng)的焦斑直徑（如圖5所示）；F表示X射線望遠鏡的焦距，因HPD與角分辨率強相關(guān)，所以很多文獻中也用HPD表示X射線望遠鏡的角分辨率。軟X射線掠入射望遠鏡成像質(zhì)量的影響因素包括幾何像差、孔徑衍射、表面散射和剩余誤差（裝調(diào)誤差、環(huán)境因素和加工誤差等）。實際上，反射鏡面的斜率決定了光束的反射方向，經(jīng)過長距離傳輸，子午方向微小的斜率誤差都將在橫向空間尺度上被放大，使聚焦束斑畸變和展寬，降低X射線反射鏡的空間角分辨率。

圖5 X射線望遠鏡角分辨率示意圖Fig. 5 Schematic diagram of angular resolution of an X-ray telescope

2.2.3 探測面積

以經(jīng)典的Wolter-Ⅰ型X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)為例進行說明，如圖6所示。與其他波段光學(xué)系統(tǒng)的探測面積不同，X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)的探測面積是指每層反射鏡在焦距方向上的投影之和，主要包括幾何面積和有效面積。

圖6 Wolter-Ⅰ型X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)Fig. 6 Wolter-Ⅰ X-ray focusing optical system

由圖6可知，焦點處的入射角度γ是第一主鏡掠入射角的4倍，而X射線光子在次鏡處的入射角與主鏡處的入射角相等。Wolter-Ⅰ光學(xué)系統(tǒng)拋物面鏡與雙曲面鏡之間連接處所對應(yīng)的反射鏡半徑與焦距和掠入射之間的關(guān)系可表示為

實際上，Wolter-Ⅰ光學(xué)系統(tǒng)的幾何面積是其反射鏡在垂直光軸方向上的投影面積，即

式中：L為主鏡的長度（光軸方向）；r為主次鏡連接處反射鏡的半徑。

幾何面積為每層聚焦光學(xué)系統(tǒng)在光軸方向上投影面積之和，如圖7所示。有效面積是指光學(xué)系統(tǒng)幾何面積與不同能點處的反射率的乘積，國際標(biāo)準表征為～cm2@1.5 keV或～cm2@5.9 keV。

圖7 掠入射聚焦光學(xué)系統(tǒng)幾何面積Fig. 7 Geometric area of grazing incidence focusing optical system

3 直接加工舊時代

3.1 K?B聚焦反射鏡

1948年，Kirkpatrick和Baez首次提出了X射線掠入射聚焦光學(xué)系統(tǒng)K-B反射鏡［10］，由拋物面反射鏡和雙曲面反射鏡組成且垂直結(jié)構(gòu)，如圖8所示。1970年，美國Aerobee 170火箭完成了國際首臺KB反射鏡發(fā)射，X射線反射鏡的基材為微晶玻璃，采用傳統(tǒng)拋光技術(shù)完成加工，鍍厚度為150 nm鉻膜，探測能段0.2～1 keV，成功觀測到了超新星遺跡。20世紀70～90年代之間，K-B反射鏡在制備技術(shù)和觀測非太陽X射線領(lǐng)域取得了長足進步。

圖8 K?B聚焦反射鏡［10］Fig. 8 K?B focusing optics［10］

2009年，美國宇航局聯(lián)合歐空局和日本提出了當(dāng)時下一代大型X射線望遠鏡項目［11］，采用K?B反射鏡作為主要光學(xué)系統(tǒng)，但在面積相同的情況下，KB反射鏡焦距是傳統(tǒng)Wolter-Ⅰ反射鏡的2倍，這在很大程度上限制了K?B反射的應(yīng)用。此外，將球面鏡替換為柱面鏡可有效消除K?B反射鏡的球差，但其嚴重的慧差和視場傾斜依然制約了其在天文領(lǐng)域的應(yīng)用。近年來，為增大有效探測面積，位于捷克首都的Rigaku Innvoative Technologies Europe （RITE）科研人員設(shè)計并研制了一種基于多層陣列（Multi Foil Optics， MFO）的硅基材料K?B反射鏡［12］，焦距600 mm，口徑40 mm×40 mm，如圖9所示。

圖9 多層陣列K?B聚焦反射鏡［12］Fig. 9 Multilayer array K?B focusing mirror［12］

3.2 Wolter聚焦反射鏡

1952年，德國物理學(xué)家Wolter基于將2種二次旋轉(zhuǎn)曲面反射鏡組合原理提出了3種典型的X射線掠入射聚焦光學(xué)系統(tǒng)［2］（Wolter-Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ）。該類聚焦光學(xué)系統(tǒng)的特點是其主次鏡同軸共焦，實現(xiàn)了軸上無像差，具有較高的空間角分辨率。目前，基于傳統(tǒng)拋光技術(shù)的微晶玻璃基體的Wolter-Ⅰ型反射鏡已在軌應(yīng)用的型號主要包括美國Einstein高能天文物理觀測臺、ROSAT倫琴X射線天文衛(wèi)星和錢德拉 X 射線空間天文臺。

1978年，Einstein高能天文物理觀測臺［13］（High Energy Astrophysical Observatories， HEAO）成功發(fā)射，搭載了人類首臺X射線成像望遠鏡。主要指標(biāo)：焦距3.45 m；4層嵌套Wolter-Ⅰ，最大口徑Φ=58 cm，角秒級角分辨率，成功觀測到的大量天體以及取得的科學(xué)成果顛覆了人類對 X 射線天文學(xué)的看法。

1990年，德、英、美3國聯(lián)合研制的倫琴衛(wèi)星［14］（ROSAT）在美國發(fā)射升空，衛(wèi)星上搭載了一臺大型軟X射線成像望遠鏡，工作波段為0.1～2.4 keV。該望遠鏡采用了4層嵌套的Wolter-Ⅰ型結(jié)構(gòu)，口徑Φ=83 cm，焦距240 cm，有效面積1140 cm2@1.5 keV，視場38′×38′，角度分辨率5″。掠入射反射鏡鏡體材料為Zero?dur玻璃，表面鍍金膜，如圖10所示。

圖10 ROSAT衛(wèi)星搭載的X射線聚焦望遠鏡［14］Fig. 10 X-ray focusing telescope onboard the ROSAT satellite［14］

1999年12月，Chandra X 射線空間天文臺［15］成功發(fā)射，是迄今為止人類建造的最為先進、最為復(fù)雜的太空望遠鏡之一，被稱為“X射線領(lǐng)域的哈勃”。其主要載荷為1臺4層嵌套的 Wolter-Ⅰ型X射線成像望遠鏡（如圖11所示），焦距10 m，視場30′，有效面積400 cm2@1.5 keV，角分辨率0.5″，工作波段0.2～10 keV。反射鏡采用拋光工藝對厚度約為2～3 cm 微晶玻璃進行直接加工，反射鏡內(nèi)表面鍍銥（Ir）膜，最大口徑Φ=123 cm。

圖11 Chandra X射線聚焦望遠鏡［15］Fig. 11 X-ray focusing telescope onboard Chandra［15］

4 復(fù)制時代

4.1 玻璃復(fù)制聚焦反射鏡

薄玻璃由于密度小以及熱膨脹系數(shù)低等優(yōu)點被認為是有潛力的X射線反射鏡基底材料［16］。薄玻璃片熱彎復(fù)制是X射線反射鏡的主要制備方法。具體工藝過程包括：平面玻璃置于芯軸模具、薄玻璃升溫、玻璃軟化、溫度保持、在重力作用下玻璃彎曲變形、復(fù)制芯軸面形，玻璃薄片的尺寸大于芯軸的面積，經(jīng)過脫膜后再根據(jù)最終使用需求進行薄片尺寸的剪裁，獲得滿足設(shè)計要求的X射線反射鏡鏡片。通常，為了提高反射率往往采用真空蒸發(fā)工藝鍍制金屬銥或金膜層。

目前，研究玻璃復(fù)制的科研機構(gòu)主要集中在美國NASA、歐洲馬普所、日本部分大學(xué)以及中國的同濟大學(xué)、中國科學(xué)院西安光學(xué)精密機械研究所、北京控制工程研究所等單位。迄今為止，基于該技術(shù)路線研制的X射線聚焦反射鏡在軌應(yīng)用的僅有一臺望遠鏡，即美國NASA發(fā)射的NuSTAR衛(wèi)星（如圖12所示）［17］，探測能段為8～80 keV。NuSTAR搭載了2套X射線聚焦鏡，單套聚焦鏡采用133層薄玻璃套嵌的Wolter-Ⅰ型圓錐近似結(jié)構(gòu)，焦距為1003 cm，厚度為20 cm，長度為40 cm。但由于采用了Wolter-Ⅰ圓錐近似結(jié)構(gòu)，致使其角分辨率僅為58″。

圖12 NuSTAR X射線聚焦望遠鏡［17］Fig. 12 X-ray focusing telescope onboard NuSTAR［17］

4.2 鋁箔復(fù)制聚焦反射鏡

為獲得大面積、輕量化的X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)，國內(nèi)外科研人員基于鋁箔復(fù)制技術(shù)實現(xiàn)薄壁、輕量化、多層嵌套、大面積的X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)。通常采用環(huán)氧樹脂復(fù)制技術(shù)對密度較小的材料（如鋁箔）進行制備，一般只能實現(xiàn)圓錐面面形的X射線反射鏡研制。該技術(shù)雖在一定程度上可實現(xiàn)>100層的嵌套獲得大面積，但其角分辨僅為幾個角分，成像性能相對其他同類光學(xué)系統(tǒng)較弱。因此，該類望遠鏡主要應(yīng)用于X射線偏振測量、光譜學(xué)、以及X射線計時等領(lǐng)域。

目前，基于鋁箔復(fù)制技術(shù)的X射線望遠鏡主要包括美日聯(lián)合研制的Suzaku、ASTRO-H、以及美國2017年搭載國際空間站的NICER等。

Suzaku［18］衛(wèi)星搭載了2種X射線望遠鏡XRT-I和XRT-S，二均為Wolter-Ⅰ型的圓錐近似結(jié)構(gòu)，采用鋁箔復(fù)制技術(shù)實現(xiàn)反射鏡成形，如圖13所示。只是XRT-I的嵌套層數(shù)為175層，XRT-S的嵌套層數(shù)為168層，整體結(jié)構(gòu)均由4個模塊構(gòu)成，焦距分別為4.75 m和4.50 m，視場角均為20′@1 keV，有效面積均為450 cm2@1.5 keV。

圖13 Suzaku X射線聚焦望遠鏡［18］Fig. 13 X-ray focusing telescope onboard the Suzaku［18］

2016年，日本牽頭聯(lián)合多國參與研制的旗艦型X射線望遠鏡ASTRO-H成功發(fā)射（短期工作后出現(xiàn)故障解體），但依然取得大量高質(zhì)量觀測數(shù)據(jù)和科研成果。其裝備的兩臺基于鋁箔復(fù)制技 術(shù) 制 造 的 硬X射 線 望 遠 鏡［19］（Hard X-ray Telescope， HXT）如圖14所示，采用Wolter-Ⅰ型的圓錐近似結(jié)構(gòu)，口徑450 mm，焦距12m，嵌套層數(shù)210層，工作波段為5～80 keV，視場9.17′×9，17′，角 分 辨 率HPD優(yōu) 于1.7′@30 keV，有效面積達到800 cm2@6 keV，鋁箔厚度150～300 μm。

圖14 ASTRO-H X射線聚焦望遠鏡［19］Fig. 14 X-ray focusing telescope onboard the ASTRO-H［19］

2017年，美國宇航局研發(fā)的中子星內(nèi)部組成探測器［20］（Neutron star Interior Composition Ex?plorer， NICER）是搭載國際空間站的有效載荷，首次在軌驗證了脈沖星計時導(dǎo)航的可行性。搭載有X射線時變探測器（X-ray Timing Instru?ment，XTI）并包含56個X射線聚焦望遠鏡（Xray Concentrator Optics，XRC）。XCR的焦距為1.085 m，口徑為105 mm。采用24層嵌套的拋物面，通過單次反射進行X射線的聚焦，如圖15所示?；阡X箔復(fù)制技術(shù)制造的拋物面粗糙度達到0.5 nm，單層入射角收集范圍為0.4°～1.4°，單鏡筒有效面積約為32 cm2@1.5 keV，91% 的X射線聚焦在2 mm的焦斑范圍內(nèi)。

圖15 NICER X射線聚焦望遠鏡［20］Fig. 15 X-ray focusing telescope onboard NICER［20］

4.3 電鑄鎳復(fù)制聚焦反射鏡

由于玻璃與鋁箔復(fù)制工藝自身的局限性，導(dǎo)致其角分辨率僅能實現(xiàn)1′左右的水平，這在一定程度上影響了空間X射線觀測科學(xué)產(chǎn)出。為此，美國NASA馬歇爾太空飛行中心、意大利 Media Lario Technologies（MLT）公司等機構(gòu)迅速開展了基于電鑄鎳復(fù)制技術(shù)路線的X射線反射鏡關(guān)鍵技術(shù)研究，期望獲得大面積的同時也能進一步提高角分辨率。具體工藝過程［21］主要涉及芯軸模具超精密車削、超精密拋光及檢測、光學(xué)鍍膜、電鑄純鎳復(fù)制、反射鏡與芯軸分離等關(guān)鍵環(huán)節(jié)，具體流程如圖16所示。目前，電鑄鎳X射線望遠鏡依然是當(dāng)前的主流空間X射線望遠鏡。

圖16 反射鏡加工工藝流程［21］Fig. 16 Fabrication process of mirrors［21］

在1993—1999年間，意大利MLT技術(shù)公司聯(lián)合相關(guān)單位研制了世界上首臺電鑄鎳X射線望遠鏡，并應(yīng)用于衛(wèi)星BeppoSax［22］。隨后，又為伽馬射線風(fēng)暴探測器Swift（Swift Gamma-Ray Burst Explorer）配備了電鑄鎳Wolter-Ⅰ型X射線望遠鏡的光學(xué)系統(tǒng)［23］，如圖17所示。

圖17 SWIFT衛(wèi)星的X射線望遠鏡［23］Fig. 17 X-ray telescope onboard SWIFT satellite［23］

1999年，電鑄鎳X射線望遠鏡技術(shù)發(fā)展至巔峰期，歐空局的旗艦型牛頓X射線望遠鏡［24］（Xray Multiple Mirror-Newton， XMM-Newton）成功發(fā)射，其兼顧了角分辨率和有效探測面積2大核心指標(biāo)。該望遠鏡由3套58層嵌套的Wolter-Ⅰ型X射線光學(xué)系統(tǒng)組成，視場30′，焦距 7.5m，探測能段為0.1～12 keV，有效面積1430 cm2@1.5 keV，角分辨率優(yōu)于15"，如圖18所示。

圖18 XMM-Newton X射線望遠鏡［24］Fig. 18 X-ray telescope onboard XMM-Newton satellite［24］

2019年6月，俄德合作衛(wèi)星倫琴伽馬光學(xué)頻譜儀SRG（Spektrum-Roentgen Gamma）發(fā)射升空），其主載荷eROSITA望遠鏡由意大利MLT公司研制［25］，該望遠鏡由7套54層Wolter-Ⅰ型X射線光學(xué)系統(tǒng)組成，焦距1.6 m，工作能段0.2～10 keV，有效面積約380 cm2@1.5 keV，角分辨率優(yōu)于18"，如圖19所示。

圖19 eROSITA X射線望遠鏡［25］Fig. 19 eROSITA X-ray telescopes［25］

2016年11月，中國發(fā)射的首顆脈沖星導(dǎo)航試驗衛(wèi)星，搭載了由北京控制工程研究所研制的電鑄鎳X射線聚焦望遠鏡［26］。探測面積為30 cm2@ 1.5 keV，視 場 為2ω=15′，最 大 口 徑Φ=100 mm，角分辨率65″。近年來，該單位又攻克核心關(guān)鍵技術(shù)并研制了大口徑成像型X射線聚焦反射鏡，如圖20所示。此外，開展電鑄鎳X射線反射鏡研制的單位還包括同濟大學(xué)、哈爾濱工業(yè)大學(xué)、大連理工大學(xué)等。

圖20 電鑄鎳X射線聚焦X射線望遠鏡［26］Fig. 20 Focusing X-ray telescope based on electro?formed nickel technology［26］

2023年，中國還將發(fā)射國家天文臺牽頭研制的愛因斯坦探針（Einstein Probe， EP）衛(wèi)星，其主載 荷 后 隨X射 線 望 遠 鏡［27］（Follow-up X-ray Telescope，F(xiàn)XT）同樣采用了意大利MLT公司研制的電鑄鎳反射鏡，由54 層Wolter-Ⅰ反射鏡嵌套組成，焦距1.6 m，軸上角分辨優(yōu)于30″，工作波段0.3～10 keV，有效探測面積為300 cm2@1.5 keV（單鏡筒），如圖21所示。

圖21 愛因斯坦探針衛(wèi)星后隨X射線望遠鏡［27］Fig. 21 Follow-up X-ray telescope onboard the EP［27］

為進一步提升角分辨率、降低重量，電鑄鎳鈷成為復(fù)制技術(shù)方案的發(fā)展方向，美國NASA、意大利MLT公司以及中國北京控制工程研究所均在開展關(guān)鍵技術(shù)攻關(guān)和樣機研制。國外已有電鑄鎳鈷X射線望遠鏡應(yīng)用于X射線偏振測量、太陽觀測等型號任務(wù)［28］，中國已研制了如圖22所示的薄壁高性能電鑄鎳鈷X射線反射鏡，后續(xù)將用于北斗四期等型號任務(wù)。

圖22 電鑄鎳鈷芯軸及X射線反射鏡［28］Fig. 22 Electroformed nickel cobalt mandrels and X ray mirror［28］

5 直接加工新時代

隨著對大面積、高分辨率、低成本的迫切需求，X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)的加工技術(shù)也取得了快速發(fā)展，特別是隨著超精密拋光、確定性去除、微納加工等先進加工技術(shù)取得了一系列突破性成果，新一代X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)也應(yīng)運而生。從反射鏡結(jié)構(gòu)形式劃分，可將其分為整體式直接加工和分片式直接加工。以下主要針對近五年來新一代X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)的發(fā)展進行總結(jié)。

5.1 薄玻璃Wolter-Ⅰ聚焦反射鏡

美國NASA馬歇爾空間飛行中心（MSFC）和意大利MLT公司［29］發(fā)展了X射線薄玻璃反射鏡的整體式超精密加工方法，如圖23所示。該法與Chandra反射鏡的加工方式類似，面臨的主要挑戰(zhàn)：一是如何將傳統(tǒng)的Chandra反射鏡的研磨與拋光技術(shù)應(yīng)用于大口徑薄玻璃反射鏡的一體化加工；二是選擇與石英玻璃熱膨脹系數(shù)接近的支撐結(jié)構(gòu)材料（通常采用SiC），并開展熱匹配性設(shè)計。整體加工的最大優(yōu)點在于多層嵌套反射鏡加工和裝調(diào)的零件數(shù)量較少，旋轉(zhuǎn)對稱結(jié)構(gòu)對膜層應(yīng)力及裝調(diào)引固定起的面形變化相對不敏感。

圖23 石英直接拋光方法［29］Fig. 23 Quartz direct polishing approach［29］

目前，美國NASA已完成寬視場X射線望遠鏡（Wide Field X-ray Telescope， WFXT）的詳細設(shè)計與反射鏡加工，具體指標(biāo)：反射鏡厚度為1～2 mm，視場1°×1°，全視場角分辨率5～10″（反射鏡面形為改進的多項式面形結(jié)構(gòu)），78層嵌套，最大口徑為1100 mm，如圖24所示［29］。實際上，為實現(xiàn)5″的角分辨率，除在反射鏡面形結(jié)構(gòu)上改進之外，還采用了確定性直接拋光技術(shù)。該技術(shù)主要分為2步，首先是采用研磨技術(shù)加工至圓錐面形，然后通過計算機數(shù)控拋光技術(shù)實現(xiàn)自由曲面面形的超精密加工，目前該技術(shù)路線的成熟度還有待進一步提高。

圖24 加工過程中的大口徑薄玻璃X射線反射鏡［29］Fig. 24 Large-diameter thin glass X-ray reflectors dur?ing manufacturing［29］

5.2 仿生龍蝦眼聚焦反射鏡

仿生龍蝦眼聚焦反射鏡是基于仿生學(xué)思想提出的一種X射線聚焦反射鏡。1979年Angel［30］模仿龍蝦眼方形結(jié)構(gòu)特性，提出了一種新型龍蝦眼X射線天文望遠鏡，如圖25所示。仿生龍蝦眼聚焦反射鏡是由多行多列編排在球面上的微孔組成，所有微孔均在同一球面上，入射的X射線通過超光滑的微孔內(nèi)壁反射，分別經(jīng)過互垂直排列反射鏡的兩次反射后聚焦于后端的探測器焦面上，該類反射鏡最大的特點是成“十字”像。實際上，這種不存在特定光軸的特點可實現(xiàn)更大范圍的拼接，獲得寬視場探測，特別適合用于空間X射線全天候監(jiān)測。

圖25 Angel龍蝦眼成像原理［30］Fig. 25 Angle-type Lobster-eye imaging principle［30］

仿生龍蝦眼聚焦反射鏡的制備通常采用玻璃纖維制備微通道板的方法，主要包括玻璃粉料制備、熔制成形、拉管制棒、管棒配合、拉制單絲、排復(fù)絲棒、拉制復(fù)絲、 排列坯板、熱熔壓、切片、拋光、熱彎、通道刻蝕等工藝。

目前，基于仿生龍蝦眼機理的X射線反射鏡的典型型號任務(wù)包括：國際空間站載荷的Lobster-ISS［31］，2012年美國發(fā)射的星系X射線漫 散 射 型 號［32-33］（Diffuse X-ray emission from the Local galaxy，DXL），搭載了一款龍蝦眼X射線望遠鏡（如圖26所示），其主要指標(biāo)：視場9.2°×9.2°，角分辨率1080″，有效面積2.7 cm2，焦距37.5cm。采用該技術(shù)方案的型號任務(wù)還包括中法合作衛(wèi)星SVOM［34］，其采用了英國萊斯特大學(xué)設(shè)計、法國Photonics公司研制的龍蝦眼X射線望遠鏡，以及中國正在研制的愛因斯坦探針衛(wèi)星，其主要載荷之一是寬視場X射線望遠鏡，其光學(xué)系統(tǒng)是由北方夜視技術(shù)股份有限公司研制。

圖26 搭載DXL的龍蝦眼X射線望遠鏡［32-33］Fig. 26 Lobster-eye X ray telescope onboard DXL［32-33］

5.3 MEMS聚焦反射鏡

針對未來宇航任務(wù)對X射線光學(xué)系統(tǒng)低成本、輕量化的迫切需求，國內(nèi)外科學(xué)家嘗試利用微電子機械系統(tǒng)MEMS技術(shù)［35］研制輕量化的X射線聚焦反射鏡。該領(lǐng)域代表性工作主要包括：日本東京都立大學(xué)基于Wolter-Ⅰ聚焦原理，采用MEMS技術(shù)完成了輕量化X射線望遠系統(tǒng)的試制。該技術(shù)利用離子深刻蝕［36］（DRIE）在4 in（1 in=2.54 cm） Si片上刻蝕出20 μm線寬的微孔（微孔側(cè)壁為反射面），采用長時間退火及化學(xué)機械拋光（CMP）對反射面進行拋光，并通過對2部分掩膜進行球面成形、鍍膜和對準裝調(diào)獲得整個8層嵌套的光學(xué)系統(tǒng)，經(jīng)過150 h的退火平滑過程，能夠?qū)崿F(xiàn)2.6′的空間角分辨率，如圖27所示。

圖27 基于MEMS技術(shù)實現(xiàn)的X射線望遠鏡［36］Fig. 27 X ray telescope based on MEMS technology［36］

此外，ESA的水星探測計劃BepiColombo［37］搭載了X射線成像光分光計（The Mercury Imaging X-ray Spectrometer， MIXS）載荷，其成像望遠鏡（MIXS-T）是基于MEMS技術(shù)實現(xiàn)的近似Wolter-Ⅰ型結(jié)構(gòu)（如圖28所示），前后反射鏡曲率半徑分別為1.33 m和4 m，視場為1.1°，焦距為1 m，由于采用圓錐面形近似二次曲面，角分辨率僅為9′。

圖28 BepiColombo搭載水星X射線成像光分光計［37］Fig. 28 MIXS onboard BepiColombo［37］

5.4 硅微孔聚焦反射鏡

目前，歐空局正在研制的下一代旗艦型X射線望遠鏡ATHENA［38］（Advanced Telescope for High-ENergy Astrophysics）采用了硅微孔聚焦反射鏡技術(shù)路線，預(yù)計2030年發(fā)射，其中SPO（Silicon Pore Optics）光學(xué)反射鏡由荷蘭Cosine公司承制［39］。硅微孔聚焦反射鏡得益于硅半導(dǎo)體工業(yè)的大規(guī)模發(fā)展，可充分體現(xiàn)出低成本、高性能以及批量化生產(chǎn)的優(yōu)勢。

主要生產(chǎn)過程包括單晶硅錠切割晶圓、多次研磨（提高厚度均勻性）、邊緣倒圓角、蝕刻、雙面拋光（RMS0.1 nm）、切割、彎曲成型等。具體來說，SPO將商用硅片切割成需要的矩形鏡片，沿著光軸方向在鏡片上加工出一系列厚度很薄的凹槽，槽的底面實現(xiàn)X射線的反射，槽的側(cè)壁實現(xiàn)多層鏡片的支撐連接，多層鏡片相互堆疊進而形成X射線傳過的微孔陣列。單鏡將彎曲成需要的面形以實現(xiàn)X射線聚焦，研制過程如圖29所示。該技術(shù)路線研制的X射線聚焦反射鏡由于受硅材料硬度、脆性等物理性質(zhì)影響，難以實現(xiàn)小口徑、短焦距的小型化反射鏡的研制，根據(jù)作者與其技術(shù)首席專家溝通確認，目前可實現(xiàn)最短焦距為6.5 m。此外，SPO聚焦反射鏡可實現(xiàn)5″的空間角分辨率，明顯優(yōu)于除傳統(tǒng)微晶玻璃超精密拋光反射鏡之外的其他光學(xué)系統(tǒng)；可實現(xiàn)模塊設(shè)計、研制與裝配。但受加工體制限制，仍未突破Chandra望遠鏡0.5″角分辨率的水平。

圖29 SPO 研制過程［39］Fig. 29 Development process of SPO［39］

5.5 單晶硅聚焦反射鏡

美國NASA Goddard Space Flight Center （GSFC）提出了Silicon Meta-shell Optics技術(shù)方案［40］，該技術(shù)路線將先進的確定性拋光技術(shù)與單晶硅材料完美融合，可實現(xiàn)近乎無內(nèi)應(yīng)力的超薄反射鏡制造。同時，單晶硅材料還具有諸如低熱脹系數(shù)、高彈性模量、高熱導(dǎo)率、低密度等優(yōu)勢。目前，美國NASA正在開展下一代旗艦型X射線天文望遠鏡Lynx的關(guān)鍵技術(shù)攻關(guān)與研制工作。望遠鏡的主要性能指標(biāo)：探測能量范圍0.2～10 keV，空間角分辨率0.5″，光學(xué)視場20′×20′，有效探測面積2 m2@ 1 keV。為了實現(xiàn)大視場、高離軸角分辨率以及較短的系統(tǒng)尺寸，Lynx針對傳統(tǒng)的Wolter-Ⅰ型反射鏡面形進行改進，采用Wolter-Schwarzschild設(shè)計，由滿足阿貝正弦條件的2片非球面組成。

單晶硅鏡片的加工過程與半導(dǎo)體硅片相似，具 體 過 程 如 圖30所 示［40］，其 將150 mm×150 mm×75 mm的單晶硅塊進圓錐成形，經(jīng)過輕量化、刻蝕、拋光后剪裁成100 mm×100 mm×0.5 mm，最終通過離子束對面形進行精修達到實際要求。單晶硅薄片通過鍍制低應(yīng)力的膜層實現(xiàn)X射線高反射率。

圖30 單晶硅薄片制備過程［40］Fig. 30 Development process of silicon meta-shell optics［40］

Lynx望遠鏡基于模塊化思想，將37492片單晶硅反射鏡片組裝成611個鏡組，每個鏡組模塊獨立進行裝配和測試。然后將611個鏡組模塊進一步集成為12個分離反射鏡單元，最后實現(xiàn)整個嵌套反射鏡的裝配，具體過程如圖31所示［40］。

圖31 單晶硅嵌套反射鏡裝配過程［40］Fig. 31 Assembly process of nested silicon meta-shell optics［40］

6 總結(jié)與展望

脈沖星探測在航天器自主導(dǎo)航、天基時間基準構(gòu)建以及空間科學(xué)等領(lǐng)域具有重要價值。目前，美國SEXTANT項目、中國脈沖星導(dǎo)航試驗衛(wèi)星（XPNAV-01）和“慧眼”天文衛(wèi)星開展了近地空間脈沖星導(dǎo)航試驗，并提出了基于在線計時的信號處理與定位快速解算方法，對脈沖導(dǎo)航工程應(yīng)用做出了有益嘗試[41]。日本也將發(fā)射瞳衛(wèi)星備份星（X-Ray Imaging and Spectroscopy Mis?sion，XRISM）繼續(xù)開展脈沖星觀測及其科學(xué)研究。中國也將發(fā)射愛因斯坦探針衛(wèi)星開展寬譜段X射線科學(xué)觀測與研究，同時配置了后隨聚焦X射線望遠鏡和大視場龍蝦眼望遠鏡。國際上還有許多開展X射線脈沖星探測的重大型號任務(wù)，特別是隨著科學(xué)研究的逐步深入和工程應(yīng)用的順利實施，X射線脈沖星探測領(lǐng)域的研究水平必將邁上新臺階。

如何實現(xiàn)高精度的計時觀測是開展空間科學(xué)研究與脈沖星導(dǎo)航、計時的重要基礎(chǔ)。然而，脈沖星輻射信號相對微弱，無論是射電觀測還是空間X射線觀測，均需要大口徑望遠鏡開展長時間持續(xù)觀測，以獲得高質(zhì)量的觀測數(shù)據(jù)。特別是對于空間X射線波段觀測而言，研制高效率、輕量化的X射線望遠鏡至關(guān)重要，而望遠鏡的核心在于X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)。為此，本文對空間X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)的發(fā)展趨勢總結(jié)如下：

1）鑒于脈沖星自身輻射的微弱性，X射線波段的單光子探測與成像觀測仍以聚焦體制的X射線光學(xué)系統(tǒng)發(fā)展為主?？紤]不同的應(yīng)用場景和特殊需求，空間X射線聚焦光學(xué)的主要發(fā)展方向是高效率、大面重比、輕質(zhì)化。未來空間應(yīng)用主要以Wolter-Ⅰ型、龍蝦眼型以及微孔型X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)等3類光學(xué)系統(tǒng)發(fā)展為主。

2）從X射線聚焦光學(xué)的研制角度來看，其制造方法已從最初的直接加工發(fā)展到目前相對成熟的復(fù)制工藝以及新時代的直接加工工藝路線。主要發(fā)展方向：一是基于新工藝和常用材料，比如對微晶玻璃采用高精度自動化的拋光技術(shù)和工藝，可同時實現(xiàn)X射線反射鏡的輕量化和高角分辨率；二是基于新工藝，比如基于深度刻蝕法和MEMS加工工藝，研制輕小型化的X射線聚焦光學(xué)系統(tǒng)；三是基于新材料，比如單晶硅，研制輕質(zhì)化的大面積X射線聚焦反射鏡，同時通過對反射鏡面形改進與加工質(zhì)量控制提升性能。

3）從X射線聚焦光學(xué)的應(yīng)用場景分析，用于脈沖星科學(xué)觀測的X射線望遠鏡以大面積（>1000cm2）、高效率（雙次反射效率>50%@1.5 keV）、高角分辨率（優(yōu)于10″）為主，重量和體積功耗是其次關(guān)注的指標(biāo)。用于深空探測領(lǐng)域航天器的導(dǎo)航終端，發(fā)展趨勢為小型化、輕質(zhì)化，其中探測面積滿足要求即可（通常>40 cm2），質(zhì)量<10 kg，具備角分級的空間角分辨率。