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Die vorliegende Erfindung betrifft
ein Verfahren zum Reduzieren von Ortsfehlern, die mit der Bewegung
eines Sternbildes über
einen Array von Detektorpixeln eines Sternverfolgers hinweg einhergehen,
wobei der Array in einem vertikalen/horizontalen Koordinatensystem
orientiert ist, wobei parallele und orthogonale Bewegungen eines
Sternbildes relativ zu einer der Koordinaten Rauschen in dem Ausgang des
Sternverfolgers erzeugen.
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Die vorliegende Erfindung betrifft
auch ein Sternverfolgersystem, das einen Sternverfolger aufweist,
der ein Ausgangssignal erzeugt, das eine Sternbewegung relativ zum
Sternverfolger angibt.
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Ein solches Verfahren und eine solches
System sind aus der
FR
2 779 830 A1 bekannt.
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Die vorliegende Erfindung betrifft
allgemein die Bestimmung und Steuerung einer Lage eines Raumflugkörpers, und
insbesondere ein Verfahren und System zum Positionieren von Sternverfolgern, um
Lagesteuersignale mit geringem Fehler zu erzeugen.
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Raumflugkörper, wie z.B. Satelliten,
werden für
verschiedene Zwecke inkl. wissenschaftlicher Forschung und Kommunikation
verwendet. Bei vielen Anwendungen muss der Raumflugkörper in
besonderen Lagen oder Orientierungen im Raum positioniert sein.
Eine Lage eines Raumflugkörpers
umfasst Roll (Rollwert), Pitch (Nickwert), und Yaw (Gierwert), wie
in dem von James R. Wertz herausgegebenen Artikel "Spacecraft Attitude
Determination and Control",
D. Reidel Publishing Company, Boston, USA 1986, Seiten 1–21, beschrieben.
Eine präzise Lagebestimmung
des Raumflugkörpers
unter Verwendung von Gyros (Kreiseln) und Sternverfolgern wurde
in "Stellar Inerial
Attitude Determination for LEO Spacecraft", Proc. of the 35th Conference on Decision
and Control, Kobe, Japan, Dezember 1996, Seiten 3236–3244, von
Wu und Hein beschrieben. Bei diesem System wird eine Echtzeitkenntnis
der Raumflugkörperlage
durch numerisches Integrieren von Gyrodaten berechnet, die eine
dynamische Bewegung eines Raumflugkörpers messen, und Sternverfolgerdaten
werden verarbeitet, um Korrekturen zur Lage und Gyroraten-Vorspannungsschätzungen zu
erzeugen, die durch ein erweitertes Kalman-Filter mit sechs Zuständen bereitgestellt
werden. Für
diesen Zweck verwendete Sternverfolger werden auch in "METOSAT Second Generation
Enhanced/Visible/IR Imager SERVER I and its Environmental Monitoring
Potential", München, 30.
März bis
4. April 1992, von B. Kunkel et al. beschrieben.
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Wie hier verwendet, umfasst der Begriff "Sternverfolger" alle sternverfolgenden
Geräte,
die einen Stern auf einen Pixelarray abbilden oder projizieren,
umfassend aber nicht beschränkt
auf kardangelagerte Sternverfolger, Sternverfolger mit fixiertem Kopf
und Sternscanner. Sternverfolger werden zurzeit an Raumflugkörpern angebracht,
ohne die Richtung zu berück sichtigen,
in der ein abgebildeter Stern ihre CCD- (charge coupled device)
Pixelarrays traversiert. Auf Grund ortsabhängiger Sternverfolgerfehler,
die von der örtlichen
Position stammen, und einer Bewegung von Sternbildern über Pixelarrays
ist die Lagebestimmungsleistung nicht nur gegenüber zeitlichem Rauschen des
Sternverfolgers sondern auch gegenüber einer verfolgten Sternbewegung über die
Detektoren empfindlich. Ein Zeigefehler eines Sternverfolgers variiert
positiv mit diesem ortsabhängigen
Sternverfolgerfehler.
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Es ist eine Aufgabe der vorliegenden
Erfindung, ein verbessertes Verfahren zum Reduzieren von Ortsfehlern
im Ausgang eines Sternverfolgers zu schaffen, wobei der Ausgang
dem Auftreten von Rauschen hoher und niedriger Frequenz unterworfen ist.
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Es ist eine weitere Aufgabe der vorliegenden Erfindung,
ein System zu schaffen, das ein Filtern von erzeugtem Rauschen mit
einem herkömmlichen Tiefpassfilter
ermöglicht.
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Diese Aufgaben werden durch ein Verfahren der
eingangs erwähnten
Art gelöst,
wobei das erzeugte Rauschen ein Ortsrauschen hoher und niedriger
Frequenz aufweist, durch Drehpositionieren des Arrays innerhalb
des Koordinatensystems, so dass er von einem Sternbild unter einem
Winkel α traversiert
wird, der ein Ortsrauschen im Ausgang des Sternverfolgers erzeugt,
das sowohl in der vertikalen als auch der horizontalen Koordinate
Komponenten hoher Frequenz aufweist, und durch Filtern des Rauschens
mit einem Tiefpassfilter.
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Diese Aufgaben werden des Weiteren
durch ein System der eingangs erwähnten Art gelöst, das ein
Filter, das Fehlerkomponenten hoher Ortsfrequenz des Ausgangs des
Sternverfolgers filtert, und einen Sternverfolger-Positionierer
aufweist, der den Sternverfolger so positioniert, dass der vorherrschende
Ortsfehler in seinem Ausgang sich im Hochfrequenzbereich des Filters
befindet.
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Allgemein versucht die vorliegende
Erfindung eine Lagesteuerung hoher Präzision für Raumflugkörper zu schaffen. Dies wird
durch Positionieren von Sternverfolgern an dem Raumflugkörper erreicht,
so dass die Bilder der Sterne oder anderer Himmelsobjekte diagonal über den
Pixelarray des Sternverfolgers traversierend verfolgt werden. Das Ergebnis
ist eine Verschiebung des Rauschens im Bildortssignal in Richtung
höherer
Frequenzen, bei denen es einfach durch ein Tiefpassfilter entfernt werden
kann. Während
ein 45°-Traversierwinkel
optimal für
quadratische Pixel ist, können
bedeutend verbesserte Resultate mit Traversierwinkeln im Bereich
von 25°–65° erhalten
werden. Der Traversierwinkel kann für den Fall rechtwinkliger Pixel
auf innerhalb 20° von
tan–1 (v/h)
verallgemeinert werden, wobei v bzw. h das vertikale bzw. das horizontale
Pixelmaß ist.
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Das gefilterte Signal hoher Präzision wird verwendet,
um die Lage des Raumflugkörpers
zu berechnen und zu korrigieren. Simulierte Ergebnisse haben eine
Leistungsverbesserung von ungefähr 50%
bei einem 45°-Traversierwinkel
gezeigt.
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Diese und weitere Merkmale, Aspekte
und Vorteile der Erfindung werden aus der folgenden detaillierten
Beschreibung besser verständlich
werden, die zusammen mit den beigefügten Zeichnungen zu sehen ist.
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1a ist
ein Flussdiagramm, das das neue Verfahren zum Steuern einer Lage
eines Raumflugkörpers
veranschaulicht.
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1b ist
eine Veranschaulichung eines die Erde umkreisenden Raumflugkörpers, dessen
Lage durch einen Sternverfolger gesteuert wird.
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2 ist
eine perspektivische Explosionsansicht eines herkömmlichen
Sternverfolgers, der mit einem lichtempfindlichen Pixelarray ausgerüstet ist.
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3a, 3b und 3c sind Sätze aus Graphen, die jeweils
die DC-Fehlersignale repräsentieren,
die erzeugt werden, wenn (a) eine Lichtquelle sich stationär auf einem
einzelnen Pixel innerhalb eines Pixelarrays eines Sternverfolgers
befindet, (b) eine Lichtquelle parallel zur Zeilenrichtung des Pixelarrays
wandert, und (c) eine Lichtquelle diagonal sowohl zur Zeilen- als auch zur Spaltenrichtung
des Pixelarrays wandert.
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4a ist
ein Satz aus Graphen, die ein ideales Ausgangsfehlersignal ohne überlagerte
zeitliche Fehler veranschaulichen, wenn eine Lichtquelle diagonal
die Pixel eines Sternverfolgerarrays traversiert, während 4b ein Satz von Graphen
ist, der die gleichen Signale mit einem überlagerten zeitlichen Fehlersignal
veranschaulicht.
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5 ist
ein Graph, der die horizontalen und vertikalen Fehlerkomponenten
veranschaulicht, die aus einem horizontalen Bild resultieren, das über ein Sternverfolgerpixel
traversiert.
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6 ist
ein Graph des horizontalen Fehlers hoher Ortsfrequenz für wiederholte
horizontale Pixelscans.
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7 ist
ein Graph, der die horizontalen und vertikalen Fehler veranschaulicht,
die aus einem diagonalen Bild resultieren, das über Sternverfolgerpixel traversiert.
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8a, 8b und 8c sind Graphen, die den Traversierwinkel α für horizontale,
vertikale und diagonale Pixeltraversierungen veranschaulichen.
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9 ist
ein Graph, der ein Referenzkoordinatensystem für die optische Detektorebene
des Sternverfolgers veranschaulicht.
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10 ist
ein Flussdiagramm, das ein herkömmliches
Verfahren zum Steuern einer Lage eines Raumflugkörpers veranschaulicht;
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11 ist
ein Flussdiagramm-Graph, der das von der Erfindung angewandte Verfahren,
eine Lagesteuerung eines Raumflugkörpers zu verbessern, veranschaulicht.
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12a ist
ein Satz Gleichungen für
die drei Eulerschen Winkel, die bei 3-Achsen-Kardanbewegungsbefehlen
verwendet werden, um eine diagonale Traversierung eines Sternbildes über die
Sternverfolgerpixel für
ein verallgemeinertes Missionsprofil zu erzeugen.
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12b und 12c sind Sätze aus
Gleichungen, die Terme definieren, die sich auf die Gleichungen
der 12a beziehen.
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Diese Erfindung verbessert die Genauigkeit, mit
der ein Raumflugkörper
im Raum durch ein verbessertes Filtern von Ortsfehlern, die auftreten,
positioniert werden kann, wenn die Lage des Raumflugkörpers mit
Sternverfolgern gemessen wird, die lichtempfindliche Pixelarrays
aufweisen. Der Pixelarray wird um seine Ziellinie ("boresight") in eine Position gedreht,
bei der Sternbilder vorzugsweise die Pixel diagonal traversieren.
Dies veranlasst den Pixelarray, ein Rauschen hoher Frequenz sowohl
in der vertikalen als auch der horiontalen Koordinate des Koordinatensystems
des Arrays zu erzeugen. Das Rauschen wird dann mit einem herkömmlichen
Tiefpassfilter gefiltert, normalerweise mit einem Kalman-Filter.
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1 veranschaulicht
die allgemeine Anwendung der Erfindung auf eine Steuerung einer Lage
eines Raumflugkörpers.
Bei einem Schritt 100 wird der Sternverfolgerarray diagonal
zum Weg einer Lichtquelle, wie z.B. einem Sternbild, das den Array traversiert,
positioniert. Bei einem Schritt 102 werden die Ortsfehlerkomponenten
im Ausgang des Arrays herausgefiltert. Der gefilterte Arrayausgang
wird dann verwendet, um die Lage des Raumflugkörpers in einem Schritt 104 zu
berechnen, und die Lage des Raumflugkörpers wird in einem Schritt 106 so
angepasst, dass sie mit der gewünschten
Lage übereinstimmt.
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In 1b ist
ein Raumflugkörper 108,
wie z.B. ein Satellit, gezeigt, der die Erde 110 umkreist. Ein
Sternverfolger 112 wird mittels einer Befestigung 114 auf
dem Raumflugkörper
getragen und durch die Befestigung so positioniert, dass seine Ziellinie 116 in eine
gewünschte
Richtung relativ zu Sternen 118 zeigt, die verfolgt werden
sollen. Der Sternverfolger gibt eine Information aus, aus der die
Lage des Raumflugkörpers
bestimmt werden könnte,
wobei jede nötige
Anpassung, die gemacht werden soll, um den Raumflugkörper in
seiner gewünschten
Lage zu halten, ermöglicht
wird. Bis zu diesem Punkt ist das beschriebene System der 1b herkömmlich. Die Erfindung ermöglicht ein
eindeutiges Drehpositionieren des Pixelarrays des Sternverfolgers
um die Ziellinie, um so Ortsfehler in seinem Ausgang auf bedeutende
Weise zu reduzieren.
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2 ist
eine perspektivische Ansicht eines bekannten Sternverfolgeraufbaus,
der bei der Erfindung verwendet werden kann. Eine Lichtblende 200 schirmt
eine Optik gegen eine direkte Beleuchtung durch helle Quellen, wie
z.B. die Sonne, die Erde und den Mond, ab. Eine optische Linsenanordnung 202 wird
in einer Klammer 204 mit drei optischen Referenzoberflächen 206 und
drei Raumflugkörper-Schnittstellenplatten 208 gehalten.
Die Linsenanordnung fokussiert eine Lichtquelle auf einen lichtempfindlichen
CCD-Pixelarray 210, der von einem thermoelektrischen Kühler 212 gekühlt wird.
Eine Brennebenenelektronik (focal plane electronics) 214 empfängt die
Arrayausgabe und verfolgt die Bewegung eines abgebildeten Lichts über den
Array, was eine digitale Ausgabe erzeugt, die durch eine digitale Verarbeitungselektronik 216 weiterverarbeitet
wird, um eine finale Sternbewegungsausgabe zu erzeugen, die verwendet
werden kann, um die Lage des Raumflugkörpers zu steuern. Die verschiedenen Komponenten
sind in einem Gehäuse 218 eingehäust, das
eine Ober- und Rückabdeckung 220 und 222 umfasst,
wobei die Klammer 204 die Vorderseite schließt. Eine
Stromversorgung 224 wird innerhalb des Gehäuses vorgesehen,
während
eine Verbindungstafel 226 eine elektrische Schnittstelle
zwischen der digitalen Verarbeitungselektronik 216 und dem Äußeren des
Sternverfolgers über Öffnungen 228 in
der Rückabdeckung 222 bereitstellt.
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3a, 3b und 3c sind Sätze aus Graphen, die gezeigt
sind, um das Verständnis
der Erfindung zu unterstützen.
Sie repräsentieren
jeweils DC-Fehlersignale, die von einem Sternverfolgerpixel in Reaktion
auf eine abgebildete Lichtquelle erzeugt werden, die stationär auf dem
Pixel ist, die das Pixel parallel zur Zeilenrichtung des Pixelarrays
traversiert und die das Pixel diagonal traversiert.
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In 3a ist
eine stationär
abgebildete Lichtquelle 300 auf einem einzelnen Pixel 302 in
einem Sternverfolgerarray mit einer Spaltenrichtung und einer Zeilenrichtung
bezeichnet, die den zwei DC-Fehlersignalen entsprechen, die durch
die Sternverfolgerelektronik erzeugt werden. Die Spalten- und Zeilensignale
sind konstante Werte 304 und 306, da die Bildposition
auf dem Pixel über
die Zeit konstant ist.
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3b veranschaulicht
die DC-Fehlersignale, die erzeugt werden, wenn das Lichtbild 308 das Pixel 302 in
einer Richtung 310 parallel zur Zeile traversiert, in der
sich das Pixel befindet. Das Spalten-DC-Fehlersignal 314 ist
eine gerade Linie eines konstanten Werts, da die Bildposition in
der Spaltenrichtung unverändert
bleibt. Das Zeilen-DC-Fehlersignal 316 richtet sich von
Null auf, wenn die abgebildete Lichtquelle 308 zuerst das
Pixel 302 betritt, und nähert sich seiner Mitte, nach
der es auf Null zurückfällt, da
das Bild von der Mitte zurückweicht
und eventuell das Pixel verlässt.
Die resultierende Sägezahngestalt
des Zeilen-DC-Fehlersignals entspricht der Pixelarrayelektronik,
die einen Peak bei der Mitte jedes Pixels im Array erzeugt. (Falls
der Sternverfolger konfiguriert ist, Peak-Fehlersignale bei der ansteigenden Kante
auszugeben, wo das Lichtbild zuerst das Pixel betritt, oder bei
der Austrittskante, wo es das Pixel verlässt, würden die DC-Fehlerausgabesignale
nicht dem gleichen Sägezahnweg
folgen, aber der wichtige Punkt für die Zwecke der Erfindung ist,
dass die Frequenzbereiche der mit den Pixelausgaben einhergehenden
Fehlersignale, die unten diskutiert werden, die gleichen wären).
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3c veranschaulicht
Sägezahn-DC-Fehlersignale,
die sowohl in der Spalten- als auch der Zeilenrichtung erzeugt werden,
wenn eine abgebildete Lichtquelle 318 das Pixel in einer
Richtung 320 traversiert, die diagonal zu der Zeilen- und
der Spaltenrichtung des Pixels ist. Das Spalten-DC-Fehlersignal 324 und
das Zeilen-DC-Fehlersignal 326 richten sich beide aus der
Ecke des Pixels 302 auf, bis das Lichtbild die Mitte des
Pixels erreicht, nach der beide Signale auf Null abfallen, da das
abgebildete Licht das Pixel auf seiner gegenüberliegenden Ecke verlässt.
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3a, 3b und 3c repräsentieren ideale DC-Fehlersignale
ohne temporäre
Fehlerkomponenten. Jedoch werden die eigentlichen Signale zeitliche Fehlerkomponenten
aufweisen, die den idealen DC-Signalen auf Grund der inhärenten Ungenauigkeiten
des Pixelarrays und seiner verbundenen Elektronik überlagert
werden. Der ideale Fall ist in 4a veranschaulicht,
die ideale Signale ohne überlagerte Fehler
verdeutlicht, wenn eine abgebildete Quelle diagonal über viele
Pixel in einem Sternverfolgerarray wandert, während 4b zeitliche Fehlersignale veranschaulicht,
die dem idealen Signal überlagert
sind.
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Der obere Graph der 4a repräsentiert einige Pixel 401 eines
Sternverfolgerpixelarrays. Der partielle Array 400 ist
mit drei Zeilen und drei Spalten gezeigt. Eine abgebildete Lichtquelle 402 wandert entlang
eines diagonalen Wegs 404 über die Pixel. Das Spalten-DC-Fehlersignal 406 und
das Zeilen-DC-Fehlersignal 408 sind
beide sägezahnförmig und
sind als ideale zeitliche fehlerfreie Signale gezeigt.
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In 4b behalten
das Spalten-DC-Fehlersignal 410 und das Zeilen-DC-Fehlersignal 412 die allgemeine
Sägezahnform
bei, aber diese Form wird auf Grund zeitlicher Fehler gestört, die
zum idealen Fehlersignal hinzugefügt oder davon substrahiert werden. 4b ist eine genauere Repräsentation der
eigentlichen DC-Fehlersignale, die von einem Sternverfolger erzeugt
werden.
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Die Erfindung erkennt einen Unterschied zwischen
den Fehlern in den vertikalen und den horizontalen (Spalten und
Zeilen) Signalkomponenten, wenn das Lichtbild die Pixel in einem
Array entweder vertikal oder horizontal traversiert, und verwendet diesen
Unterschied, um beide Fehlerkomponenten in eine Betriebsbedingung
zu zwingen, bei der sie auf einfache Weise vom gewünschten
Ausgangssignal entfernt werden können.
Es ist besonders festzustellen, dass für eine horizontale Sternbewegung über einen
Sternverfolger-CCD-Array der horizontale Ortsfehler eine relativ
hohe Frequenz aufweist (bestimmt durch die Rate der Sternbewegung
und die Pixelgrößen) und
eine sehr kleine DC-Vorspannung aufweist, wohingegen der vertikale
Ortsfehler eine bedeutende DC-Vorspannung aufweist. Dies ist in 5 veranschaulicht, in der
Spuren der vertikalen und horizontalen Ortsfehler als Funktion der
Zeit durch Bezugsziffern 500 und 502 angegeben
werden. Der horizontale Fehler 502 weist eine Dauer von
4 Sekunden, entsprechend der Zeit, die benötigt wird, damit das Sternbild
ein Pixel traversiert, und eine entsprechende Frequenz von 0,25
Hz auf. Jedoch weist er einen mittleren Fehler (oder eine DC-Vorspannung)
in der Nähe
von Null auf. Der vertikale Fehler 500 andererseits weist
einen großen
mittleren Fehler auf, während
eine sehr geringe Amplitudenvariation gezeigt wird. Die Kalman-Filter,
die typischerweise verwendet werden, um Sternverfolgerfehler zu
entfernen, sind Tiefpassfilter, die die relativ hochfrequenten 0,25 Hz-Fehlersignale
stark schwächen,
aber die Vorspannungsfehler durchlassen. Dementsprechend bleibt
ein relativ hoher Fehler im Sternverfolgerausgang.
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6 ist
ein Graph, der gemessene Werte des horizontalen Fehlersignals hoher
Ortsfrequenz als Funktion des Pixelorts in der horizontalen (Zeilen-)
Richtung für
wiederholte horizontale Sterntraversierungen zeigt. Der Zeilenortsfehler
in Bogensekunden wird auf der vertikalen Achse gegeben, während der
Pixelort links oder rechts der Mitte (Null) in Zehnteln der Pixelbreite
auf der horizontalen Achse gegeben wird. Während eine merkliche Varianz
in den absoluten Fehlerwerten 600 für sukzessive Traversierungen
festgestellt wird, taucht ein allgemeines S-Muster bei dem oben
erläuterten
Fehlermuster hoher Frequenz auf.
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Die Erfindung macht sich die Tatsache
zunutze, dass, wenn ein Sternbild ein Pixel eher diagonal als vertikal
oder horizontal traversiert, sowohl der vertikale als auch der horizontale
Fehler sich in einem relativ hohen Frequenzbereich befinden, der
durch ein Kalman-Filter entfernbar ist, ohne eine bedeutende DC-Vorspannung.
Die Erfindung fügt
einen dritten Grad einer örtlichen
Steuerung zu der Azimuthal- und Elevations-Steuerung hinzu, die typischerweise
für Sternverfolger
verwendet werden: eine Drehsteuerung, die den Pixelarray um einen
Ort dreht, bei dem er von einer Sternbildbewegung diagonal traversiert wird,
wenn er in die richtige Richtung zeigt. Dies zwingt sowohl den vertikalen
als auch den horizontalen Fehler in den Hochfrequenzbereich, wobei
beide durch das Kalman-Filter entfernt werden können.
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Der vertikale und der horizontale
Fehler 700 und 702, die aus einer diagonalen Traversierung
resultieren, sind in 7 für die gleichen
Pixelgrößen und
Sternbewegung wie in 5 veranschaulicht. Beide
Fehlerfunktionen weisen Frequenzen von ungefähr 0,17 Hz mit geringer oder
gar keiner DC-Vorspannung auf. Die Frequenz ist geringer als die
0,25 Hz, die für
eine horizontale Traversierung festgestellt ist, da es länger dauert,
ein Pixel diagonal zu überqueren,
aber die auf eine Weise niedrigere Frequenz ist immer noch einfach
durch ein Kalman-Filter
entfernbar.
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Während
ein Traversierwinkel von 45° (für ein quadratisches
Pixel) optimale Resultate erzielt, können signifikante Niveaus der
Fehlerreduktion für andere
Traversierwinkel von ungefähr
25° bis
ungefähr
65° erzielt
werden. Für
allgemeinere, rechtwinklige Pixel ist die optimale Lösung für den Stern traversierwinkel α α=tan–1 (v/h),
wobei v und h die vertikale und die horizontale Größe des Pixels
sind. In diesem Fall kann der eigentliche Wert von α innerhalb
von ungefähr
20° des
idealen Werts liegen und immer noch eine bedeutende Verbesserung
der Fehlerredukion erzielen. α-Werte
von 0°,
90° und
45° werden
in den 8a, 8b und 8c veranschaulicht, in denen die Sternwege über ein
quadratisches Pixel 800 durch Bezugsziffern 802, 804 und 806 angegeben
sind.
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9 veranschaulicht
die Montagegeometrie des Sternverfolgers. Ein dreidimensionaler
Rahmen aus Referenzen XKörper YKörper und
ZKörper wird durch
den Raumflugkörper
bereitgestellt. Die Ziellinie 900 des Sternverfolgers ist
herkömmlicherweise
innerhalb dieses Rahmens in Form eines Azimuth errichtet, der als
Winkel von der X-Achse zu einer Ziellinienprojektion 902 auf
die xz-Ebene und einem Elevationswinkel 904 von der xz-Ebene in die y-Richtung gegeben
wird. Der Detektorarray des Sternverfolgers liegt in einer Ebene
in rechten Winkeln zur Ziellinie, mit vertikalen (v) und horizontalen
(h) Koordinaten. In Übereinstimmung
mit der Erfindung wird der Detektorarray des Weiteren durch den
Winkel α definiert, bei
dem die vh-Ebene um die Ziellinie 900 rotiert wird.
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10 ist
ein Flussdiagramm, das ein herkömmliches
Verfahren zum Steuern einer Lage eines Raumflugkörpers veranschaulicht. Photonen,
die von Sternen 1000 emittiert werden, werden von der Optik 1002 des
Sternverfolgers empfangen und auf den lichtempfindlichen Pixelarray
des Sternverfolgers abgebildet, typischerweise ein CCD 1004.
Die Elektronik 1006 des Sternverfolgers wandelt die CCD-Ausgabe
in DC-Signale um, die dann von einem Kalman-Filter 1008 verarbeitet
und in das Lagekontrollsystem 1010 des Raumflugkörpers eingegeben
werden.
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Die Erfindung drehpositioniert den
Sternverfolger so, dass seine Pixel von Sternbildern bis zu einer
Diagonale von 20° traversiert
werden, vorzugsweise mit einer minimalen Abweichung von der Diagonalen.
Diese Technik ist in 11 veranschaulicht. Wenn
der Missionsweg des Raumflugkörpers
erst einmal definiert wurde (1100) und die Sterne, denen mit
den Sternverfolgern gefolgt werden soll, identifiziert wurden (1102),
um so einen Sternenkatalog zu entwickeln, ist der Sternweg über seine
jeweiligen Sternverfolgerpixel bestimmt (1104). Die Sternverfolger
werden dann so gedreht, dass ihre Pixel von abgebildetem Sternlicht
bei dem gewünschten
Winkel, normalerweise diagonal, traversiert werden (1106). Anpassungen
an die Drehpositionen des Sternverfolgers können gegebenenfalls während des
Flugs mittels einer herkömmlichen
Tele-Kommunikation von der Erde oder einer anderen Quelle im Raum
gemacht werden. Ein Rückkopplungssystem
könnte auch
hinzugefügt
werden, um jegliche Abweichungen von der gewünschten Drehposition zu erfassen, wie
z.B. durch Erfassen des DC-Fehlersignals nach dem Kalman-Filter,
das einen Schwellenwertpegel überschreitet,
und um den Sternverfolger automatisch zu drehen, um das Fehlerniveau
auf akzeptable Grenzen zurückzubringen.
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Lagedaten mit geringem Fehler werden
während
des Flugs unter Verwendung herkömmlicher Techniken
erzeugt (1108), aber basierend auf Signalen mit geringem
Fehler von den Sternverfolgern, und diese Daten werden verwendet,
um die Lage des Raumflugkörpers
auf eine herkömmliche
Weise zu steuern (1110).
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Für
eine geosynchrone Erdorbit- (geosynchronous earth orbit, GEO) bzw.
eine niedrige Erdorbit- (low earth orbit, LEO) Erdausrichtungsmission kann
ein einzelner Rotationsfreiheitsgrad um die Ziellinie des Sternverfolgers
verwendet werden, um eine nahe, diagonale Sternbildbewegung über den CCD-Array
zu erhalten. Um jedoch für
ein allgemeineres Missionsprofil eine diagonale Sternbildbewegung
zu erzeugen, muss der Sternverfolger an einem Mechanismus 114,
wie z.B. einer 3-achsigen Kardanplattform, montiert sein, der eine
Bewegung mit 3 Freiheitsgraden ermöglicht. In diesem Fall werden die
3-achsigen Kardanbewegungsbefehle (in Form dreier Eulerscher Winkel)
erzeugt, um die Sternverfolgerziellinie so zu steuern, dass: ḣ = . = konstant,wobei ḣ und . die
Ableitungen der horizontalen und der vertikalen Position des Sterns
auf dem CCD-Array bezeichnen und die drei Eulerschen Winkel θx, θy, θz die in 12a gegebenen
Gleichungen erfüllen, wobei γ st / s der abgetastete
Sterneneinheitsvektor im Sternverfolgerbezugssystem ist; γ ECI / s der Sterneneinheitsvektor
im Erdmitte-Trägheitsbezugssystem (Earth
Center Inertial reference frame) ist; C body / ECI die 3×3-Richtungskosinusmatrix ist,
die eine Trägheitslage
des Raumflugkörpers
repräsentiert,
und Cx(θx), Cy(θy), Cz(θz), die in 12b angegeben
sind, drei 3×3-Rotationsmatrizen
sind. Sterneneinheitsvektoren γ st / s und γ ECI / s werden in 12c gegeben, wobei RA und
DEC Sternlicht-Aufstiegs- und Abstiegswinkel sind.
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Die Erfindung erhöht die Präzision einer Lagesteuerung
und einer Zeigeleistung eines Raumflugkörpers. Missionen, wie z.B.
Ausrichten eines Laserstrahls auf einen speziellen Ort auf der Erde
oder Errichten eines präzisen
Orbits um einen Planeten, erfordern eine präzise Zeigeleistung.
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Die Erfindung wurde befunden, eine
Gesamtlagesteuerung eines Raumflugkörpers in der Größenordnung
von 50% zu verbessern. Bei einem simulierten Vergleich mit einer
Schwerpunktspositiongenauigkeit eines Sterns (star centroid position
accuracy) von 3 Bogensekunden, 1δ pro
Achse pro Stern, wurde ein Rollfehler von ungefähr 0,75 auf ungefähr 0,52
Bogensekunden, ein Pitch-Fehler von ungefähr 1,05 auf ungefähr 0,57
Bogensekunden und ein Yaw-Fehler von ungefähr 0,88 auf ungefähr 0,40
Bogensekunden reduziert.
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Eine noch präzisere Lagebestimmung kann mit
kleineren Pixeln erzielt werden, die eine größere Ortsauflösung aufweisen.
Die vorliegenden Pixelarrays haben Ortsauflösungen runter bis auf etwa
ein Zehntel einer Bogensekunde; kleinere Pixel mit geringeren Ortsauflösungen würden eine
Lagepräzisierung
erhöhen.
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Während
besondere Ausführungsformen
der Erfindung gezeigt und beschrieben wurden, können zahlreiche Variationen
und alternative Ausführungsformen
durchgeführt
werden, ohne den Schutzbereich der Erfindung, wie er in den beigefügten Ansprüchen definiert
ist, zu verlassen.