Способ обзора небесной сферы с космического аппарата для наблюдения небесных объектов и космическая система обзора небесной сферы для наблюдения небесных объектов и обнаружения тел солнечной системы, реализующая указанный способ

Способ обзора небесной сферы с космического аппарата для наблюдения небесных объектов и космическая система обзора небесной сферы для наблюдения небесных объектов и обнаружения тел солнечной системы, реализующая указанный способ

Иллюстрации

Показать все

Реферат

Настоящее изобретение относится к космической технике.

Целью изобретения является обнаружение и наблюдение небесных объектов, а также повышение оперативности обнаружения опасных небесных тел (астероидов и комет) размером 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определение степени их опасности для Земли и выдача предупреждения о предстоящих времени и месте их столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба.

Изобретение включает способ обзора небесной сферы для обнаружения небесных объектов с блеском до 25 звездной величины и космическую систему из одного или нескольких космических аппаратов (КА) на околоземных орбитах, способных осуществлять предлагаемый способ обзора небесной сферы и наблюдать указанные небесные объекты.

Известны космические аппараты, проводящие наблюдения небесных объектов (звезд, планет, комет и астероидов), которые можно рассматривать как аналоги настоящего изобретения.

Уже более 20 лет ведет наблюдение с низкой круговой орбиты космический телескоп имени Хаббла [1]. Этот телескоп обнаружил большое число астероидов и наблюдал падение на Юпитер в 1994 году кометы Шумейкера-Леви.

В 2003 году выведен на гелиоцентрическую орбиту космический телескоп имени Спитцера [2], предназначенный для астрофизических наблюдений. Главное зеркало телескопа имеет размер 0,85 м. В состав телескопа входят три канала, работающих в разных участка ИК-диапазона. Этот космический аппарат движется по земной орбите на расстоянии около 0,01 астрономической единицы позади Земли. Спитцер не предназначен для наблюдения астероидов, но они заметны на снимках, сделанных одновременно в различных участках спектра.

С 1997 г. ведет наблюдения космическая обсерватория SOHO [3], а с 2009 года - широкоугольный инфракрасный исследователь WISE [4], запущенный на полярную орбиту. 17 февраля 2011 года спутник WISE переведен в спящий режим.

Существует также ряд других зарубежных космических телескопов, способных наблюдать астероиды. Кроме того, разработан ряд проектов (например, Gaia [5], NEOSSat [6], Asteroid Finder [7]), предназначенных в том числе для наблюдения астероидов с околоземных круговых орбит. Космический аппарат NEO Survey [8], предназначаемый для этих же целей, будет выведен на венерианскую орбиту или в точки Лагранжа L1 или L2.

В качестве российского аналога предлагаемого изобретения можно рассматривать «Способ картографирования небесной сферы и космический аппарат для его осуществления» [9]. Аппаратура этого космического аппарата наряду со звездами способна обнаруживать также астероиды с блеском до 10-й звездной величины.

Недостатком почти всех вышеописанных аналогов является то, что они обозревают всю небесную сферу за время, исчисляемое несколькими месяцами и более, и потому неспособны выдавать информацию о ранее не наблюдавшихся и угрожающих столкновением с Землей небесных телах в оперативном режиме, обеспечивающем возможность предотвращения столкновения или минимизации ущерба от него.

В качестве прототипа принята описанная в патенте США [10] космическая система обнаружения и мониторинга астероидов и способ обзора небесной сферы. Космический аппарат этой системы обращается по круговой околоземной орбите высотой, например, 770 км с периодом обращения около 100 минут, то есть совершает 15 витков за 1,04 суток. На КА установлена аппаратура наблюдения с полем зрения 12°×12°, способная отклоняться в одной плоскости (по условной широте) на угол приблизительно ±85° относительно своего нулевого положения. КА постоянно ориентирован так, что в нулевом положении оптическая ось направлена вдоль местной вертикали вверх от Земли, а плоскость отклонения оптической оси перпендикулярна к плоскости орбиты. Таким образом, за один виток КА совершает один оборот вокруг своей оси, перпендикулярной плоскости орбиты, а его аппаратура наблюдения сканирует на небесной сфере кольцевую полосу шириной 12° (в нулевом положении по широте оптическая ось движется по дуге большого круга, в отклоненном положении - по дугам соответствующих малых кругов). В начале каждого следующего витка оптическая ось переводится в очередное положение по широте, то есть занимает одно из 15-ти фиксированных угловых положений, совершая за один виток полный круговой скан. Эта схема сканирования показана на фиг.1, являющейся наряду с фиг.2, фиг.3 и фиг.4 копией иллюстрации из патента США. При такой схеме сканирования вся небесная сфера просматривается приблизительно за сутки, выполняя на последовательных витках сканы от номера 1 до номера 15.

В фокальной плоскости аппаратуры наблюдения размещена двумерная плоская матрица фотоприемников размером 4096×4096 элементов, соответствующая полю зрения 12°×12°. Каждому элементу этой матрицы соответствует поле зрения размером 10,5"×10,5".

При вышеуказанной ориентации угловая скорость вращения КА равна угловой скорости орбитального движения. Каждая точка небесной сферы проходит через поле зрения шириной 12° не менее чем за 3,2 минуты даже в предельном случае, когда такая точка лежит в плоскости орбиты. Для любой точки небесной сферы с ненулевой широтой, попадающей в полосу сканирования, угловая скорость сканирования уменьшается пропорционально косинусу ее широты, а время прохождения через поле зрения соответственно увеличивается, заведомо превышая 3,2 мин. Это обстоятельство дает возможность на плоскости фотоприемной матрицы, занимающей одно из 15 фиксированных положений по широте на i-том скане, для каждой широты наблюдаемой точки назначить два элемента матрицы, симметрично расположенных относительно вертикальной оси поля зрения, для которых интервал времени прохождения через них одной и той же точки небесной сферы составляет 3,2 мин. Совокупность этих точек на фотоприемной двумерной матрице на всем диапазоне широт данного i-того скана образует две линии (два одномерных массива элементов), не являющихся прямыми. Первая из них по ходу сканирования является линией А, а вторая - линией В, показанными на фиг.2 (линии A1, B1 для некоторого положения 101 КА на орбите и линии А2, В2 для его положения 102 через 3,2 мин). Эти линии показаны также на фиг.3 и обозначены номером скана 1 со штрихом (линия А) и без штриха (линия В). Совокупность элементов, соответствующих на фотоприемной матрице линиям А и В, показана на фиг.4 (позиции 10 и 12).

Основная идея распознавания этой системой близких небесных объектов, которые могут быть опасными для Земли, состоит в следующем. Сигнал от каждого элемента на линии А, при сканировании движущейся первой, запоминается на 3,2 мин и в момент прихода линии В в те же точки небесной сферы производится вычитание запомненных сигналов от элементов линии А из получаемых сигналов соответствующих элементов линии В. Если в данной точке небесной сферы сигнал не изменился (неважно, есть ли там звезда или нет), результат будет нулевой. Если же за 3,2 мин источник излучения сдвинулся на небесной сфере, после вычитания в «старой» и «новой» точках небесной сферы, на которые проецировался объект, сигналы от него сохранятся и подлежат запоминанию и дальнейшей обработке для выявления опасных для Земли небесных тел. При этом измеряется и параллактическое смещение данного небесного объекта. Заявленный в прототипе минимальный диаметр обнаруживаемого опасного небесного тела, движущегося к Земле, равен 50 м.

В патенте прототипа упомянуты устройства, размещенные на космическом аппарате и реализующие операции формирования первого и второго изображения двумерной матрицей, их запоминания на некоторое время, вычитания одного изображения из другого для формирования результирующего изображения и передачи результирующего изображения на Землю. Кроме того, при формировании изображений с помощью двумерной матрицы дополнительно используется устройство для включения и выключения избранных элементов матрицы, образующих линии А и В (поз.10 и 12 на фиг.4), которые выбираются на матрице перед каждым сканом в зависимости от широты данного скана. Задачей этих линий является обеспечение одного и того же интервала времени (например, как указано в описании прототипа, 3,2 мин) между прохождением одних и тех же точек небесной сферы соответствующими элементами первой и второй линии.

Указанный прототип обладает следующими существенными недостатками, предопределенными в основном заявленным способом обзора небесной сферы.

1. Угловая скорость перемещения по небесной сфере проекций линий А и В существенно различна на разных широтах (от максимальной 2π/Т_{обращения} на «экваторе» до нуля на широтах +90° и -90°). Это приводит к разному времени накопления сигналов от точечных источников излучения на элементах фотоприемной матрицы, что обуславливает разную дальность обнаружения небесных тел одинакового блеска.

2. Не используется режим считывания с временной задержкой и накоплением (ВЗН) при опросах элементов двумерной матрицы или двух линий оптических фотоприемных элементов, позволяющий увеличить дальность обнаружения небесных тел.

3. Малая гарантированная дальность обнаружения опасных небесных тел, движущихся к Земле и имеющих диаметр не только 50 м, но и 100 м.

4. Потеря времени при неизбежном сканировании ослепляющего околосолнечного пространства.

5. Отсутствует возможность повторного возврата к наблюдению точки небесной сферы с вновь обнаруженным потенциально опасным небесным телом через желаемый произвольный промежуток времени, так как такт обзоров жестко определен заявленным способом обзора.

6. Конструкция космического аппарата усложнена наличием поворотного устройства, перемещающего оптическую ось аппаратуры наблюдения относительно корпуса КА от скана к скану по широте.

Технический результат предлагаемого изобретения заключается в новом способе сканирования небесной сферы аппаратурой наблюдения по полным большим кругам или по участкам, образованным частями больших кругов, путем вращения корпуса космического аппарата с задаваемой постоянной скоростью, различной для разных участков небесной сферы. Это позволяет регистрировать все небесные объекты с блеском до 25-й звездной величины и выявлять опасные небесные тела (астероиды и кометы) размером 100 м и более, обнаруживаемые на расстоянии от Земли ~150 млн. км и более, при котором время их сближения с Землей составляет 1 месяц и более.

Технический результат предлагаемого изобретения заключается также в новом построении космической системы, включающей в себя размещенный на геостационарной или близкой к ней геосинхронной орбите космический аппарат с одним или несколькими телескопами с матричными фотоприемными устройствами, работающими в режиме с временной задержкой и накоплением, средствами обеспечения сканирования по предлагаемому способу, бортовым комплексом обработки информации и непрерывной радиосвязью с наземными пунктами управления, приема и обработки информации, входящими в систему.

Предлагаемым способом и системой обеспечивается обнаружение впервые наблюдающихся астероидов размером 100 м и более, двигающихся из любой точки небесной сферы по траектории попадания в Землю, и выдача предупреждения об этом в предельном случае не менее чем за 20 суток до столкновения. Также обеспечивается пополнение каталогов небесных объектов объектами с блеском не слабее 23…25 звездной величины с регулярным обновлением параметров записанных в каталоги объектов.

Изобретение имеет целью обнаружение, наблюдение и измерение параметров небесных объектов при обзоре участков, покрывающих всю небесную сферу или ее часть, с регистрацией всех небесных объектов с блеском до 25-й звездной величины, и повышение оперативности обнаружения небесных тел Солнечной системы (астероидов и комет) размером 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определение степени их опасности для Земли и выдачу предупреждения о предстоящих времени и месте их столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба.

Изобретение включает в себя способ обзора небесной сферы с космического аппарата и космическую систему, реализующую указанный способ.

Предлагаемый способ сканирования небесной сферы может применяться для решения различных научных и прикладных задач, в том числе заблаговременного обнаружения опасных для Земли астероидов и комет. Характерным свойством предлагаемого способа сканирования является равномерное перемещение поля зрения аппаратуры наблюдения (АН) в сканирующем режиме по траекториям, представляющим собой полные большие круги на небесной сфере или части таких кругов.

Такой выбор траекторий сканирования позволяет минимизировать смаз изображений неба и увеличить отношение сигнала к шуму, что, в свою очередь, приводит к повышению проницающей способности АН. Только при сканировании по большим кругам скорости перемещения изображений небесных объектов по полю зрения различаются минимально и практически одинаковы даже в случае использования в составе АН телескопов с достаточно широкими полями зрения. Такое сканирование легко осуществить неподвижно закрепленным телескопом на равномерно вращающемся космическом аппарате.

Частный случай предлагаемого способа, в котором сканирование осуществляется по полному большому кругу, может применяться при высокоточных астрометрических измерениях, где полнота круга позволяет замкнуть системы уравнений в одном скане. При этом весь обзор может не покрывать все небо, а состоять из круговых сканов, содержащих лишь реперные объекты, например, оптические квазары. При исследованиях плоскости Галактики, Млечного Пути такие круговые сканы также могут покрывать лишь часть неба.

Предлагаемый способ равномерного сканирования по траекториям, являющимися частями больших кругов, может применяться для многих научных задач, например, при исследовании переменных звезд, фотометрии всех звезд неба, исследовании объектов Солнечной системы,

Особый интерес представляет сканирование небесной сферы, при котором для каждого участка неба выбирается свое время экспозиции объектов и, следовательно, своя скорость сканирования. Такое сканирование целесообразно использовать для решения задачи обнаружения опасных для Земли тел Солнечной системы (астероидов и комет) размером, например, 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определения степени их опасности для Земли и выдачи предупреждения об их предстоящем времени и месте столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба (например, за 2-3 недели до столкновения).

Необходимость использования сканирования с различной скоростью в различных частях небесной сферы связана с различием времен подлета в точку столкновения для опасных тел, двигающихся вдогонку или навстречу Земле, и поэтому находящихся на разном расстоянии от Земли и имеющих различный блеск при одинаковом времени от обнаружения до столкновения.

Способ обзора небесной сферы для обнаружения опасных для Земли небесных тел включает в себя ее разбиение на некоторое число участков. Размеры выделенных при этом участков небесной сферы могут составлять, например, 30°×60° и 30°×30°. Такие участки должны с некоторым перекрытием полностью покрывать всю небесную сферу за исключением области вокруг Солнца с угловым радиусом в пределах от 15° до 30°, определяемым возможностями экранирования блендой.

В околосолнечной области наблюдение слабых небесных объектов невозможно, и на соответствующий календарный интервал эта область небесной сферы исключается из процесса сканирования. Однако по мере движения Солнца по эклиптике наземный комплекс управления покрывает новыми участками обзора освобождаемые от засветки области небесной сферы.

Обзор каждого участка осуществляется сканированием неподвижно установленной на КА аппаратурой наблюдения путем вращения КА. Угловая ширина полосы сканирования соответствует ширине поля зрения телескопа или ширине объединенного поля зрения в случае установки на КА двух или более телескопов. Ось сканирующего вращения КА перпендикулярна центральной оси объединенного поля зрения. Вследствие этого центральная линия полосы сканирования всегда является частью большого круга небесной сферы. Каждый вышеупомянутый участок небесной сферы покрывается несколькими полосами сканирования (сканами) при сканирующем вращении КА с назначаемой угловой скоростью, постоянной для данного участка. Сканы касаются и частично перекрывают друг друга в направлении, поперечном направлению сканирования. На большинстве участков продолжения центральных линий сканов, являющиеся большими кругами, проходят через центр Солнца (фиг.5). По окончании каждого скана на границе участка обзора производится переориентация КА для перехода на соседний скан и реверсирование направления сканирования.

На фиг.5 показаны КА-наблюдатель 1, расположенный в центре небесной сферы, центр Солнца 2, околосолнечная область 3 с угловым радиусом 30°, плоскость эклиптики 4, большой круг 5, плоскость которого t проходит через КА перпендикулярно линии КА - Солнце, а также пять сканов 6…10, образующих выделенный участок обзора небесной сферы размером 30°×60°. Ширина каждой полосы сканирования на фиг.5 принята равной 6°, а длина полосы составляет 60°. Жирными линиями показаны полосы сканирования сканов 6, 8, 10. Начальные и конечные границы сканов 7 и 9 обозначены дужками, а центральные линии полос сканирования обозначены пунктирными линиями. Пунктиром показана также противосолнечная область 11 небесной сферы с угловым радиусом 30°, центр которой 12 диаметрально противоположен центру Солнца 2.

Такая ориентация сканов, как видно из фиг.5, позволяет с минимальным перекрытием «оконтурить» избегаемую круговую область засветок вокруг Солнца. Однако при обзоре противосолнечной области проведение всех сканов через центр этой области приводит к неоправданно большому их перекрытию и соответствующей потере времени. Поэтому на двух-трех участках, накрывающих противосолнечную область, центральные линии сканов, то есть большие круги, должны проходить через любую (но единую) точку небесной сферы, отстоящую от Солнца на 85°…95° (фиг.6). При этом противосолнечная область покрывается «параллельными» сканами с минимальным излишним перекрытием. На фиг.6 показана также возможность сокращения длины отдельных сканов в этой области.

На фиг.6 показана небесная сфера со стороны, противоположной Солнцу 2, с выделенным участком обзора небесной сферы размером 30°×60°, покрывающим половину противосолнечной области. Все точки большого круга 5 небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна линии КА - Солнце, отстоят от Солнца на 90°. Поэтому через любую выбранную на этом большом круге точку 13 можно провести центральные линии сканов 14…18, изображенные пунктиром. Через эту же точку следует проводить центральные линии всех сканов, образующих другой (не показанный на фиг.6) аналогичный выделенный участок обзора, пристыкованный к первому участку и покрывающий вторую половину противосолнечной области. В нижней части фиг.6 приведен вид на выделенный участок со стороны оси 19, на котором границы сканов 14, 16, 18 обозначены жирными линиями, а границы сканов 15 и 17 показаны дужками. При ширине полос сканирования 6° и длине 60° перекрытие соседних сканов на их концах доходит до ±0,4°.

Для каждого конкретного участка небесной сферы выбирается своя постоянная скорость сканирования, определяемая следующими факторами.

1). Минимальное время от первого обнаружения небесного тела до его удара по Земле принимается равным одному месяцу, что можно считать достаточным для точного измерения параметров его движения, выявления степени его опасности и для последующего принятия мер по предотвращению столкновения и/или минимизации ущерба.

Небесное тело Солнечной системы, в предельном случае движущееся по параболической траектории навстречу к Земле с максимальной скоростью 42 км/с в точке столкновения с Землей [11, стр.257], имеющей собственную орбитальную скорость 30 км/с [11, стр.394], соударяется с Землей со скоростью 72 км/с. Расчетная дальность до такого небесного тела, соответствующая времени сближения один месяц, составляет ~1 астрономическую единицу (~150 млн.км). На этой дальности аппаратура КА должна обнаруживать небесные тела размером 100 м. Если размер небесного тела составляет 200…500 м, дальность его обнаружения увеличивается до 2 а.е. и более. В этом случае расчетное время сближения возрастает до двух месяцев и более.

При размере небесного тела 100 м и величине альбедо 0,2 его расчетный блеск на удалении 1 а.е. соответствует 25 звездной величине. Обнаружение такого слабого источника излучения при учете уровня фона на данном участке небесной сферы требует соответствующего времени накопления сигнала. Как показывают расчеты, при реально возможных в настоящее время характеристиках телескопа и его фотоприемных устройств время накопления сигнала должно составлять, например, 180 с. Параметры телескопа и требуемое время накопления сигнала предопределяют скорость сканирования данного участка небесной сферы.

2). Фоновое излучение различно в разных участках небесной сферы (например, Млечный путь, зодиакальный свет), поэтому скорость сканирования должна быть уменьшена при высоком уровне фона на данном участке.

Применительно к каждому циклу обзора полной небесной сферы на наземном пункте управления, приема и обработки информации (НПУПОИ) производятся расчеты по разбиению небесной сферы на отдельные участки, определению очередности их обзора и выбору скорости сканирования на каждом участке обзора, а также времена начала каждого скана и параметры ориентации КА в начальные моменты сканов.

Очередность обзора вышеупомянутых участков небесной сферы определяется величиной интервала времени, через который необходимо производить повторный (или, например, трехкратный) обзор каждого участка для определения с заданной точностью параметров движения небесных тел и степени их опасности.

Полученные результаты расчетов сводятся в упорядоченную последовательность параметров обзора участков на цикле обзора небесной сферы и передаются на КА в комплекс управления сканированием в качестве программы обзора небесной сферы на соответствующий интервал времени.

Величина интервалов времени между повторными обзорами участков и кратность обзоров может быть определена на начальном этапе функционирования космической системы по результатам наблюдений небесной сферы. Слишком близкие по времени сеансы наблюдений одного и того же участка не позволяют определить параметры движения наблюдаемого небесного тела с необходимой точностью, а при слишком больших интервалах времени возникает опасность «перепутывания» нескольких движущихся небесных тел. Время обзора одного участка при разных вариантах конструкции фотоприемного устройства, времени экспозиции и размеров участка может составлять, например, от 0,5 часа до 6…10 часов. Поэтому подбирается такая группа участков, для которой сумма времен их обзора приблизительно равна длительности заданного (желаемого) интервала между обзорами одного и того же участка. При необходимости этот обзор может повторяться нужное число раз, после чего переходят к обзору очередной группы участков небесной сферы. Этот процесс повторяется до полного покрытия небесной сферы за исключением околосолнечной области, для чего может потребоваться несколько суток (например, около 3-х суток при однократном обзоре небесной сферы и 10…11 суток при трехкратном обзоре).

Таким образом, если вновь обнаруженное небесное тело после трехкратного информационного контакта с ним и измерения параметров его движения квалифицировано с заданной вероятностью как опасное для Земли, из вышеуказанного минимального подлетного времени в предельном случае в один месяц после первого обнаружения небесного тела остается около 20 суток для парирования выявленной угрозы и/или принятия мер по минимизации наносимого ущерба.

При квалификации вновь обнаруженного небесного тела как потенциально опасного в комплексе управления НПУПОИ предусмотрена возможность перевода КА в режим непрерывного отслеживания данного небесного тела. Для этого назначается уменьшенный участок обзора, состоящий, например, из одного короткого скана длиной 3°…6°. Одновременный подлет к Земле двух новых небесных тел, оцениваемых как потенциально опасные, имеет крайне малую вероятность. Поэтому в случае обнаружения нового потенциально опасного небесного тела прерывается регулярный обзор всей небесной сферы и отслеживается только сокращенный участок небесной сферы, содержащий это опасное небесное тело, до момента снятия квалификации об угрозе столкновения с Землей (либо до момента соударения). После этого производится возврат к схеме регулярного обзора небесной сферы.

При существующем уровне техники обнаружение источников излучения 23…25-й звездной величины при скорости сканирования небесной сферы до 0,10 град/с телескопом, установленным на КА, возможно фотоприемным устройством (ФПУ), состоящим из фоточувствительных матричных приборов с зарядовой связью (МПЗС) со считыванием сигнала с элементов МПЗС в режиме с временной задержкой и накоплением (ВЗН) [12].

Основное фотоприемное устройство (ОФПУ) аппаратуры наблюдения представляет собой двумерную ортогональную мозаику, состоящую из МПЗС. Режим ВЗН реализуется путем переноса зарядов в столбцах элементов МПЗС, который может производиться как в прямом, так и в реверсном направлении со скоростью перемещения изображения неба. При этом КА непрерывно ориентируется так, чтобы столбцы МПЗС в мозаике и столбцы элементов в самих МПЗС были параллельны заданному направлению сканирования.

Для обнаружения сигнала от небесных тел 25-й звездной величины требуется время накопления сигнала (время экспозиции) не менее нескольких десятков секунд. Это время представляет собой сумму времен прохождения изображения небесного тела по всем МПЗС столбца мозаики ОФПУ вдоль траектории движения изображения. В качестве типовых времен накопления можно принять, например, 30 с, 60 с, 120 с, 180 с. В соответствии с этими временами накопления, зависящими от положения участка обзора на небесной сфере, и параметрами мозаики МПЗС ОФПУ рассчитываются скорости сканирования, задаваемые космическому аппарату.

Для наблюдения небесных объектов с блеском слабее 25-й звездной величины следует использовать время экспозиции более 180 с, что достигается соответствующим снижением угловой скорости сканирования.

Изображение точечного источника излучения в процессе сканирования должно проходить весь один и тот же столбец элементов в каждом соответствующем МПЗС. Угловой размер поля зрения элемента МПЗС составляет, например, 0,25"×0,25". При этом поперечное перемещение изображения источника излучения должно удерживаться в пределах, например, одной четверти ширины одного данного столбца элементов МПЗС. Для реализации такого сканирования необходима высокая точность измерения текущего направления перемещения неподвижных звезд в поле зрения телескопа. Кроме того, для синхронизации построчного считывания сигнала с фактическими переходами изображений неподвижных звезд в каждую очередную строку элементов МПЗС необходимо непрерывное точное измерение значения текущей фактической угловой скорости перемещения звезд.

Для выполнения этих функций рядом с мозаикой МПЗС ОФПУ размещаются высокоточные звездные датчики (ЗД), представляющие собой специальные фоточувствительные МПЗС с переносом кадра, выдающие результаты измерений с частотой, например, 10 Гц. МПЗС с переносом кадра состоит из фоточувствительной секции и секции хранения. В фоточувствительной секции производится экспозиция изображения и формирование кадра. Экспонированный кадр переносится в нефоточувствительную секцию хранения, в которой производится его считывание.

Совокупность МПЗС звездных датчиков в дальнейшем обозначается как ФПУ звездных датчиков (ФПУЗД). Пример возможного взаимного расположения мозаики МПЗС ОФПУ и специальных МПЗС звездных датчиков показан на фиг.7. На ней показано расчетное поле зрения 20 телескопа с основным фотоприемным устройством 21 и специальными МПЗС звездных датчиков 23. ОФПУ представляет собой прямоугольную мозаику из МПЗС, образующих столбцы и строки, ориентированную так, чтобы столбцы МПЗС мозаики (и столбцы элементов в каждом МПЗС) были параллельны расчетному направлению 22 реверсируемого сканирования. В поле зрения выделяют несколько уменьшенную круговую область 24, в пределах которой искажения изображения не превышают величины, допустимой для обеспечения заданной точности измерений звездных датчиков. Звездные датчики размещают в области 24 вне границ ОФПУ 21 с такой же ориентацией столбцов элементов МПЗС вдоль направления сканирования.

Сборка из ОФПУ и ФПУЗД размещена на перемещаемом жестком основании так, что столбцы элементов МПЗС обоих ФПУ параллельны, а фотоприемные поверхности МПЗС ОФПУ и ФПУЗД образуют единую плоскость. Жесткость основания обеспечивает неизменность взаимного геометрического положения всех МПЗС обоих ФПУ. Это основание установлено на механическом устройстве перемещения основания (МУПО), обеспечивающем для указанной плоскости основания малые быстрые вращения по одной угловой и перемещения по двум линейным координатам в фокальной плоскости телескопа. Этим осуществляется парирование текущих отклонений движения изображений от равномерного и параллельного столбцам МПЗС, то есть удержание прохождения изображения небесного объекта в заданных пределах относительно столбцов элементов МПЗС для обоих ФПУ. Возможно также увеличение числа степеней свободы движений МУПО до трех линейных перемещений и трех угловых вращений; дополнительные степени свободы могут быть полезны для подфокусировки и юстировок оптической системы телескопа.

По информации от звездных датчиков вычисляются текущие рассогласования фактического и требуемого векторов угловой скорости перемещения звезд по фотоприемным матрицам. Эти рассогласования могут содержать как низкочастотную, так и высокочастотную составляющие. Низкочастотная составляющая порождается остаточной погрешностью выполнения системой ориентации и стабилизации КА задаваемого углового движения корпуса КА вокруг его центра масс. Высокочастотная составляющая, имеющая малую амплитуду, может являться следствием вибраций.

Указанные малые рассогласования (погрешности) парируются МУПО по командам с блока управления механическим устройством (БУМУ), на вход которого поступает информация о вычисленных рассогласованиях.

На основании вышеприведенных данных ниже приводится оценка сравнительной дальности обнаружения одного и того же небесного тела прототипом и предлагаемым изобретением. При этой оценке исходим из следующих положений:

- фазовый угол КА - небесное тело - Солнце при сравнении дальности обнаружения принимаем равным нулю;

- диаметр входного зрачка телескопов у обеих рассматриваемых космических систем одинаков;

- обнаружительная способность фотоприемных устройств у обеих рассматриваемых систем одинакова.

Пусть d - диаметр небесного тела, D - дальность наблюдения, Т - время экспозиции, то есть приема излучения небесного тела при сканировании, k, k₁, k₂ - коэффициенты пропорциональности, одинаковые для обеих космических систем.

Сила излучения небесного тела (то есть мощность излучения M₁) пропорциональна его площади:

M₁=k₁·d²

Мощность принимаемого сигнала M₂ от небесного тела обратно пропорциональна квадрату его дальности:

M 2 = k 2 D 2 ⋅ M 1

Энергия излучения Е, принятого приемным устройством, пропорциональна времени экспозиции:

Е=М₂·Т

Таким образом, энергия, принятая фотоприемным устройством от небесного тела и используемая при выработке сигнала об обнаружении этого тела, имеет вид

E = k ( d D ) 2 ⋅ T , k=k₁·k₂.

В прототипе время экспозиции представляет собой время прохождения изображения точечного источника излучения через элемент фотоприемной матрицы, имеющий угловой размер поля зрения 10,5". Для каждого скана на фотоприемной матрице из таких элементов формируются линии А и В, пересекаемые изображением небесного тела. У прототипа угловая скорость перемещения поля зрения элемента фотоприемной матрицы по небесной сфере ω зависит от угловой скорости сканирующего вращения космического аппарата ω₀ и условной широты поля зрения элемента Ш:

ω=ω₀·cosШ

Время экспозиции Т данного элемента, имеющего угловой размер ε в направлении сканирования:

T = ε ω

Угловая скорость сканирующего вращения КА ω₀ равна одному обороту за 100 минут, то есть ω₀=216"/с.

В самом неблагоприятном случае Ш=0 время экспозиции у прототипа составляет 0,05 с. При Ш=60° оно увеличивается до 0,10 с. Поскольку в интервале широт от -60° до +60° находится 86,6% площади небесной сферы, в дальнейших расчетах принимаем для прототипа время экспозиции равным 0,10 с со значительным запасом в пользу прототипа в этой области широт.

Рассмотрим полученное выражение в модифицированной форме:

E k = ( d D ) 2 ⋅ T

В левой части записана одинаковая энергия излучения Е, принимаемая от наблюдаемого небесного тела и необходимая для принятия решения о его обнаружении для каждой сравниваемой системы, а также коэффициент k, принятый одинаковым для этих систем. В правую часть внесены параметры обнаружения, полученные для предлагаемого изобретения, в котором для наиболее опасных участков небесной сферы назначается экспозиция Т=180 с. При этом для небесного тела диаметром 100 м дальность обнаружения составляет 150 млн км.

Для прототипа принимаем экспозицию Т=0,10 с и диаметр 50 м. В силу равенства левых частей последнего выражения для прототипа и предлагаемого изобретения получаем выражение

( 100 м 150 м л н . к м ) 2 ⋅ 180 с = ( 50 м D м л н . к м ) 2 ⋅ 0,1 с

Отсюда следует дальность обнаружения небесного тела диаметром 50 м для прототипа в наиболее опасных ситуациях:

D = 0,1 с 180 с ⋅ 50 м 100 м ⋅ 150 м л н . к м ≈ 1,768 м л н . к м

Эта дальность приблизительно в 85 раз меньше, чем у предлагаемого изобретения.

Если принять для прототипа диаметр обнаруживаемого небесного тела 100 м, дальность обнаружения увеличивается вдвое, но остается в ~42 раза меньше, чем у предлагаемого изобретения.

С достаточной для проводимой оценки точностью считаем время предупреждения пропорциональным дальности обнаружения.

При увеличенной дальности обнаружения опасного небесного тела соответственно возрастает и время предупреждения о моменте ожидаемого столкновения обнаруженного небесного