ПОВЫШЕНИЕ ВЕРОЯТНОСТИ РАСПОЗНАВАНИЯ ЗВЕЗД ПУТЕМ КОМПЛЕКСИРОВАНИЯ ЗВЕЗДНОГО ДАТЧИКА И МЭМС-ГИРОСКОПА

УДК 629.78

Ключкин А. К.
Инженер 11 научно – испытательной лаборатории 1 научно – испытательного отдела
войсковой части 25522, Ключи -1, Россия

ПОВЫШЕНИЕ ВЕРОЯТНОСТИ РАСПОЗНАВАНИЯ ЗВЕЗД ПУТЕМ КОМПЛЕКСИРОВАНИЯ ЗВЕЗДНОГО ДАТЧИКА И МЭМС-ГИРОСКОПА

Аннотация

Предложен метод повышения вероятности распознавания фрагмента звездного неба при больших угловых скоростях космического аппарата. Метод состоит из двух частей: первая — определение угловой скорости средствами встроенных в звездный датчик микромеханических датчиков угловой скорости, выбор оптимального времени накопления сигналов и специально сформированного для текущей скорости звездного каталога. Вторая — слежение не только за визируемыми на фотоприемной матрице звездами, но и за теми звездами, которые уже вышли за пределы поля зрения.

Ключевые слова
Звездный датчик, распознавание звезд, слежение, звездный каталог, алгоритм
Annotation

A method is proposed for increasing the probability of identification of a star-sky fragment with large angular rates of the spacecraft. The method includes two options:
determination of the angular rate by means of micromechanical sensors of angular rate embedded in the star tracker, selection of the optimal time of signal acquisition and the star catalogue specially formed for the current speed; tracking the stars not only sighted at the photo-receiving matrix but also those gone beyond the field of vision.

Keywords
Star tracker, star identification, tracking, star catalogue, algorithm.

В современных звездных датчиках (ЗД) алгоритмы распознавания основаны на сравнении угловых расстояний между звездами, визируемыми на фотоприемной матрице (ФПМ), с угловыми расстояниями между звездами, указанными в приборном каталоге. Для уверенного распознавания звезд необходимым условием является достаточно малая погрешность определения углового расстояния между ними. Если эта погрешность больше некоторого значения (обычно ~ 1… 2 пиксель ФПМ), то алгоритмы распознавания могут не найти соответствующие пары, а затем и группы визируемых звезд из приборного каталога или провести неверное соответствие. Кроме того, при передаче в алгоритм распознавания не только координат звезд, но и светящихся «звездоподобных» объектов, высока вероятность совпадения углового расстояния звезда-помеха с парой звезд из приборного каталога. Алгоритмы распознавания могут отличаться друг от друга, однако всегда предполагают наличие минимального числа одновременно визируемых звезд (обычно 4-6).
При повышенных угловых скоростях вращения космического аппарата (КА) возникает «смаз» изображения звезд на ФПМ ЗД. «Смаз» сильно усложняет поиск изображения звезды, особенно при наличии дефектных элементов ФПМ и эффектов воздействия падающих протонов. Кроме того, ухудшается точность вычисления энергетического центра изображения. Эти распределения получены математическим моделированием с исходными данными в виде функции рассеивания точки (ФРТ) номинального объектива ЗД для времени накопления сигналов 200 мс. Похожие изображения в условиях космического пространства представляют собой эффекты в виде треков от падающих на ФПМ протонов [1]. Таким образом, определить и отселектировать смазанное изображение звезды крайне трудно.
Наиболее простой способ борьбы со «смазом» изображения за-ключается в понижении времени накопления сигналов на ФПМ, что приводит к уменьшению чувствительности ЗД, а, следовательно, снижает вероятность наличия необходимого для распознавания числа звезд в поле зрения. Тем не менее, форма изображения звезды на ФПМ сохраняется в силу того, что «смаз» пропорционален времени накопления сигналов. Обнаружить неяркие звезды и распознать их при малом времени накопления невозможно, поскольку для этого при больших угловых скоростях движения понадобятся более яркие звезды.
Проведем выборку звезд, указанных в приборном каталоге, так, чтобы новый, назовем его скоростной, каталог состоял из звезд, звездная величина которых меньше предельной звездной величины, характерной для заданного времени накопления. Подобная оценка может быть получена расчетно-экспериментальным путем с использованием высокоточного имитатора звезды или в результате натурных испытаний.
Такой подход избавит от повышенных погрешностей определения угловых межзвездных расстояний, что улучшит вероятность распознавания. Однако остается проблема отсутствия в поле зрения достаточного числа звезд для распознавания. Для решения этой проблемы предложен следующий метод: осуществлять слежение за световыми источниками, регистрируемыми на ФПМ, как в обычном ЗД, и использовать значение вектора угловой скорости для отслеживания тех звезд, которые уже вышли из поля зрения. Значение угловой скорости вычисляется по показаниям датчиков угловой скорости (ДУС).
На момент времени визирования первого кадра в поле зрения на-ходится всего две потенциальные звезды, на момент времени визирования последнего кадра — только одна звезда 5, при этом координаты звезд 1-4 рассчитываются интегрированием угловой скорости с ДУС. Учитывая, что погрешности ДУС имеют временной характер, погрешности определения координат звезд 1 и 2 будут выше, чем звезд 3, 4 и тем более 5.
Теоретически угловую скорость можно получить от ДУС КА, однако этот подход не оптимален ввиду сложности организации обмена данными между системой управления КА и автономным ЗД (который работает как оконечное устройство).
Указанную задачу предложено решить путем встраивания в кон-струкцию звездного датчика МЭМС ДУС, являющегося компактным и малопотребляющим прибором, поэтому существенного «утяжеления» конструкции ЗД не ожидается. Как будет показано далее, для применения рассмотренного метода не требуется очень точного определения угловой скорости (что может обеспечиваться только прецизионными ДУС).
Вопросы поиска, селекции и слежения за световыми источниками, регистрируемыми на ФПМ, известны, поэтому их рассматривать не будем. Подробнее остановимся на слежении за источниками по показаниям МЭМС ДУС. Для расчета кватерниона, характеризующего изменение ориентации, путем интегрирования показаний ДУС (угловой скорости) применим метод интегрирования кинематических уравнений Пуассона для кватернионов, связывающих параметры ориентации и угловую скорость вращения объекта (в рассматриваемом случае ПСК).
Таким образом, для успешного распознавания группы звезд при больших угловых скоростях необходимо: измерить угловую скорость; выбрать время накопления сигналов на ФПМ в соответствии с угловой скоростью, полученной от МЭМС ДУС, и необходимый скоростной каталог; измерить координаты ярких звезд в ПСК; продолжать слежение за звездой при выходе ее за поле зрения путем интегрирования угловой скорости с ДУС; набрать достаточное число звезд для успешного распознавания.
Для подтверждения эффективности предлагаемого метода распознавания было проведено математическое моделирование с помощью специально разработанной программы на языке высокого уровня. В ка-честве алгоритма распознавания группы звезд был использован один из вариантов алгоритма прибора 348К, разработанный ОАО «НПП «Геофизика-Космос». Базовый каталог звезд включает в себя 1422 звезды, т.е. можно сформировать 29 856 пар звезд.
Математическая модель распознавания проводит обработку каждой траектории (всего таких траекторий 1 529 830, равномерно распределенных по небесной сфере) и осуществляет распознавание по соответствующему скоростному каталогу (в зависимости от угловой скорости). Результат моделирования — оценка вероятности распознавания по результатам обработки всех траекторий как отношение числа распознанных фрагментов к общему числу фрагментов. Кроме того, выполнялась оценка максимального времени ожидания необходимого числа звезд для распознавания.
Отмечу, что число пар звезд во всех скоростных каталогах при-близительно соответствует числу пар в штатном каталоге. Следовательно, при проведении распознавания группы звезд по скоростному каталогу временные затраты будут одинаковы.
Вывод. В предлагаемом методе используется информация об угловой скорости вращения ПСК, что позволяет проводить распознавание даже при отсутствии необходимого числа звезд в мгновенном поле зрения. Значение угловой скорости берется по показаниям встроенных в звездный датчик МЭМС ДУС. Причем значение угловой скорости может быть достаточно грубым, что характерно как раз для МЭМС ДУС. Привязка вектора угловой скорости к инерциальной системе координат не требуется. Отметим также, что предложенный метод обладает существенными преимуществами ЗД со встроенными МЭМС-гироскопами, по сравнению с современными звездными приборами.

Список использованной литературы

1. Аванесов Г.А., Акимов В.В., Воронков С.В. Результаты испытаний ПЗС-матриц российского и зарубежного производства на источниках заряженных частиц // Всеросс. науч. — техн. конф. «Современные проблемы ориентации и навигации космических аппаратов». Сб. трудов. Таруса. 2008 С.97-114.

© Ключкин А. К., 2021

PHP Code Snippets Powered By : XYZScripts.com