DE3935609C1 - - Google Patents

Description

Die Erfindung betrifft ein Verfahren zur Lagebestimmung eines Raumflugkörpers mittels Sternakquisition und Sternidentifikation, gemäß dem Oberbegriff des Patentanspruchs.

Die Ausrichtung eines Raumflugkörpers, insbesondere eines Satelliten, bezüglich eines raumfesten Koordinatensystems sollte zur einwandfreien Durchführung seiner Mission stets genau bekannt sein. Dies ist ersicht­ lich beispielsweise dann der Fall, wenn am Satelliten angebrachte Anten­ nensysteme, Teleskope oder auch Sternsensoren genau auf bestimmte Ziel­ gebiete auszurichten sind. Häufig sind auch Manöver durchzuführen, die mit einer Änderung der Ausrichtung bzw. Orientierung des Satelliten in dem raumfesten Koordinatensystem verbunden sind. Derartige Schwenkbewe­ gungen können mit Hilfe von am Raumflugkörper angebrachten Düsensyste­ men, durch Änderung der Drehzahl mitgeführter Schwungräder oder durch Zusammenwirken von im Satelliten erzeugten magnetischen Momenten mit äußeren Magnetfeldern durchgeführt werden. Die dabei auftretenden Schwenkwinkel um die drei Achsen des satellitenfesten Koordinatensystems können dann beispielsweise mit Hilfe hochpräziser Kreisel gemessen wer­ den. So kann, ausgehend von einer genau bekannten Ausgangslage bzw. -orientierung, die nach Beendigung der Schwenkbewegung erreichte gewünschte neue Lage bestimmt werden. Allerdings ist diese Lagebestim­ mung stets mit gewissen Fehlern verbunden, welche insbesondere von der Genauigkeit der verwendeten Meßgeräte abhängen.

Um derartige Lagefehler, d.h. Differenzen zwischen der erwünschten und der tatsächlich erreichten neuen Lage, festzustellen, können Sternsenso­ ren herangezogen werden. Diese sind fest am Raumflugkörper angebracht und verfügen meist über eine Optik, mit deren Hilfe ein relativ geringer flächenhafter Ausschnitt des Sternhimmels auf eine flächenhafte Photo­ sensoranordnung, beispielsweise ein zweidimensionales CCD-Array, abge­ bildet wird. Durch die vorzugsweise rechteckige oder quadratische Photo­ sensoranordnung in der Bildebene der Optik ist das Gesichtsfeld des Sternsensors bestimmt. Dieses liegt beispielsweise in der Größenordnung von 5° × 5°. Bei genauer Ausrichtung des Raumflugkörpers ist es somit bekannt, welcher Ausschnitt der Himmelskugel im Gesichtsfeld des Stern­ sensors erscheint, d.h. welche Sterne auf der Photosensoranordnung zur Abbildung gelangen. Es kann daher vorausgesagt werden, welche der hell­ sten Sterne in dem jeweiligen Gesichtsfeld bei exakter Ausrichtung des Raumflugkörpers an welchen Sollpositionen im Gesichtsfeld bzw. auf der Photosensoranordnung zu erwarten sind. Dem Gesichtsfeld bzw. der Ober­ fläche der Photosensoranordnung kann ein zweidimensionales, d.h. im all­ gemeinen rechtwinkeliges Koordinatensystem zugeordnet werden, dessen Ur­ sprung vorzugsweise im Zentrum des Gesichtsfeldes liegt. Durch Vermes­ sung der Positionen bekannter Sterne im jeweiligen Gesichtsfeld des Sternsensors und Vergleich mit den vorauszuberechnenden Sollpositionen dieser Sterne kann festgestellt werden, welchen Lagefehler in Bezug auf die erwünschte neue Lage der Raumflugkörper nach Beendigung der Schwenk­ bewegung tatsächlich aufweist.

Es ist üblich, aus der Vielzahl der bekannten Fixsterne eine gewisse An­ zahl auszuwählen und zu einem Sternkatalog zusammenzustellen, wobei dies abhängig von der jeweiligen Mission nach speziellen Kriterien erfolgen kann. Diese Katalogsterne müssen hinsichtlich ihres Strahlungsspektrums zumindest teilweise im Empfindlichkeitsbereich der Photosensoranordnung liegen, sie müssen eine gewisse Mindesthelligkeit aufweisen und diese auch möglichst konstant beibehalten, sie dürfen ihre Position an der Himmelskugel nicht verändern und müssen so weit entfernt sein, daß sie punktförmig abgebildet werden. Für einen derartigen Sternkatalog kann ein raumfestes Koordinatensystem ausgewählt werden, welches im Sonnensy­ stem zentriert ist, d.h. beispielsweise im Sonnen- oder im Erdmittel­ punkt. Der Sternkatalog enthält dann die jeweiligen Koordinaten bezüg­ lich des raumfesten Koordinatensystems sowie die jeweilige Helligkeit des Sterns (Magnitude). Praktischerweise werden nach Möglichkeit nur die hellsten Sterne ausgewählt, wobei dies jedoch noch davon abhängen kann, welche Ausschnitte der Himmelskugel je nach der speziellen Mission im Gesichtsfeld des Sternsensors zu erwarten sind. Diese Ausschnitte können hinsichtlich der Sterndichte sehr unterschiedlich sein.

Ein Verfahren der eingangs genannten Art, bei welchem von einem Sternsensor und einem Sternkatalog Gebrauch gemacht wird, und bei dem ferner aus dem Sternkatalog mindestens drei Katalogsterne ausgewählt werden, von denen einer als Leitstern definiert wird, ist aus der US-PS 46 80 718 bekannt. Dort wird vorausgesetzt, daß die Orientierung des Satelliten zunächst gar nicht oder nur sehr ungenau bekannt ist. Es kann also nicht vorausgesagt werden, welche Sterne im Gesichtfeld des Sternsensors zu erwarten sind. Im Sternkatalog ist eine Anzahl von Referenzsternen gespeichert, sowie zu jedem dieser Referenzsterne gewisse Größen unterschiedlicher Sternen-Dreierkombinationen, zu denen der Referenzstern jeweils gehört. Bei diesen Größen handelt es sich um die Helligkeitssumme dieser drei Sterne sowie die Fläche des durch sie jeweils definierten Dreiecks. Dieselben Größen werden für jeweils unterschiedliche Dreierkombinationen der im Gesichtsfeld des Sternsensors beobachteten Sterne gebildet und anschließend mit den im Sternkatalog abgespeicherten verglichen. Dies ist ein sehr aufwendiges Verfahren, welches viel Speicherraum und Rechenarbeit erfordert, bedingt durch die Tatsache, daß die Orientierung des Satelliten zunächst beliebig sein kann und daher sowohl der gesamte Informationsinhalt des Sternsensors als auch der des abgespeicherten Sternkatalogs heranzuziehen ist.

Aus der DE-OS 14 48 564 ist ein Verfahren zur Sternbilderkennung in Raumfahrzeugen bekannt, welches ebenfalls von der Voraussetzung ausgeht, daß die anfängliche Orientierung des Satelliten nahezu unbekannt ist. Daher werden Sternsensoren mit sehr großen Gesichtsfeldern, beispielsweise mit Durchmessern von ca. 44°, verwendet. Es werden annähernd zweihundert Sterne und ebenso viele Sternbilder gespeichert. Im Gesichtsfeld des Sternsensors sollen stets mindestens fünf Sterne sichtbar sein, unabhängig davon, wie der Satellit orientiert ist. Nach Ausrichtung des Satelliten auf einen etwa in der Mitte des Sternsensor-Gesichtsfeldes sichtbaren Stern, den sogenannten Zentralstern, werden die Abstände zwischen diesem und den übrigen sichtbaren Sternen bestimmt und Sternkonstellationen mit denselben Abständen im Sternkatalog aufgesucht. Nötigenfalls werden noch die Winkelabstände und die Helligkeiten der beobachteten Sterne zusätzlich verwendet. Auch hier muß aufgrund der anfänglich gar nicht oder nur sehr ungenau bekannten Orientierung des Satelliten ein erheblicher Aufwand bei der Auswertung der Sternsensorinformationen getrieben werden. Auch dieses Verfahren ist daher für den Fall, daß die Orientierung des Satelliten vor der Lagebestimmung bereits ziemlich genau bekannt ist, wenig geeignet.

Bei Verwendung sehr präziser Kreisel zur Messung der Schwenkbewegung wird zum Zwecke der Vermessung der im Gesichtsfeld des Sternsensors auf­ tauchenden Katalogsterne, der eine Sternakquisition und Sternidentifika­ tion vorausgehen, folgendermaßen vorgegangen: Zunächst wird für jede Schwenkbewegung aus einer nahezu genau bekannten Ausgangslage heraus festgestellt, welche Katalogsterne nach Beendigung der Schwenkbewegung an welchen Sollpositionen im Gesichtsfeld des Sternsensors erscheinen müssen. Zweckmäßig werden zwei dieser Katalogsterne ausgewählt, und um deren Sollposition herum wird jeweils ein Fenster gesetzt, welches in seinen Dimensionen dem doppelten jeweils maximal zu erwartenden Lagefeh­ ler entspricht. Dieses Fenster wird im allgemeinen rechteckig, vorzugs­ weise quadratisch, sein. Bei hochpräzisen Kreiseln und einem dementspre­ chend geringen maximal zu erwartenden Lagefehler ist dieses Fenster so klein, daß außer dem ausgewählten Katalogstern kein anderer Stern ver­ gleichbarer Helligkeit in ihm vorhanden sein wird. Ein auftretender La­ gefehler hat zur Folge, daß der Katalogstern in dem Fenster gegenüber dem seiner Sollposition entsprechenden Fenstermittelpunkt verschoben ist. Aus dieser Differenz zwischen gemessener Ist- und vorausgesetzter Sollposition des Katalogsternes kann umgekehrt auf den Lagefehler des Raumflugkörpers in zwei Dimensionen geschlossen werden. Die Vermessung kann dabei so geschehen, daß nur die Ausgangssignale der innerhalb des gewählten Fensters liegenden Photosensoren der Photosensoranordnung zur Auswertung herangezogen werden. Durch Vergleich der Ausgangssignale die­ ser Einzelsensoren nach bestimmten Verfahren kann die Position des je­ weils hellsten Sternes innerhalb des Fensters leicht bestimmt werden.

Voraussetzung dieser einfach erscheinenden Verfahrensweise ist es nun, daß hochgenaue und damit sehr teure Meßinstrumente, insbesondere Krei­ sel, verwendet werden müssen. Im Falle der Verwendung weniger genauer Meßinstrumente ist nämlich ein größerer Lagefehler zu erwarten, und das um die Sollposition des ausgewählten Katalogsternes herum gesetzte Fen­ ster muß in seinen Dimensionen ebenfalls entsprechend vergrößert werden, damit dieser Katalogstern mit Sicherheit innerhalb des Fensters liegt. Von einer gewissen Fenstergröße ab ist es jedoch unvermeidbar, daß neben dem ausgewählten Katalogstern auch andere Sterne vergleichbarer Hellig­ keit im Fenster auftreten. Dann kann der ausgewählte Katalogstern nicht mehr ohne weiteres identifiziert werden.

Der Erfindung liegt daher die Aufgabe zugrunde, ein Verfahren der ein­ gangs genannten Art bereitzustellen, welches einerseits Verwendung hochpräzi­ ser und damit teurer Meßinstrumente zur Bestimmung der während der Schwenkbewegung durchlaufenen Schwenkwinkel und andererseits mit möglichst geringem Speicher- und Rechenaufwand auskommt.

Diese Aufgabe wird gemäß der Erfindung durch die im kennzeichnenden Teil des Patentanspruchs enthaltenen Merkmale gelöst.

Im folgenden wird die Erfindung in einer Ausführungsform anhand der Ab­ bildungen näher erläutert.

Die Figur zeigt in schematischer Darstellung das Gesichtsfeld 1 eines Sternsensors mit einem zugehörigen Koordinatensystem x/y. Dieses ist in der vorliegenden Ausführungsform quadratisch, kann aber auch beispiels­ weise rechteckig sein. Das Gesichtsfeld 1 ist durch die Abmessungen ei­ ner in der Bildebene (Brennebene) der Optik des Bildsensors gelegenen Photosensoranordnung gegeben. Bei dieser handelt es sich vorzugsweise um ein flächenhaftes CCD-Array, welches aus einer zeilen- und spaltenförmi­ gen Anordnung einzelner, dicht aneinandergereihter Photosensoren be­ steht. In x- und y-Richtung sind beispielsweise jeweils 288×385 einzelne Photosensoren aneinandergereiht, welche jeweils eine Fläche von 0,022×0,022 mm² benötigen. Insgesamt hat das CCD-Array dann Abmessun­ gen von 8,3×8,5 mm². Dies entspricht bei einer Brennweite von 82,6 mm der Optik jeweils einem Winkelbereich für das Gesichtsfeld von 5,9° × 4,4°.

Der nach Beendigung der Schwenkbewegung zu erwartende, von der Qualität der entsprechenden Meßinstrumente sowie der Dauer und Winkelgeschwindig­ keit dieser Schwenkbewegung abhängige maximale Lagefehler Δx sowie Δy ist gewöhnlich in x- und y-Richtung derselbe. Es können somit von den Rändern des Gesichtsfeldes 1 her Randbereiche bestimmt werden, wel­ che in ihrer Breite diesen maximal zu erwartenden Lagefehlern Δx und Δy entsprechen. Daraus ergibt sich ein in seiner Fläche gegenüber dem Gesichtsfeld 1 vermindertes, reduziertes Gesichtsfeld 2.

Nun werden drei bei exakter Ausrichtung des Raumflugkörpers in der ge­ wünschten neuen Lage in bekannten Sollpositionen 3, 4 und 5 innerhalb des reduzierten Gesichtsfeldes 2 zu erwartende Katalogsterne ausgewählt. Einer davon, beispielsweise der in der Sollposition 3 liegende, wird als Leitstern definiert. Die Auswahl dieser drei Katalogsterne kann bereits vor Beginn der Mission des Raumflugkörpers erfolgen, wenn geplant wird, wann und zu welchem Zweck der Raumflugkörper eine bestimmte Orientierung einnehmen soll. Beispielsweise kann beabsichtigt sein, einen ein Teles­ kop tragenden Satelliten so auszurichten, daß dieses auf eine bestimmt Region des Sternhimmels gerichtet ist. Dann kann auch vorausbestimmt werden, welcher Ausschnitt des Sternhimmels im Gesichtsfeld des Stern­ sensors erscheinen wird. Die Auswahl der drei Katalogsterne in dem gemäß den o.g. Kriterien reduzierten Gesichtsfeld kann dann so erfolgen, daß diese Sterne wegen ihrer Helligkeit sich gut aus ihrer Umgebung hervor­ heben und außerdem eine eindeutig unterscheidbare geometrische Konfigu­ ration bilden. Für jede beabsichtigte Neuorientierung des Raumflugkör­ pers kann eine derartige Konfiguration von ausgewählten Katalogsternen in einen vom Raumflugkörper mitgeführten Speicher eingegeben werden. Die Anzahl von drei ausgewählten Katalogsternen ist die für die Durchführung des erfindungsgemäßen Verfahrens erforderliche Mindestanzahl, es können jedoch auch vier oder mehr Katalogsterne innerhalb des reduzierten Ge­ sichtsfeldes ausgewählt werden. Hierdurch kann das an sich bereits sehr geringe Risiko einer Fehlbestimmung noch weiter vermindert werden.

Nach Erreichen der neuen Lage des Raumflugkörpers werden durch Auswerten der Ausgangssignale der Photosensoranordnung innerhalb eines in seinen Dimensionen jeweils dem doppelten maximal zu erwartenden Lagefehler ent­ sprechenden, ersten Fensters 6 die Positionen 7, 8 und 9 der beispiels­ weise drei jeweils hellsten Sterne bestimmt. Das Fenster 6 ist um die Sollposition 3 des Leitsternes herum zentriert und zweckmäßig mit seinen Rändern parallel zu den beiden Koordinatenrichtungen (Dimensionen) x und y ausgerichtet. Für den Fall, daß die Lagefehler in beiden Koordinaten­ richtungen gleich groß sind, ist das erste Fenster 8 quadratisch auszu­ legen, und zwar mit einer Seitenlänge 2Δx, welche doppelt so groß ist wie der maximal zu erwartende Lagefehler Δx. Hierdurch wird erreicht, daß der Leitstern trotz des Lagefehlers mit Sicherheit in dem gewählten ersten Fenster 6 auftritt. Die Bestimmung der hellsten Sterne innerhalb des ersten Fensters 6 soll so erfolgen, daß der Leitstern mit Sicherheit darunter ist. Dieser ist von Anfang an so ausgewählt worden, daß er in der in Frage kommenden Region der hellste ist oder zumindest zu den hellsten gehört. Im allgemeinen wird es daher ausreichen, in dem ersten Fenster 6 die Positionen 7, 8 und 9 der drei hellsten Sterne zu bestim­ men.

Die Bestimmung der hellsten Sterne im Fenster 6 kann auch so erfolgen, daß zunächst in drei aufeinanderfolgenden Suchphasen der jeweils hellste Stern aufgesucht wird, wobei der in der abgelaufenen Suchphase bestimmte Stern in der nachfolgenden nicht mehr berücksichtigt wird. Es werden al­ so in der Reihenfolge abnehmender Helligkeit zunächst die drei absolut hellsten Sterne im Fenster 6 bestimmt, wobei es sich um die bereits er­ wähnten Positionen 7, 8 und 9 handeln kann. Anschließend kann so weiter vorgegangen werden, daß das erste Fenster 6 in vier kleinere quadrati­ sche Fenster 6a-6d eingeteilt wird, welche jeweils einem Viertel des er­ sten Fensters 6 entsprechen. Nun wird in jedem dieser kleineren Fenster 6a-6d der jeweils hellste Stern bestimmt, wobei dasjenige der kleineren Fenster 6a-6d nicht berücksichtigt wird, in welchem der bereits zuvor bestimmte hellste Stern liegt. Hierbei möge es sich um das Fenster 6c handeln, in welchem sich die zuvor bestimmte Position 7 befindet, die dem insgesamt hellsten Stern im ersten Fenster 6 entsprechen möge. Die so in den übrigen drei kleineren Fenstern 6a, 6b sowie 6d ermittelten Sterne sind an den Positionen 10, 11 und 12 abgebildet.

Die Bestimmungen dieser weiteren drei Positionen 10 bis 12 erübrigt sich, wenn der Leitstern, wie aus der weiteren Verfahrensweise folgt, sich bereits unter den den ersten drei bestimmten Positionen 7 bis 9 entsprechenden Sternen befindet.

Es wird nun die Positionsabweichung eines ersten der so innerhalb des ersten Fensters 6 bestimmten Sterne bezüglich der Sollposition 3 des Leitsternes ermittelt, und zwar unter der vorläufigen Annahme, daß es sich bei diesem ersten Stern um den Leitstern handelt. Die Sollposition 3 des Leitsternes ist von vornherein bekannt, die Koordinaten der Posi­ tionen der ermittelten hellsten Sterne werden sofort nach ihrer Bestim­ mung zweckmäßig in einen an Bord des Raumflugkörpers befindlichen Spei­ cher eingegeben, worauf sie von einem ebenfalls mitgeführten Rechner zur weiteren Auswertung abgerufen werden können. Hierbei werden beispiels­ weise zunächst aus den Koordinaten des bestimmten hellsten Sternes (Po­ sition 7) sowie der Sollposition 3 des Leitsternes die Differenz zwi­ schen beiden Positionen (Positionsabweichung) in beiden Dimensionen x und y errechnet.

Alsdann werden für die übrigen beiden ausgewählten Katalogsterne aus der so ermittelten Positionsabweichung durch entsprehende Verschiebung aus der jeweiligen Sollposition 4 sowie 5 heraus korrigierte Sollpositionen 13 und 14 bestimmt. Danach werden durch Auswerten der Ausgangssignale der Photosensoranordnung innerhalb eines um die jeweilige korrigierte Sollposition 13 und 14 herum zentrierten, zweidimensionalen zweiten Fen­ sters 15 und 16 die Position des jeweils hellsten Sternes ermittelt. Da­ bei werden die Dimensionen der beiden zweiten Fenster 15 und 16 gerade so klein gewählt, daß darin unter Berücksichtigung der im Gesichtsfeld 1 des Sternsensors vorhandenen Sterndichte höchstens jeweils ein den Kata­ logsternen an Helligkeit vergleichbarer Stern vorhanden sein kann. Die in den beiden zweiten Fenstern 15 und 16 ermittelten hellsten Sterne mö­ gen sich an den Positionen 17 und 18 befinden.

Danach werden die Abstände der Positionen 17 und 18 der beiden in den zweiten Fenstern 15 und 16 so ermittelten hellsten Sterne zueinander und zur Position 7 des ersten Sternes bestimmt und mit den jeweiligen Ab­ ständen zwischen den bekannten Sollpositionen 4, 5 und 3 verglichen. Auch dies geschieht vorzugsweise in dem an Bord des Raumflugkörpers mit­ geführten Rechner durch Abrufen der im Speicher vorhandenen Koordinaten der genannten Sollpositionen.

Im Falle der Übereinstimmung zwischen den miteinander verglichenen Ab­ ständen ist die Schlußfolgerung erlaubt, daß der erste innerhalb des er­ sten Fensters 6 bestimmte Stern tatsächlich der gesuchte Leitstern ist, da er dann mit den in den zweiten Fenstern 15 und 16 bestimmten Sternen genau die geometrische Konstellation bildet, welche den ausgewählten drei Katalogsternen (Sollpositionen 3, 4 und 5) entspricht. Im vorlie­ genden Beispiel ist diese Voraussetzung nicht erfüllt, da die bestimmten Positionen 17, 18 und 7 nicht der geometrischen Konfiguration der Soll­ positionen 4, 5 und 3 der drei ausgewählten Katalogsterne entspricht.

In diesem Falle der Nichtübereinstimmung zwischen den miteinander ver­ glichenen Abständen wird unter den innerhalb des ersten Fensters 6 be­ stimmten Sternen (Positionen 7 bis 9 bzw. zusätzlich 10 bis 12) ein an­ derer, nicht der Position 7 entsprechender Stern ausgewählt, von dem nunmehr angenommen wird, daß es sich dabei um den Leitstern handelt. Zweckmäßig wird hierbei in der Reihenfolge abnehmender Helligkeit vorge­ gangen. Bei dem zweithellsten Stern innerhalb des ersten Fensters 6 möge es sich um denjenigen handeln, der an der Position 8 abgebildet wird.

Von dieser Position 8 ausgehend, wird nun wiederum deren Positionsabwei­ chung von der Sollposition 3 des Leitsternes ermittelt, und anschließend werden den Sollpositionen 4 und 5 der beiden übrigen Katalogsterne ent­ sprechend dieser Positionsabweichung neue korrigierte Sollpositionen 19 und 20 zugeordnet. Um diese werden wiederum zweite Fenster 21 und 22 ge­ setzt, in denen der jeweils hellste Stern bestimmt wird. Wenn es sich bei dem der Position 8 entsprechenden Stern tatsächlich um den Leitstern handelt, so werden die in den zweiten Fenstern 21 und 22 bestimmten hellsten Sterne annähernd in den Fenstermittelpunkten, d.h. bei den Po­ sitionen 19 und 20, liegen. Bei dem anschließenden Vergleich der Abstän­ de der Positionen 19 und 20 voneinander sowie zur Position 8 wird Über­ einstimmung mit den entsprechenden Abständen zu den Sollpositionen 4, 5 und 3 festgestellt. In diesem Falle sind mit den Positionen 19, 20 und 8 die gesuchten drei Katalogsterne gefunden. Der Lagefehler des Raumflug­ körpers kann dann aus der Differenz der in den beiden zweiten Fenstern 21 und 22 ermittelten Positionen 19 und 20 der beiden hellsten Sterne zu den jeweiligen Sollpositionen 4 und 5 der übrigen beiden Katalogsterne ermittelt werden, bei denen es sich nicht um den Leitstern handelt. Ebenso kann dieser Lagefehler natürlich auch aus der Positionsabweichung zwischen der realen Positon 8 sowie der Sollposition 3 des Leitsternes ermittelt werden.

Falls sich ergibt, daß es sich auch bei dem zweiten innerhalb des ersten Fensters 6 bestimmten Sternes (Position 8) noch nicht um den Leitstern handelt, so muß das geschilderte Verfahren auf der Basis eines jeweils anderen dieser innerhalb des ersten Fensters 6 bestimmten Sterne durch­ geführt werden.

Das erfindungsgemäße Verfahren erlaubt es, die Sternakquisition und Sternidentifikation mit Hilfe des Sternsensors zum Zwecke der Bestimmung von nach Schwenkbewegungen eingetretenen Lagefehlern des Raumflugkörpers mit großer Schnelligkeit und Zuverlässigkeit durchzuführen. Dabei werden jeweils nur relativ kleine Bereiche des gesamten Gesichtsfeldes des Sternsensors zur rechnerischen Auswertung der Ausgangssignale der Photo­ sensoranordnung herangezogen. Es ist nicht erforderlich, die Bildinfor­ mation des gesamten Gesichtsfeldes danach zu analysieren, wo sich eine Sternkonstellation findet, welche derjenigen der drei ausgewählten Kata­ logsterne entspricht. Das Verfahren ermöglicht es weiterhin, mit Meßin­ strumenten, insbesondere Kreiseln, zur Bestimmung der aus der Schwenkbe­ wegung folgenden Schwenkwinkel auszukommen, an deren Genauigkeit keine allzu hohen Anforderungen mehr gestellt zu werden brauchen. Es können Lagefehler zugelassen werden, die in der Größenordnung bis zu 1° um jede Achse liegen können. Trotzdem läßt sich der Lagefehler mit hoher Genau­ igkeit bestimmen, so daß anschließend eine entsprechende Lagekorrektur durchgeführt werden kann. Für jede Neuorientierung des Raumflugkörpers genügen bereits drei Katalogsterne.

Claims (1)

1. Verfahren zur Lagebestimmung eines Raumflugkörpers mittels Sternakquisition und Sternidentifikation, unter Verwendung eines vom Raumflugkörper mitgeführten Sternsensors, der über eine Optik sowie eine in deren Bildebene gelegene, zweidimensionale, sein Gesichtsfeld definierende Photosensoranordnung verfügt, sowie eines die Positionen einer Anzahl von Sternen in Bezug auf ein im Sonnensystem zentriertes Koordinatensystem enthaltenden Sternkatalogs, aus dem mindestens drei Katalogsterne ausgewählt werden, von denen einer als Leitstern definiert wird, dadurch gekennzeichnet, daß ein nach Schwenken des Raumflugkörpers aus einer bekannten Ausgangslage in eine gewünschte neue Lage eventuell auftretender Lagefehler dadurch bestimmt wird, daß

   • a) ein reduziertes Gesichtsfeld (2) definiert wird, welches gegenüber dem Gesichtsfeld (1) des Sternsensors um Randbereiche vermindert ist, die in ihrer Breite dem nach dem jeweiligen Schwenkvorgang maximal zu erwartenden Lagefehler (Δx, Δy) entsprechen,
   • b) die drei Katalogsterne jeweils unter denen ausgewählt werden, die bei exakter Ausrichtung des Raumflugkörpers in der gewünschten neuen Lage innerhalb des reduzierten Gesichtsfeldes (2) in bekannten Sollpositionen (3, 4, 5) zu erwarten sind,
   • c) nach Erreichen der neuen Lage durch Auswerten der Ausgangssignale der Photosensoranordnung innerhalb eines in seinen Dimensionen jeweils dem doppelten maximal zu erwartenden Lagefehler (2Δx, 2Δy) entsprechenden, um die Sollposition (3) des Leitsternes herum zentrierten, zweidimensionalen ersten Fensters (6) die Positionen (7, 8, 9, 10, 11, 12) der jeweils hellsten Sterne bestimmt werden,
   • d) die Positionsabweichung eines ersten (7) der so innerhalb des ersten Fensters bestimmten Sterne bezüglich der Sollposition (3) des Leitsternes ermittelt wird,
   • e) für die übrigen beiden ausgewählten Katalogsterne aus der so ermittelten Positionsabweichung durch entsprechende Verschiebung aus der jeweiligen Sollposition (4, 5) heraus korrigierte Sollpositionen (13, 14) bestimmt werden,
   • f) durch Auswerten der Ausgangssignale der Photosensoranordnung innerhalb eines um die jeweilige korrigierte Sollposition (13, 14) herum zentrierten, zweidimensionalen zweiten Fensters (15, 16) die Position (17, 18) des jeweils hellsten Sternes ermittelt wird, wobei die Dimensionen der beiden zweiten Fenster (15, 16) gerade so klein gewählt sind, daß darin unter Berücksichtigung der im Gesichtsfeld des Sternsensors vorhandenen Sterndichte höchstens jeweils ein den Katalogsternen an Helligkeit vergleichbarer Stern vorhanden sein kann,
   • g) die Abstände der Positionen (17, 18) der beiden so ermittelten hellsten Sterne zueinander und zur Position (7) des ersten Sternes bestimmt und mit den jeweiligen Abständen zwischen den bekannten Sollpositionen (4, 5, 3) verglichen werden,
   • h) im Falle der Übereinstimmung zwischen den miteinander verglichenen Abständen der Lagefehler des Raumflugkörpers aus der Differenz der in den beiden zweiten Fenstern (15, 16) ermittelten Positionen (17, 18) der beiden hellsten Sterne zu den jeweiligen Sollpositionen (4, 5) der übrigen beiden Katalogsterne ermittelt wird,
   • i) und im Falle der Nichtübereinstimmung zwischen den miteinander verglichenen Abständen die Schritte d) bis h) auf der Basis eines jeweils anderen (8, 9 usw.) der innerhalb des ersten Fensters (6) bestimmten Sterne durchgeführt werden.