Методы и средства повышения помехозащищенности датчиков звездной ориентации космических аппаратов Воронков Сергей Владимирович

Содержание к диссертации

Введение

1. Использование звездных координаторов в задачах определения ориентации

1.1 История развития звездных координаторов 10

1.1.1. Звездные координаторы. Назначение, состав, классификация 10

1.1.2 Приборы, визирующие одиночные звезды 11

1.1.3 Приборы, работающие с группой звезд 14

1.1.4 Актуальность задачи исследования 17

1.2 Принцип определения ориентации звездными

22 координаторами

1.2.1 Системы координат 22

1.2.2 Выбор основных параметров прибора 23

1.2.3 Этапы решения задачи определения ориентации 30

1.3 Факторы, влияющие на работу звездных координаторов 3 5

1.4 Постановка задачи исследования 40

2. Динамические характеристики звездных приборов 41

2.1 Влияние факторов космического пространства на работу прибора

2.1.1 Актуальность задачи исследования 41

2.1.2 Радиационная обстановка в космическом пространстве 42

2.1.3 Радиационные эффекты в полупроводниках 47

2.1.4 Влияние радиационной обстановки на результаты функционирования приборов БОКЗ в космосе

2.1.5 Другие помеховые факторы внешней среды 61

2.2 Методы повышения помехозащищенности звездных

64 приборов

2.2.1 Прогнозирование изменения значений углов ориентации 64

2.2.2 Прогнозирование перемещения каталожных звезд в поле зрения 68 прибора

2.2.3 Определение угловой скорости КА путем обработки последовательности снимков

2.2.4 «Алгоритм будущего» 11

2.3 Требования к лабораторному испытательному комплексу 84

3. Динамический стенд для испытаний и геометрической калибровки звездных приборов 87

3.1 Принципы, положенные в основу создания динамического стенда

3.1.1 Общие положения 87

3.1.2 Функциональные возможности стенда 90

3.1.3 Методика выставки элементов стенда 95

3.1.4 Особенности стенда динамических испытаний 97

3.2 Исследование внутренних точностей приборов семейства БОКЗ, выполненные на стенде динамических испытаний

3.3 Перспективы развития стенда динамических испытаний 110

4. Результаты, полученные в ходе выполнения работы 113

4.1 Применение динамического стенда в задачах исследований звездных приборов

4.1.1 Исходные положения и цели исследований 113

4.1.2 Постановка задачи исследования 115

4.1.3 Сравнение эффективности разных версий бортового каталога 118

4.1.4 Анализ полученных результатов 122

4.1.5 Рекомендации по модификации алгоритмов определения параметров ориентации

132

4.2 Результаты тестирования программного обеспечения,

заложенного в процессор прибора БОКЗ-М

4.2.1 Выполнение пролета по всей небесной сфере 132

4.2.2 Влияние углового ускорения на работу алгоритма прогнозирования

4.2.3 Влияние помеховых объектов на работу прибора в режиме НО 137

4.2.4 Влияние помеховых объектов на работу прибора в режиме ТО 142

4.3 Определение ионизационной толщины ПЗС-матрицы «Лев-2» 4.3.1 Схема испытаний 146

4.3.2 Результаты испытаний 147

4.3.3 Проверка достоверности полученных результатов 152

4.3.4 Обсуждение результатов 156

4.4 Результаты исследования радиационной стойкости ПЗС-

158 матрицы «Лев-2»

4.4.1 Схема испытаний 158

4.4.2 Накопление дозы при включенном приборе 15 9

4.4.3 Накопление дозы при выключенном приборе 161

4.4.4 Наблюдение темпового сигнала в течение нескольких месяцев 162 после облучения

4.4.5 Обсуждение результатов 167

4.5 Обсуждение полученных результатов 169

Заключение 172

Список литературы 176

• Приборы, работающие с группой звезд
• Влияние радиационной обстановки на результаты функционирования приборов БОКЗ в космосе
• Методика выставки элементов стенда
• Сравнение эффективности разных версий бортового каталога

Введение к работе

Датчики звездной ориентации используются в системах управления космическими аппаратами (КА), начиная с первых шагов освоения космического пространства. Задолго до начала космической эры люди научились использовать звезды для решения навигационных задач. Поэтому создание оптических приборов, способных в автоматическом режиме выполнять слежение за звездами, было естественным развитием практических знаний человечества. Помимо звезд, в качестве опорных ориентиров для решения задач, связанных с ориентацией и навигацией летательных аппаратов могут выступать и другие небесные объекты, например, Солнце или Земля. Существуют специальные приборы, позволяющие определять ориентацию КА по результатам съемки данных небесных тел (солнечные датчики, построители местной вертикали), но в работе речь пойдет только о датчиках звездной ориентации или, как их еще называют, о «звездных координаторах».

В Оптико-физическом отделе Института космических исследований Российской академии наук (ОФО РЖИ РАН) разработкой подобных приборов занимаются около 20 лет. Последние годы значительная часть усилий отдела сосредоточена на разработке и создании «блоков определения координат звезд» (БОКЗ) - звездных координаторов, позволяющих определять параметры трехосной ориентации КА с точностью до нескольких угловых секунд. Не кривя душой можно сказать, что ОФО ИКИ является ведущим предприятием России в области разработки звездных координаторов. При этом в отделе не прекращаются работы по улучшению существующих моделей и разработке новых. Автор пришел в отдел в ноябре 2000 г. и за прошедшие два с половиной года мог не только воочию наблюдать процесс становления и развития прибора БОКЗ-М, но и принимать в нем участие.

Тот факт, что крупнейшие предприятия космической отрасли России -корпорация «Энергия», Научно-производственное объединение им. Лавочкина и другие охотно сотрудничают с отделом, бесспорно, говорит в пользу

производимых им приборов. Два прибора БОКЗ успешно функционируют на геостационарном спутнике «Ямал» с 1999 года и три прибора - на Международной космической станции (МКС) с 2000 года. В ближайшее время планируется запуск нескольких российских КА, в составе которых будут функционировать новые модификации приборов - БОКЗ-М.

Для создания конкурентоспособного товара на мировом рынке от производителей звездных приборов требуется разработка мер, направленных на:

уменьшение габаритно-массовых характеристик и энергопотребления приборов,

повышение помехозащищенности, т.е. способности звездных координаторов нормально функционировать при наличии неблагоприятных факторов внешней среды,

увеличение радиационной стойкости, а также ряда других параметров приборов.

Другими словами, мало «научить» прибор узнавать звезды, необходимо добиваться, чтобы он мог это делать в любой ситуации при наличии разного рода неблагоприятных факторов.

К сожалению, производители звездных координаторов неохотно делятся информацией о полученных результатах, объясняя это конкуренцией и суровыми законами рынка. Информация, которую можно найти в открытой литературе, довольно поверхностна и неполна. Кроме того, каждый из приборов является уникальным и не всегда можно спроецировать результаты, полученные для одного образца, на весь класс приборов. Поэтому, практически единственным вариантом развития и совершенствования производимых приборов, является накопление собственного опыта, путем проведения различного рода исследований и испытаний.

Представленная работа посвящена рассмотрению проблемы повышения помехозащищенности звездных координаторов, т.е. разработке методов и

средств, позволяющих приборам решать свою целевую задачу при воздействии на них помеховых факторов внешней среды. Помеховые факторы могут быть разделены на две большие группы - факторы космического пространства (главным образом, заряженные частицы и газо-пылевая среда) и параметры космического аппарата, на котором установлен прибор (в первую очередь, угловая скорость).

В ходе выполнения диссертационной работы было проведено исследование влияния помеховых факторов внешней среды на приборы семейства БОКЗ, рассмотрены пути повышения помехозащищенности приборов. Выполнено обоснование требований, предъявляемых к созданию стенда динамических испытаний звездных координаторов, описаны принципы, положенные в основу создания этого стенда. Разработанная методика исследования характеристик стенда динамических испытаний позволила провести на стенде тестирование различных версий функциональных алгоритмов приборов семейства БОКЗ. Результаты проведенной верификации помехозащищенной версии алгоритма в составе процессора БОКЗ-М показали его пригодность для использования в создаваемых приборах.

Выполненные испытания ПЗС-матриц приборов БОКЗ-М позволили объяснить природу ряда процессов, происходящих в ПЗС-матрицах функционирующих в космосе звездных координаторов.

Все получаемые результаты имеют практическую ценность, т.к. сразу же находили применение при разработке и создании звездных координаторов семейства БОКЗ.

Диссертационная работа состоит из введения, четырех глав, заключения, библиографического списка, включающего 52 наименования. Общий объем работы составляет 180 страниц. Работа содержит 51 рисунок и 13 таблиц.

Автор хотел бы выразить особую благодарность за помощь, оказанную в процессе написания работы, Аванесову Г.А., Дунаеву Б.С. и Акимову В.В. Отдельное спасибо Белову В. Ю, Василейскому А.С., Дроздовой Т.Ю.,

Зарецкой Е.В., Зиману Я.Л., Коломейцу Е.В., Крамеру А.Э., Красикову В.А., Куделину М.И., Муравьеву В.М., Никитину А.В., Панферову В.И., Савостьянову B.C., Собчук В.Г., Форшу А.А., Хорохорину Д. И, Шамису В.А., Ширшовой Н.Г. за поддержку, оказанную на пути постижения тонкостей науки разработки и эксплуатации оптических приборов.

Кроме того, автор от души благодарит всех сотрудников отдела № 57, в том числе тех, кто не был упомянут выше, за доброе к нему отношение.

1. Использование звездных приборов в задачах определения ориентации 1.1 История развития звездных координаторов

1.1.1 Звездные координаторы. Назначение, состав, классификация Звездные координаторы представляют собой оптико-электронные приборы, позволяющие определять параметры ориентации по результатам обработки снимков небесной сферы. В основе принципа действия таких приборов лежит прием электромагнитной энергии в видимой части спектра с последующим ее преобразованием и обработкой для получения информации о положении оси чувствительности прибора [15].

История развития звездных координаторов насчитывает около 40 лет и в представленной главе будут изложены основные этапы развития данных приборов, описан принцип их действия, рассмотрены современные устройства.

Начнем с классификации звездных приборов, которая может быть выполнена по следующим признакам [20].

По степени автоматизации работы. Звездные приборы могут представлять собой автоматические устройства или ручные, в частности, секстанты, требующие участия космонавта в решение задачи определения ориентации.

По принципу работы. Существуют приборы, позволяющие определять ориентацию КА путем визирования одиночных звезд, а также приборы, работающие с полем звезд. При использовании приборов первого типа, в составе системы управления космическим аппаратом, должны находиться, как минимум, два звездных прибора. Принцип действия таких приборов основан на слежении за выбранным астроориентиром и автоматическом совмещении направления оптической оси с направлением на этот астроориентир. В настоящее время предпочтение отдается приборам, которые в процессе своей работы регистрируют изображение группы звезд, и путем дальнейшей обработки данного изображения, определяют положение КА в базовой системе координат.

По месту расположения на космическом аппарате. Существуют приборы, установленные вне гермоотсека непосредственно на корпусе КА, и приборы, установленные на гироплатформе. Преимуществом первого способа расположения является возможность хорошего обзора небесной сферы и, как следствие, достижение хорошего качества изображения. К недостаткам данного метода установки относится тот факт, что угловые колебания корпуса космического аппарата влияют на точность определения ориентации, а также, то, что прибор, находящийся вне защиты корпуса аппарата, подвержен влиянию радиационного излучения космического пространства. Размещение же на гироплатформе, наоборот, позволяет обеспечить высокую точность установки и дальнейшей работы прибора, но при этом сложнее становится обеспечить прибору достаточный угол обзора небесной сферы.

По рабочему диапазону длин волн. Различают приборы, работающие в видимом диапазоне и в инфракрасном диапазоне длин волн.

/. 1.2 Приборы, визирующие одиночные звезды

История развития звездных приборов берет свое начало в 60-х годах 20 века. Первые типы приборов определяли ориентацию КА по результатам визирования одиночных звезд [15, 16, 20]. Существовало несколько модификаций подобных приборов, рассмотрением особенностей работы которых посвящен представленный раздел.

Следящий астродатчик с механическим модулятором. Принцип работы датчика такого типа заключается в следующем. Механический модулятор путем модуляции светового потока обеспечивает анализ положения изображения выбранного астроориентира в поле зрения прибора. Приемник лучистой энергии преобразует оптический сигнал в электрический, который благодаря наличию механического модулятора, содержит информацию о величине и направлении отклонения оптической оси прибора от направления на астроориентир. Задачей датчика, который размещен в кардановом подвесе,

является совмещение данных направлений, что достигается путем формирования управляющего сигнала и воздействия на исполнительные органы, размещенные на осях карданного подвеса. В качестве приемников лучистой энергии в следящих астродатчиках могут использоваться фотоэлементы, фотоумножители, фотодиоды, фототриоды и подобные устройства [18].

Астродатчики с телевизионной разверткой изображения. С целью исключения из состава приборов элементов с механическим движением, которые понижали надежность системы астронавигации и ориентации в целом, были разработаны датчики с телевизионными передающими трубками в качестве чувствительных элементов. Такие датчики использовались как в следящих системах, так и в системах, работающих в измерительном режиме и не содержащих замкнутого контура. Прибор выполняет электронное сканирование поля зрения синусоидальным растром до захвата звезды. Сигнал угловой ошибки между направлением на звезду и направлением оптической оси используется для совмещения этих направлений. Когда звезда находится близко к оптической оси, происходит переключение развертки с режима захвата на режим слежения с резким уменьшением диаметра развертки, что способствует повышению отношения сигнал/шум.

К такому типу устройств относится следящий датчик, разработанный фирмой «Хайкон» в середине 60-х годов. Датчик позволял работать со звездами до +3-й звездной величины, при этом средняя квадратическая ошибка (СКО) направления на звезду при слежении за звездой +3-й звездной величины составляла 12 угловых секунд [34].

Астродатчики на основе волоконной оптики. Следующим поколением приборов являются приборы, в которых используются волоконно-оптические элементы, что позволяет исключить из схем приборов крупногабаритные вращающиеся детали и устройства. С помощью волокон можно передавать растровое изображение, для которого разрешающая способность определяется

размером волокон. Применение оптических волокон дало возможность производить разбивку изображений по некоторому заданному закону, изменять размеры изображения, кодировать изображения, передавать информацию в цифровой форме [17].

Вообще говоря, существует большое число разновидностей приборов, работающих с одиночным астроориентиром, отличающихся друг от друга элементным составом и функциональными схемами работы [15, 16, 20, 36]. Здесь были приведены лишь общие сведения о разновидностях таких приборов и принципах их работы.

Приборы, использующие информацию от одиночных звезд, применялись в системах управления КА в основном на начальных этапах развития космонавтики. В 60-х - 70-х годах 20 века в системе ориентации советских космических аппаратах, входящих в состав программы изучения Марса, а также на многих космических аппаратах производства США - «Lunar Orbiter», «Surveyor», «Pioneer», «Mariner», «Viking» и др. использовались, так называемые, датчики Канопуса [16, 19]. Канопус - звезда южного полушария неба, невидимая на наших северных широтах. Ее избрали в качестве опорного астроориентира потому что это вторая по яркости звезда небосвода, и к тому же расположенная вблизи полюса эклиптики. Датчики Канопуса использовались для определения ориентации совместно с солнечными датчиками. При этом сначала происходила ориентация КА на Солнце, а затем для поиска звезды КА придавалось вращение относительно оси направления на Солнце. Точность выходной характеристики угловой ошибки датчика, применяемого на КА «Surveyor», составляла 0,1 при угле сканирования - 2. На «Mariner-4» использовался датчик, максимальная ошибка которого (За) составляла 0,186 [34]. Помимо Канопуса, в качестве опорной звезды также использовались другие яркие звезды - Сириус, Полярная звезда, Вега. К примеру, в состав системы ориентации американского спутника «ATS» входил звездный прибор, направленный на Полярную звезду. Существовали варианты системы

ориентации, базирующейся на использовании двух датчиков, применяемых для одновременного визирования Канопуса и Веги, расположенных в противоположных направлениях на небесной сфере. На американской орбитальной астрономической обсерватории «ОАО» использовалась система, состоящая из 6 звездных следящих датчиков, расположенных по два относительно каждой оси и направленных в противоположные стороны. [19, 34].

На КА «Apollon» и на некоторых других пилотируемых аппаратах применялись секстанты - оптические приборы, позволяющие космонавту визировать одновременно два объекта и измерять угол между направлениями на эти объекты. Поле зрения визирной трубки секстанта было равно 1,8, предельная ошибка измерений составляла около 18" [5].

Говоря о приборах, визирующих одиночные звезды, отметим, что одним из важнейших их недостатков является требование к малому полю зрения (до 1), которое обусловлено необходимостью устранения ложного захвата звезды. Под ложным захватом понимается ситуация, когда в поле зрения прибора попадает посторонняя звезда и датчик начинает ее отслеживать, определяя тем самым, неправильное направление. В связи с этим, вытекает требование предварительного точного наведения оптической оси астродатчика в необходимую точку небесной сферы, которое влечет за собой определенные сложности. Развитие элементной базы и электронно-вычислительной техники создало предпосылки для разработки и производства приборов, использующих информацию о группе звезд в их поле зрения.

1.1.3 Приборы, работающие с группой звезд

В общем виде принцип работы приборов, работающих по полю звезд, заключается в сканировании небесной сферы, регистрации попавших в поле зрения звезд, отождествлении зарегистрированных звезд со звездами, данные о которых хранятся в рабочем звездном каталоге, и определении параметров

ориентации. На первоначальных этапах развития таких приборов
рассматривались три варианта осуществления распознавания

зарегистрированных звезд: по относительному взаимному положению на небесной сфере, по яркости, по наблюдаемому спектру свечения [15, 27, 28]. В результате исследований и сравнений всех трех вариантов, было установлено, что наиболее удобным и точным способом является распознавание звезд по их относительному взаимному положению. Существующие приборы можно разбить на несколько типов в соответствии с используемыми методами сканирования.

Звездные приборы с эталонными картами звездного неба. Одним из основных элементов, входящих в состав приборов данного типа, является эталонная карта звездного неба, расположенная на некотором расстоянии от фокальной плоскости. На карте нанесены в виде отверстий расположения звезд выбранного участка небесной сферы. При требуемой ориентации К А лучи от каждой звезды проходят соответствующие отверстия в эталонной карте и после дальнейшего прохождения через модулятор со щелевым растром, расположенным перед фотоприемником, образуют одно световое пятно. В случае отклонения оптической оси астродатчика от требуемого положения, световое пятно сдвигается в сторону, противоположную отклонению звезд и вытягивается в направлении сдвига, что дает сигнал ошибки, в котором содержится информация о величине и о направлении отклонения оптической оси. Перед поиском выбранного участка звездного неба необходимо предварительно навести оптическую ось прибора на центр данного участка с точностью не хуже 10, а затем, с помощью двигателя поворачивать диск с эталонной картой вокруг оптической оси пока изображения звезд не совпадут с изображениями на карте [16, 20].

Говоря о приборах подобного типа, отметим применявшийся для ручной ориентации станции «Салют» бортовой звездный глобус [8]. Глобус представлял собой сферу с нанесенными на ней конфигурациями созвездий.

16 Звезды (до пятой величины) имитировались в виде точек, имеющих различную относительную яркость. Глобус помещался в узел подвески, который позволял отслеживать развороты станции относительно звезд, а также находить оптимальную траекторию разворотов станции на требуемое созвездие. В 1977 году на советской орбитальной станции «Салют-6» прошли испытания и затем использовались в качестве резервных, приборы визуального контроля с эталонной картой неба [6], принцип работы которых был аналогичен описанному выше. Такие же приборы применялись на космических кораблях «Союз», обслуживающих станцию.

Звездные приборы с модуляторами. Как следует из названия, в состав приборов такого типа входят модуляторы, т.е. диски с узкими щелями, располагающимися в фокальной плоскости объектива. Существуют разные виды модуляторов, отличающиеся расположением щелей, от которого зависит направление вращения прибора - относительно оптической оси или относительно оси, перпендикулярной оптической оси. Соответственно расположению щелей меняется и форма поля сканирования, которая может представлять собой полосу, являющуюся поверхностью цилиндра, или окружностью. Определение положения звезд, находящихся в поле зрения датчика, проводится на основании данных об угловом положении щели модулятора в момент возникновения импульсов от звезды [20].

Звездные приборы с электронной разверткой. Этот тип приборов содержит электронную часть и оптическое устройство. Принцип работы таких приборов заключается в следующем. Рисунки звезд, представляющие собой окружности одинакового диаметра с базовой звездой в центре, выбираются на небесной сфере таким образом, чтобы при произвольном расположении поля зрения прибора на небесной сфере, по крайней мере, один рисунок попадал в него полностью. Воспринимающим устройством прибора является телевизионный электронно-оптический преобразователь со спиральной разверткой распознаваемого рисунка звезд. Одна полная спираль дает временную

последовательность импульсов, характерную только для одного рисунка. Последовательность импульсов образуется относительно базовой звезды и сравнивается с последовательностями импульсов, хранящимися в памяти вычислительной машины.

Уже в середине 60-х годов 20 века предпринимались попытки разработать мозаичные или сетчатые фотоприемники, заменяющие телевизионные передающие трубки в составе звездных приборов. Например, система мозаичного типа, описанная Вильоном и Вольфом, содержала 400 фотовольтических элементов, имела угол поля зрения 25 и чувствительность, соответствующую звездной величине +4,5. Точность такой системы составляла 0,2 . Другая система, описанная Харрингтоном, обеспечивала точность 10" при угле поля зрения 30 [35].

Появление и развитие в 80-х годах 20 века приборов с зарядовой связью (ПЗС), которые стало возможным использовать в качестве чувствительного элемента, позволило разработать и создать высокоточные датчики трехосной ориентации. Существующие в настоящее время образцы приборов позволяют определять параметры ориентации в реальном времени с точностью до нескольких угловых секунд. Далее под термином «звездный прибор» или «звездный координатор» будем понимать именно такие приборы.

1'. 1.4 Актуальность задачи исследования

В настоящее время в мире существует достаточно большое количество фирм, занимающихся разработкой звездных координаторов. Характеристики некоторых из приборов представлены в табл. 1.1 [2, 22]. В первой графе таблицы в скобках указан год начала работы прибора в космосе; прочерки в графах таблицы означают, что по данным параметрам нет информации в сети Интернет или в рекламных проспектах производителей.

Таблица 1.1

Сравнительные характеристики звездных приборов

В России ведущим разработчиком звездных координаторов является Оптико-физический отдел Института космических исследований. Производимые отделом приборы БОКЗ успешно функционируют на геостационарном спутнике «Ямал» и Международной космической станции (МКС). В ближайшее время планируется запуск нескольких российских КА, в составе которых будут функционировать новые модификации приборов - БОКЗ-М (рис. 1.1).

Рис. 1.1 Прибор БОКЗ-М

Сравним характеристики приборов БОКЗ-М [2, 3] с характеристиками аналогичных приборов, производимых двумя ведущими европейскими производителями.

Одним из них является итальянская фирма Galileo Avionica, чьи приборы использовались во множестве миссий, например, таких как Rosetta, Cassini, Mars Express и др. В 2002 году Galileo Avionica представила новую модель звездного координатора (Bepi Colombo), построенного на базе APS (Active Pixel Sensor) - чувствительного элемента, имеющего ряд преимуществ по сравнению с ПЗС-матрицей [42, 43]. К указанным преимуществам производители относятся - меньшее энергопотребление, увеличенную радиационную стойкость, возможность выборочного управления отдельными чувствительными элементами и некоторые другие [40].

Рассмотрим продукцию еще одного европейского разработчика звездных приборов, коим является Технический университет Дании. Одна из последних представленных датчанами разработок - прибор uASC, являющийся

миниатюризированной (ц - «микро») модификацией прибора ASC, экземпляры которого успешно функционируют в составе 19 космических программ, например, Galileo, Proba, Goce, Grace, Contour и др. [46, 47]. Сравнительные характеристики этих приборов сведены в табл. 1.2.

Таблица 1.2

- указана масса только оптического блока.

Как видно, БОКЗ-М по многим показателям уступает итальянскому и датскому приборам. Конечно, следует понимать, что зачастую производители в рекламных целях несколько «приукрашивают» характеристики своих приборов, но, тем не менее, существует очевидный факт - для того, чтобы успешно конкурировать на международном рынке, производители звездных приборов должны стремиться к выполнению ряда требований, к которым относятся:

повышение быстродействия приборов;

расширение рабочего диапазона угловых скоростей;

повышение радиационной стойкости и помехозащищенности звездных приборов;

уменьшение габаритов, массы, энергопотребления.

Выполнение перечисленных требований возможно только после проведения огромного числа научно-исследовательских, конструкторских и производственных работ.

В ОФО ИКИ постоянно ведутся подобные изыскания, и представленная работа является частью исследований, направленных на реализацию комплекса мер, позволяющих улучшить функциональные характеристики приборов семейства БОКЗ.

Многое приходится делать впервые, т.к. информации об аналогичных исследованиях, проводимых фирмами конкурентами, практически нет в открытых источниках, а то, что есть, содержит лишь описание вопроса в общем виде. Поэтому, в процессе выполняемой работы планируется рассмотреть широкий круг вопросов, касающихся:

исследования влияния радиации на функционирование звездных координаторов;

разработки рабочих алгоритмов звездных приборов, позволяющих им нормально работать при воздействии большого числа помеховых факторов внешней среды;

исследования свойств лабораторного комплекса, с помощью которого можно проводить на Земле широкий спектр работ по испытаниям звездных приборов.

Перечисленный ряд вопросов, которые планируется взять в рассмотрение, не является исчерпывающим. В последующих главах он будет уточнен и дополнен. В целях лучшего понимания затрагиваемых в работе проблем, рассмотрим принципы работы звездных координаторов, а также общую идеологию выбора их основных параметров.

1.2 Принцип определения ориентации звездными координаторами

1.2.1 Системы координат

Основной задачей звездного прибора, работающего с изображением поля звезд, является определение осей внутренней системы координат в системе координат, связанной со звездами [7, 14].

В общем случае внутренняя система координат реализуется строками и столбцами ПЗС-матрицы и направлением перпендикуляра, опущенного из задней узловой точки объектива на ПЗС-матрицу. Начало такой системы координат обычно располагается в центре ПЗС-матрицы.

В качестве базовой системы координат обычно рассматривается вторая экваториальная система координат или орбитальная система координат. Соответственно, говорят об инерциальной или орбитальной ориентации.

Рис. 1.2 Экваториальные системы координат Вторая экваториальная система координат (рис. 1.2) определяется следующим образом. Начало системы координат находится в центре масс Земли, ось Z направлена в северный полюс, ось X направлена в точку весеннего равноденствия, ось Y дополняет систему до правой. Первая из экваториальных координат определяется как угловое расстояние точки Q от небесного экватора (дуга KQ) и называется склонением 8. Склонение считается положительным к северу от экватора и отрицательным - к югу, и заключено в пределах от -90 до +90.

Угловое расстояние от точки весеннего равноденствия у до круга склонений светила Q (дуга уК), отсчитываемое против направления вращения небесной сферы (т.е. к востоку от у), называется прямым восхождением а.

Начало орбитальной системы координат совпадает с центром масс космического аппарата, ось Z направлена по геоцентрическому радиус-вектору от Земли, ось X лежит в плоскости орбиты и направлена в сторону вектора скорости, ось Y дополняет систему до правой.

1.2.2 Выбор основных параметров прибора

Звездный координатор представляет собой оптико-электронный прибор, который можно условно разделить на два больших блока:

оптический блок, включающий в себя объектив, чувствительный элемент (ПЗС-матрица), бленду;

блок электроники, в состав которого входит модуль источника питания, различные интерфейсные устройства и в некоторых модификациях приборов -процессор, выполняющий задачи управления прибором, а также все задачи, связанные с определением параметров ориентации КА.

При разработке звездных координаторов первостепенной задачей является выбор параметров его составных элементов и устройств. Этот выбор в первую очередь определяется существующей элементной базой, а также условиями, в которых планируется использовать прибор. При решении задачи выбора необходимо задаться неким критерием предпочтения, определяющим, на что в первую очередь следует обращать внимание при рассмотрении возможных вариантов. Например, для этого может быть сформулирован критерий, в соответствии с которым выбранные параметры составляющих элементов прибора должны обеспечивать с заданной точностью определение параметров ориентации и при этом следует стремиться к тому, чтобы масса прибора была минимальной. Модификацией данного критерия могут служить критерии, которые стремятся минимизировать стоимость изготовления прибора или его

габаритные характеристики. В любом случае, непосредственный выбор критерия зависит от конкретных условий применения прибора.

Рассмотрим в общих чертах идеологию выбора параметров звездных координаторов [1, 38, 39]. Важнейшим элементом любого оптико-электронного прибора является объектив. Параметры объектива определяют качество оптической системы и, в конечном итоге, облик всего прибора. К ним относятся: фокусное расстояние объектива, диаметр входного зрачка (относительное отверстие объектива), поле зрения объектива. Перечисленные параметры называют иногда внешними. Помимо них, при подборе объектива необходимо иметь в виду и такие параметры, как коэффициент пропускания объектива, коэффициент оптической передачи, заднее вершинное фокусное расстояние и некоторые другие.

Помимо объектива в состав оптического блока звездного прибора входят ПЗС-матрица и бленда.

ПЗС-матрица, являясь чувствительным элементом прибора, преобразует оптический сигнал в электрический.

Бленда является приспособлением, с помощью которого происходит ослабление боковой засветки объектива от Солнца, других небесных тел, элементов конструкции КА и т.п. Бленда характеризуется параметром, называемым коэффициент подавления боковой засветки, значение которого определяется, исходя из требуемых условий работы космического аппарата.

Рассмотрение характеристик блока электроники не входит в рамки данной работы, хотя их выбор является во многом определяющим для успешного функционирования приборов. Рассмотрим лишь выбор параметров оптического блока.

Основной характеристикой звездных координаторов, используемых для определения параметров ориентации, является точность определения направления на отдельную звезду. Точность определения направления на отдельную звезду зависит от точности определения координат ее

энергетического центра, а также от точности, с которой известны элементы внутреннего ориентирования (фокусное расстояние и координаты главной точки) и параметры обобщенной дисторсии по полю кадра. Элементы внешнего ориентирования и параметры обобщенной дисторсии могут быть определены с достаточно большой точностью на этапе калибровочных работ, поэтому основным фактором, определяющим точность направления на звезду, является точность определения координат энергетического центра изображения звезды на ПЗС-матрице. Эта точность зависит от чувствительности прибора, а также от параметров функции рассеяния точки оптической системы прибора (форма, размеры изображения звезды, распределение яркости в пятне). Изображение звезды на ПЗС-матрице представляет собой пятно с формой, определяемой параметрами объектива и самой ПЗС-матрицы. С точки зрения определения энергетического центра пятна наилучшим распределением яркости в нем является равномерное распределение. К сожалению, на практике, достичь этого не представляется возможным, поэтому принято считать, что распределение яркости в пятне близко к нормальному. Определяя координаты энергетического центра изображения звезды как среднее взвешенное из координат центров покрываемых изображением звезды элементов ПЗС-матрицы с весами, равными сигналам в отдельных элементах, можно определить, что теоретически достижимая точность определения координат энергетического центра изображения отдельной звезды оценивается по следующим формулам:

СІШ СІШ

где сг_;, aj - средние квадратические ошибки определения координат энергетического центра изображения звезды,

a,, aj - величины, характеризующие размер изображения звезды по

столбцам и строкам,

с/м - отношение сигнал/шум.

Таким образом, если учитывать, что минимальный размер изображений слабых звезд не должен превышать 3x3 элемента ПЗС-матрицы (что определено из практики), то основной причиной, влияющей на точность определения координат изображений звезд, является чувствительность прибора, при увеличении которой отношение сигнал/шум увеличивается и СКО определения координат изображения звезды уменьшается. Таким образом, вероятность определения параметров ориентации звездного прибора с заданной точностью зависит прежде всего от чувствительности прибора, а также от вероятности попадания в поле зрения прибора нужного числа звезд, координаты которых содержатся в рабочем каталоге.

Исходя из существующей элементной базы, т.е. зная размер элемента применяемой в приборе ПЗС-матрицы, а, также задаваясь значением величины сигнал/шум и величиной среднеквадратической ошибки определения направления на звезду, можно рассчитать требуемое значение фокусного расстояния объектива, при котором будут достигаться требуемые параметры:

г _ ЛШ ' Р (л *)\

&-СІШ

где (Тмм - величина, характеризующая размер изображения звезды по столбцам и строкам (в миллиметрах);

а - величина среднеквадратической ошибки определения направления на звезду (в угловых секундах);

р = 206265" - число угловых секунд в одном радиане;

Оптимальное время экспонирования связано с параметрами объектива и

чувствительного элемента, и зависит от угловой скорости вращения

космического аппарата, на котором планируется применять прибор:

d -р
*опт ~ "7 7Г~Г~> ^ )

где d - эффективный диаметр пятна изображения звезды на ПЗС-матрице, содержащем 90% энергии от звезды;

й)"/с - угловая скорость. Учитывая, что размер элемента ПЗС-матрицы, применяемой в приборах БОКЗ, равен 16 мкм, то d « 50 мкм. Для значения фокусного расстояния равного 60 мм были рассчитаны значения оптимального времени экспонирования для диапазона угловых скоростей от 2 до 24 '/с (табл. 1.3).

Таблица 1.3

Под оптимальным временем экспонирования здесь понимается интервал времени, дальнейшее увеличение которого не приведет к дальнейшему увеличению соотношения сигнал/шум, т.к. фотоэлектроны, приходящие от звезды, будут распределяться на большую площадь.

Используя параметры ПЗС-матрицы, в частности значение крутизны преобразования заряда в напряжение в ПЗС - Smc, можно определить величину сигнала от звезды, обеспечивающего требуемое отношение сигнал/шум:

'і

(1.4)

Qse =

(с/ш) >q ^SII3C

где q - все единицы младшего разряда при аналого-цифровом преобразовании. С другой стороны, величина Q_3e может быть определена по формуле:

(1.5)

»Л/_

Qse =

4-2.512' к - абсолютный коэффициент использования энергии звезды; t₃Kcn. - время экспонирования; D_ex - диаметр входного зрачка объектива; M_v - звездная величина. Совместное решение этих двух уравнений, исходя из достижения требуемого отношения сигнал/шум, параметров используемой ПЗС-матрицы и аналого-цифрового преобразователя, а также с учетом рассчитанного ранее значения

времени экспонирования позволит определить диаметр входного зрачка объектива.

Предельная звездная величина, регистрируемая при выбранных параметрах объектива зависит от фокусного расстояния f, от размера фрагмента изображения звезды на ПЗС-матрице - п , от яркости фона Вф и может быть определена по формуле:

M^^ed=2.5\g⁵-^SS'^l~³'^f2 (1.6)

Вф-п²

Рассмотрев процедуру выбора основных параметров звездного прибора, от которых зависит чувствительность прибора, перейдем к вопросам, связанным со звездным рабочим каталогом. Звездный каталог содержит координаты звезд небесной сферы, информация о которых используется при распознавании зарегистрированных объектов на полученном прибором снимке звездного неба. Каталог должен быть составлен таким образом, чтобы в поле зрения прибора при любой ориентации космического аппарата с заданной вероятностью попадало не менее трех каталожных звезд. Такое число звезд гарантированно обеспечивает определение параметров ориентации. Встает вопрос об объеме звездного каталога, который должен быть, по возможности, минимизирован, с целью уменьшения объема требуемой памяти. Объем каталога определяется, во-первых, размером угла поля зрения прибора, а во-вторых, вероятностью попадания в поле зрения прибора трех и более каталожных звезд. Поле зрения объектива 2W определяется линейным размером ПЗС-матрицы и фокусным расстоянием используемого объектива:

2W = 24l-arctg{±-) (1.7)

где / - линейный размер ПЗС-матрицы; /- фокусное расстояние прибора. Среднее количество звезд Я, попадаемое в поле зрения прибора можно определить из следующего соотношения:

N-W²
Ь^, (1.8)

где //-объем каталога;

Бсф - площадь всей поверхности небесной сферы (42260 квадратных градуса).

Распределение звезд на небесной сфере достаточно хорошо подчиняется распределению Пуассона. В соответствии с данным распределением, вероятность попадания в поле зрения т звезд определяется как:

/7(^) = ^--^, (1.9)

ml где Я - параметр распределения Пуассона - среднее число звезд, попавших в кадр, связанное с объемом звездного каталога приведенным выше соотношением.

Задаваясь значением вероятности попадания в поле зрения прибора не менее трех звезд, и решая два вышеприведенных равенства, можно определить требуемый объем звездного каталога.

Габаритные характеристики прибора определяются в первую очередь размерами бленды, которая защищает объектив от паразитной засветки. Расчет параметров бленды проводится в соответствии с требованиями, предъявляемыми к светотехническим характеристикам фона, зависящими в свою очередь, от ряда вопросов: под каким углом к орбите находится Солнце, есть ли вероятность попадания в поле зрения прибора Луны, Солнца или Земли, как прибор расположен на самом КА - находятся ли рядом с ним элементы конструкции, могущие отражать свет и т.д.

Массовые характеристики звездного координатора определяются конструктивными особенностями прибора, а также радиационной обстановкой, в условиях которой придется функционировать - высокий уровень ионизирующего излучения, воздействующего на прибор, может потребовать установки поглощающих экранов, имеющих достаточно большую массовую толщину.

зо Подведем итог сказанному:

угловая скорость и орбитальные параметры космического аппарата, на котором установлен звездный координатор, определяют выбор его габаритно-массовых характеристик, оптимального времени экспонирования и объема звездного каталога;

геометрические, спектральные характеристики ПЗС-матрицы определяют выбор характеристик объектива - фокусного расстояния, диаметра входного зрачка и угла поля зрения объектива;

значение предельной регистрируемой прибором звездной величины определяет объем бортового каталога.

Выбор параметров звездного координатора является сложной многопараметрической задачей, которая может быть решена только численно.

1.2.3 Этапы решения задачи определения ориентации

Перейдем к рассмотрению принципа функционирования звездных приборов. Определение параметров ориентации происходит в соответствии со следующим алгоритмом. Прибор производит съемку участка звездного неба, при этом с целью повышения точности определения направления на звезды в приборе выполнена дефокусировка объектива так, чтобы изображение отдельной звезды на ПЗС-матрице покрывало площадь размером, примерно, 3x3 элемента. После экспонирования видеосигнал обрабатывается в аналоговом видеотракте и аналого-цифровом преобразователе (АЦП) и преобразуется в массив цифровой информации. Затем информация поступает или в модуль процессора или в бортовую вычислительную машину (БВМ), где с помощью специального программного обеспечения производятся вычисления.

Вычисления делятся на следующие основные операции:

локализация изображений звездоподобных объектов на ПЗС-матрице, определение координат их энергетических центров и интегральной яркости;

распознавание зарегистрированных звезд в бортовом звездном каталоге;

редукция координат звезд на момент наблюдения;

расчет элементов ориентации осей системы координат прибора в базовой системе координат.

Локализация изображений источников света

На снимке выделяются пространственно связанные элементы - кластеры, и рассчитываются координаты х и у энергетических центров для каждого кластера. Если число оставшихся после отбраковки кластеров больше трех, то выполняется их ранжирование по убыванию интегральной яркости и для последующего распознавания в бортовом каталоге выбирается некоторое количество звезд, имеющих максимальную интегральную яркость.

Распознавание в бортовом каталоге

Задача распознавания зарегистрированных изображений звезд в бортовом каталоге решается путем сравнения измеренных и каталожных угловых расстояний. Поскольку величины угловых расстояний инвариантны относительно систем координат, то не требуется никакой априорной информации об ориентации приборной системы координат в системе координат звездного каталога. В системе координат бортового звездного каталога вычисляются угловые расстояния между предварительно упорядоченными по звездным величинам звездами. В системе координат прибора угловые расстояния между измеренными звездами, упорядоченными по возрастанию интегральных яркостей, вычисляются с помощью измеренных координат изображений звезд и фокусного расстояния камеры. Поскольку измеренные координаты центров изображений звезд вычисляются с ошибками и фокусное расстояние известно с некоторой ограниченной точностью, то одноименные вычисленные угловые расстояния в системе координат прибора и в системе координат звездного каталога не будут совпадать идеально. Угловое расстояние в системе прибора в пределах заданной є-окрестности сравнивается с несколькими каталожными угловыми расстояниями, включая истинное.

Редукция координат звезд на момент наблюдения

Поскольку координаты звезд в бортовом каталоге приведены на эпоху J2000.0, необходимо редуцировать их на момент наблюдения. Редукция предусматривает проведение следующих операций:

учет собственных движений звезд;

учет влияния прецессии;

учет нутации;

учет общей аберрации. Расчет элементов ориентации

Измеренные значения Х[ и уі координат энергетических центров изображений звезд во внутренней системе координат связаны с направлениями на соответствующие звезды во второй экваториальной системе координат и параметрами модели измерений следующими соотношениями [33, 4]:

a_3ll_i+a₃₂m_i+a₃₃n_i

у_і=-/.-Ш IA_L ^L + y_0+Ay.₊Sy_i

^3\^li^+a32^mi^+a33ⁿi

где ///w,-,W/ - направляющие косинусы, определяющие направления на

изобразившиеся звезды во второй экваториальной системе координат;

f,Xo,y₀ - линейные элементы внутреннего ориентирования прибора (эквивалентное фокусное расстояние и координаты главной точки), реализующие внутреннюю систему координат;

Axj, Ayi - поправки, обусловленные параметрами обобщенной дисторсии по полю кадра;

a k і - элементы матрицы ориентации осей внутренней системы координат во второй экваториальной системе координат;

Ьхидуі- остаточные рассогласования по осям координат, полученные как разности измеренных значений координат и вычисленных, с учетом полученных параметров модели измерений.

Направляющие косинусы каталожных звезд вычисляются по формулам:

// = cos5і -cosor/;

irij = cos Sj -sin af, (111)

nj= sin Sj,

где а; и 8; - представляемые в звездном каталоге прямое восхождение и склонение і-ой звезды, приведенные на момент съемки на видимые места наблюдений.

Линейные элементы внутреннего ориентирования прибора и параметры обобщенной дисторсии определяются на Земле в процессе проведения калибровочных работ, паспортизируются и используются в последующих вычислениях в виде констант. Элементы <% матрицы ориентации являются функциями трех углов ao,So,A, однозначно фиксирующих взаимное расположение осей внутренней и звездной систем координат. Два угла ссо и 5о задают направление оси oz внутренней системы координат в системе звездного каталога, а третий угол А - ориентацию координатной плоскости ху по отношению к небесному меридиану. В этом случае, элементы матрицы ориентации {аи} могут быть найдены путем решения системы нелинейных уравнений (1.12).

Специалистами ОФО ИКИ РАН разработано программное обеспечение, позволяющее реализовывать все вышеперечисленные процедуры, а также решать систему нелинейных уравнений методом Ньютона-Рафсона по способу наименьших квадратов. Вычислительная процедура представляет собой итерационный процесс на каждом шаге которого выполняется линеаризация уравнений в окрестности начальных приближений определяемых параметров, решение системы линейных уравнений и уточнение определяемых параметров. Процедура сходится за 4-5 итераций в зависимости от точности знания начальных приближений.

a\\ =-cos Л-sin org -sin Л-cos «о -sin^o «12 = qosA cosgcq - sin A sin a_G sin 5q «13 =smA-cosccQ «2i =sinA-smaQ-cosA-cosaQ-s\ndQ

«22 = -sin ^-cosao^-cos^'^siⁿ#o*^sul^O (1-12)

«23 = cos ^4- cos Sq

«31 =cos^o*^cosao

«32 =COS«o*sinCiro «₃₃=sin<%

Вычисленные параметры ориентации могут выдаваться в виде кватерниона

ориентации Ро,Рі,Р2,Рз- Кватернионы ориентации определяются следующими

формулами:

(«13-«3l)(«21-«l2), 4(«32+^23)

«32 ~ «23 . 4Д) '

«із -«зі.

(1.13)

4/

«21 -«12.

4/

где ай - элементы матрицы ориентации, рассчитанные способом, описанным выше.

Если известно положение орбитальной системы координат в инерциальнои на момент экспонирования, может быть осуществлен переход от инерциальнои ориентации к орбитальной путем перемножения соответствующих матриц.

1.3 Факторы, влияющие на работу звездных координаторов

Рассмотрим проблемы, возникающие в процессе функционирования звездных координаторов и влияющие на выполнение приборами -их непосредственной цели. На рис. 1.3 представлена, так называемая, операционная модель для звездных приборов. Данная схема позволяет наглядно представить влияние параметров внешней среды, а также элементов самого прибора на основные операции, выполняемые во время решения задачи определения ориентации. Итак, основной операцией является получение изображения участка звездного неба. От качества полученного изображения зависит то, насколько успешно сможет прибор справиться с решением своей основной задачи. Как видно из рис. 1.3, выполнение данной операции определяется параметрами оптического модуля прибора, а также правильной работой процессора в режиме выдачи управляющих команд. Вместе с тем, определяющую роль в плане качества получаемого изображения играют характеристики внешней для прибора среды. Здесь следует выделить две основные группы внешних характеристик:

космического аппарата, на котором установлен прибор,

космического пространства.

Рассмотрим каждую из групп. Одной из основных характеристик КА, влияющих на вероятность получения прибором качественного изображения, является его угловая скорость, причем не только ее абсолютное значение, но также и закон изменения. Значение угловой скорости КА определяет в первую очередь способность прибора регистрировать на изображении достаточное для решения задачи определения ориентации число звезд. Связь угловой скорости с параметрами прибора рассматривалась в п. 1.2.2. Рабочий диапазон угловых скоростей, в пределах которого прибор может решать свою целевую задачу, может быть определен, на основе параметров звездного координатора. Движение КА подчиняется определенным законам, поэтому можно ожидать, что непрогнозируемые выходы значения угловой скорости за границы данного

«

Компоненты прибора и их характеристики

Операции и результаты

Характеристики внешней среды

Объектив, ПЗС-матрица,

бленда; Управляющие

команды процессора

Характеристики АЦП

Математическое обеспечение процессора

Бортовой звездный каталог

#>

Экспонирование кадра

Массив цифровой информации

Обработка кадра,

локализация объектов на

кадре

Таблица локализованных объектов

Распознавание объектов

в бортовом звездном

каталоге

Космический аппарат

угловая скорость

микроколебания .- температура

Космическое пространство

заряженные частицы

газо-пылевая среда

неравномерная освещенность

небесные тела

0\

Таблица распознанных звезд

>

Расчет параметров ориентации

Рис. 1.3 Операционная модель для звездных приборов

диапазона маловероятны. Тем не менее, во время полета могут выполняться определенные запланированные маневры, характеризующиеся значительным изменением значения угловой скорости, во время которых прибор не сможет определять параметры ориентации.

Под микроколебаниями (см. рис. 1.3) имеются в виду колебания космического аппарата, передающиеся на посадочное место прибора и влияющие на точность получаемого изображения. В большей степени это проявляется на больших КА, имеющих в своем составе много стыковочных модулей, большие плоскости солнечных батарей и т.п.

К характеристикам космического пространства, оказывающих влияние на получаемое изображение, относятся заряженные частицы. Их воздействие с одной стороны проявляется в виде эффектов поглощенной дозы, обуславливающих деградацию электронных элементов прибора. С другой стороны, поток заряженных частиц, воздействующих на прибор во время экспонирования, может вызывать появление на изображении звездного неба большого числа помеховых объектов, среди которых трудно распознать звезды.

К подобному эффекту могут также приводить отдельные космические частицы, освещенные Солнцем, которые, попав в поле зрения прибора, будут создавать на изображении звездоподобные помеховые объекты.

Влияние газовой и мелкодисперсной пылевой среды проявляется в наличии равномерного фона на изображении звездного неба. В свою очередь, попадание в поле зрения прибора края Солнца, Луны, Земли или же света от отражающих элементов конструкции КА может являться причиной наличия неравномерной засветки получаемого изображения.

Таким образом, как следует из рис. 1.3, а также на основе вышеизложенного, основное влияние факторов внешней и внутренней среды на звездный прибор происходит на этапе экспонирования. Качество полученного на данном этапе изображения определяет вероятность удачного выполнения всех остальных операций по его обработке и расчету параметров ориентации. Поэтому учет и

компенсация влияния указанных характеристик является важной задачей при разработке звездных приборов.

Рассматривая остальные операции, выполняемые звездными координаторами, видим, что на их выполнение оказывают влияния в основном внутренние приборные характеристики. Состав и правильное построение бортового каталога определяет удачное распознавание зарегистрированных объектов. Корректная работа математического программного обеспечения позволяет решать задачу определения параметров ориентации с заданной точностью. Стоит отметить, что бортовой каталог является по своей структуре строго детерминированным и представляет массив постоянных значений, в то время как работа программного обеспечения определяется входными параметрами, полученными при различных условиях. Поэтому математически-программный аппарат прибора можно рассматривать как его динамически изменяющуюся характеристику, оказывающую существенное влияние на получаемые результаты.

Что касается параметров внешней среды, то их прямого воздействия на этапы обработки изображения и проведения математических расчетов не наблюдается. Можно лишь отметить косвенное влияние температурных вариаций, обусловленных, например, нагревом прибора Солнцем, за счет которых возможно изменение фокусного расстояния объектива. Такое изменение может сказаться на точности полученных результатов.

Подведем итог сказанному. На функционирование звездных координаторов влияет ряд факторов и параметров внешней для прибора среды, а также некоторые внутренние характеристики самого прибора. Можно говорить о том, что часть параметров является статическими или детерминированными, т.е. не меняющимися со временем, чье влияние на процесс решения целевой задачи может быть с большой точностью предсказано. К ним относятся: параметры объектива, ПЗС-матрицы, характеристики процессора и АЦП, бортовой каталог.

С другой стороны, на прибор оказывают влияние меняющиеся со временем факторы внешней среды (КА, космического пространства). При этом надо понимать, что, говоря о динамике и кинематике космического аппарата, мы имеем дело с управляемыми процессами, влияние которых может быть с достаточной точностью предсказано и парировано. Влияние же факторов космического пространства (заряженных частиц, пыли, неравномерной освещенности поля зрения прибора) носит случайный характер, поэтому последствия такого влияния могут быть просчитаны с меньшей достоверностью.

Рассмотрев принципы действия работы звездных координаторов, а также все многообразие помеховых факторов, оказывающих свое влияние на их работу, сформулируем задачу исследования, которую предполагается решить в данной работе.

1.4 Постановка задачи исследования

В состав задач, выполняемых в процессе данной работы, входят:

1. Исследование влияния помеховых факторов космического пространства на функционирование звездных координаторов. Особое внимание планируется уделить рассмотрению воздействия ионизирующего излучения космического пространства (ИИКП) на прибор, а именно - оценке радиационной стойкости используемых ПЗС-матриц, а также исследованию влияния заряженных частиц солнечных вспышек на логику работы звездных приборов.

2. Формулирование требований к лабораторному испытательному комплексу -стенду динамических испытаний звездных приборов. Исследование свойств данного стенда, разработка предложений и методики использования стенда динамических испытаний в задачах отработки звездных приборов, проведение отработки звездных координаторов БОКЗ и БОКЗ-М на стенде.

3. Рассмотрение путей повышения помехозащищенности звездных координаторов на алгоритмическом уровне.

4. Верификация математического программного обеспечения с использованием стенда динамических испытаний.

В процессе выполнения работы в качестве основного экспериментально-исследовательского комплекса предполагается использовать стенд динамических испытаний звездных приборов. Помимо работ на стенде планируется выполнение ряда испытаний приборов в естественных условиях по звездам реальной небесной сферы, а также проведение экспериментов на различного рода источниках заряженных частиц.

Полученные результаты будут использоваться при разработке, создании и отладке новых поколений звездных приборов, а также при эксплуатации существующих моделей.

РОССИЙСКАЯ

ГОСУДАРСТВЕННАЯ

БИБЛИОТЕКА

2. Динамические характеристики звездных приборов

2.1 Влияние факторов космического пространства на работу прибора

2.1.1 Актуальность задачи исследования

Звездные координаторы, в большинстве своем устанавливаемые вне гермоотсеков несущих их космических аппаратов, подвергаются воздействию заряженных частиц различной природы происхождения в течение всего срока функционирования КА. Срок может составлять от нескольких месяцев до десятков лет и поэтому важно знать - к каким последствиям для электронных компонентов приборов может приводить такое длительное воздействие. Конечно, производители электронных элементов и микросхем постоянно ведут соответствующие исследования, и в настоящее время накоплен богатый экспериментальный материал. Широкий круг вопросов, затрагивающих поведение полупроводниковых приборов при воздействии на них космического излучения, изложены, например, в работах [24, 25, 30, 31, 41, 44, 45, 48, 49, 52]. В тоже время следует понимать, что задача исследования влияния ионизирующего излучения космического пространства (ИИКП) на электронные компоненты приборов является очень сложной и зависит от огромного числа факторов. Поэтому имеющийся литературный материал, несмотря на свое многообразие и полноту, зачастую дает описание вопроса лишь в частном виде, т.е. не позволяет применить результаты, полученные при исследованиях одного типа электронного изделия к прогнозу поведения другого типа изделия при аналогичных внешних условиях. В некоторых случаях сказанное может быть справедливо даже для разных серий одного и того же типа изделия. Поэтому немаловажной задачей разработчиков звездных координаторов является проведение исследований, целью которых является получение ответа на вопрос - можно ли ожидать, что прибор, построенный на конкретной элементной базе, выдержит влияние ИИКП заданной мощности в течение требуемого срока функционирования при удержании основных характеристик в пределах допустимой нормы.

В рамках представленной работы были выполнены ряд наблюдений и исследований, направленных на изучение влияния космических лучей на функционирование ПЗС-матрицы «Лев-2», входящей в состав звездных координаторов БОКЗ. Основные полученные результаты приведены в главе 4. В данном разделе рассматривается картина радиационной обстановки в космическом околоземном пространстве, а также механизмы взаимодействия заряженных частиц с полупроводниковыми приборами, в частности, с ПЗС-матрицами.

2.1.2 Радиационная обстановка в космическом пространстве Основной вклад в формирование радиационной обстановки на околоземных орбитах вносят частицы радиационного пояса Земли, частицы, образованные в результате солнечных вспышек, а также галактические космические лучи.

Под радиационным поясом Земли понимают область околоземного космического пространства в виде кольца, в которой сосредоточены огромные потоки протонов и электронов, захваченные магнитным полем Земли. Основные эффекты взаимодействия заряженных частиц с магнитным полем определяются его дипольной частью, поэтому в первом приближении можно считать, что магнитное поле Земли представляет собой диполь. Ось диполя составляет с осью вращения Земли угол 11 и не проходит через геометрический центр вращения Земли, а сдвинута на 342 км в сторону, противоположную восточной оконечности Бразилии. Полярность магнитного поля Земли противоположна географической. На малых расстояниях от Земли поле несколько искажается под влиянием магнитных аномалий - Бразильской, Северной и др. На расстояниях больше 6-7 радиусов Земли поле искажается солнечным ветром. На расстояниях же меньше 6-7 радиусов Земли магнитное поле считается почти дипольным, сферически симметричным и не зависящим от долготы. При этом напряженность магнитного поля в любой точке пространства определяется как

М I Г~2

(2.1)

где Хт - магнитная широта,

г - расстояние до силовой линии магнитного поля на экваторе,

М - магнитный момент диполя. Обычно для описания движения заряженных частиц используют магнитную систему координат (L, В), где В - напряженность магнитного поля, определяемая по (2.1), a L - относительное расстояние между экваториальной точкой силовой линии и центром диполя.

L = r/R₃, (2.2)

где R3- радиус Земли.

Движение заряженных частиц в магнитном поле можно представить следующим образом. Если скорость частицы направлена под некоторым углом 0 (питч-углом) к силовой линии, то ее скорость можно разложить на две составляющие - по касательной к силовой линии и перпендикулярно к ней (рис. 2.1). В результате частица будет двигаться по спиральной траектории и, «навиваясь» на силовую линию, совершать бесконечное число колебаний между широтами Х^х и -Ki_ax [12].

Рис. 2.1. Разложение вектора скорости частицы на две составляющие В околоземном пространстве интенсивность частиц высокой энергии имеет два максимума - на расстоянии 1,5 R₃ и на расстоянии 3,5-5 R₃ от Земли в

плоскости геомагнитного экватора. Две зоны высокой интенсивности называются внутренним и внешним радиационными поясами. Радиационные пояса состоят преимущественно из электронов и протонов, распределение которых внутри пояса неодинаково. В частности, из рис. 2.2 видно, что протоны располагаются во внутренней части пояса, а электроны - во внешней. Поток электронов во внешней зоне примерно на порядок больше, чем во внутренней. Энергия протонов меняется в зависимости от местонахождения приблизительно обратно пропорционально высоте.

> 40 кзВ

"Ч*,

Прогоны

Электроны с дневной стороны Земли Электроны с ночной стороны Земли J

N, част см"² с"¹ 10^й

3 4 5 6 Я, ед. і

в 9

Рис. 2.2 Потоки электронов и протонов различных энергий в плоскости

геомагнитного экватора

С точки зрения влияния на электронику КА потоки протонов и электронов важны при оценке суммарных ионизационных повреждений, кроме того, потоки протонов определяют интенсивность обратимых отказов микросхем.

Существуют модели радиационной обстановки, обусловленной захваченными протонами и электронами, например, модели АР8 для протонов [51] и АЕ8 для электронов [50], построенные на базе десятков наборов данных, полученных со спутников, функционирующих на орбитах с различными параметрами. Эти модели обеспечивают долговременное усредненное

прогнозирование потоков захваченных частиц, встречающихся на любой орбите, позволяя тем самым, оценить излучения захваченных частиц в радиационных поясах.

При взаимодействии с материалами КА электронное и протонное излучение изменяется по интенсивности - из-за наличия экранирования и по характеру -из-за возникновения вторичных излучений. Определение доз облучения для конкретных компонентов внутри К А является сложным процессом, который зависит от ряда параметров, таких, например, как: определение первичных условий, описание исходного спектра частиц, вклад вторичного излучения, состав материала экранов и их геометрия и другие.

На низких околоземных орбитах наиболее интенсивная радиационная обстановка вызывается ослаблением магнитного поля вблизи побережья Бразилии в районе Южно-атлантической аномалии (ЮАА). Так как энергии протонов обратно пропорциональны высоте, протоны в ЮАА имеют повышенные значения потока и энергии. К А, расположенные на орбитах с таким наклонением, что орбита проходит через ЮАА, будут набирать поглощенную дозу в основном за счет прохождения через аномалию. Кроме того, низкоорбитальные КА могут набирать поглощенную дозу на высоких широтах или же, в случае попадания во внутренний радиационный пояс.

Приборы, установленные на КА, расположенных на высокоапогейных орбитах, подвергаются опасности при прохождении внутреннего и внешнего радиационных поясов.

Помимо частиц радиационного пояса, свой вклад в радиационную обстановку вносит приходящее излучение, состоящее из солнечной и галактической компонент. Солнечные вспышки - взрывы на поверхности Солнца, происходящие при высвобождении энергии магнитного поля солнечных пятен. В течение времени, пока длится солнечная вспышка, а ее длительность может составлять от нескольких минут до нескольких часов, высвобождается колоссальная энергия, сопровождающаяся несколькими

видами излучения - рентгеновским (мягким и жестким), гамма-излучением, излучением в радиодиапазоне, а также испусканием заряженных частиц -протонов (составляют около 90% всех частиц солнечной вспышки), электронов и тяжелых ядер. В солнечной атмосфере происходит нагревание и ускорение заряженных частиц, в результате чего через некоторое время после начала вспышки анизотропный поток частиц достигает орбиты Земли.

Рис. 2.3 Магнитное поле Земли, трансформированное потоком солнечного

ветра

Наблюдения показывают, что для вспышек, происходящих на солнечных долготах, связанными магнитными силовыми линиями с окрестностью Земли, частицы приходят примерно через 8 минут (интервал времени, необходимый свету для преодоления расстояния между Солнцем и Землей) после начала вспышки. Первые частицы достигают Земли в некоторых ограниченных зонах «прихода», но с течением времени начинают «прибывать» частицы, претерпевшие диффузию и рассеяние в межпланетном пространстве, анизотропия которых существенно уменьшена, и зоны «прихода» частиц становятся расширенными. В случае если вспышка возникает в восточных долготах, непосредственно не связанными силовыми линиями с Землей, частицы достигают орбиты Земли с некоторым запозданием, которое

объясняется их движением поперек силовых линий магнитного ПОЛЯ [13, 22, 29]. Несмотря на то, что мощные вспышки довольно редки и в среднем на большом интервале времени их вклад в общий поток космических лучей мал, сразу после вспышки наблюдается сильное возрастание интенсивности заряженных частиц в космическом пространстве.

Область за пределами галактики равномерно заполнена космическими лучами, состоящими, в основном из протонов (85%), альфа-частиц (14%) и тяжелых ядер. Для практических целей поток галактических лучей может рассматриваться как всенаправленный.

Околоземные орбиты с низкой высотой и долготой экранированы от потоков частиц солнечных вспышек и галактических лучей геомагнитным полем вплоть до наклонения 45. На полярных орбитах наблюдается существенная степень облучения для любых высот. На геостационарных орбитах магнитное экранирование относительно неэффективно и спутники, расположенные на таких орбитах, будут подвержены воздействию протонов с энергиями более 60 МэВ. Воздействие протонов солнечных вспышек на приборы БОКЗ, установленные на геостационарном спутнике "Ямал" будет рассмотрено в п. 2.1.4.

Рассмотрев природу и состав ионизирующего излучения на околоземных орбитах, перейдем к рассмотрению эффектов, возникающих в полупроводниковых элементах звездных координаторов при воздействии данного излучения.

2.1.3 Радиационные эффекты в полупроводниках

Одним из основных элементов звездного координатора является приемник изображения - ПЗС-матрица, представляющая собой набор чувствительных ячеек на основе кремния, в которых под воздействием фотонов света возникает и накапливается заряд.

Основными механизмами необратимых повреждений в полупроводниковых приборах, в частности в ПЗС-матрицах, облучаемых протонами и электронами, являются накопленные ионизационные эффекты, при которых заряженные частицы выбивают электроны с ядерных орбит, что увеличивает концентрацию ионов и свободных электронов в кристалле. Дефекты смещения атомов в объеме полупроводника образуются за счет столкновений заряженных частиц и атомов полупроводника [24, 25, 30].

Ионизационные эффекты, называемые также, эффектами общей поглощенной дозы, характеризуются в единицах поглощенной дозы энергии -(рад). Уровень поглощенной ПЗС-матрицей дозы не зависит от природы излучения, а зависит от энергетического спектра заряженных частиц, уровня интенсивности солнечных космических лучей, который может существенно повышаться во время солнечной вспышки, а также от параметров орбиты космического аппарата.

Требования, предъявляемые к характеристикам электронных компонентов приборов, работающих в космосе, в плане способности выдерживать воздействие ионизирующего излучения, влекут за собой развитие специальной элементной базы. Это подразумевает разработку и создание компонентов специального космического производства, обладающих повышенной надежностью и радиационной стойкостью. Такой подход иногда необходим, несмотря на то, что он влечет значительный рост стоимости создания звездного прибора. С другой стороны, не всегда существует необходимость в разработке новых радиационно-стойких компонентов, зачастую применения обычных элементов коммерческого производства оказывается достаточно для нормального функционирования прибора. Конечно, возможность использовать элементы "обычного", "не космического" производства зависит от того - в каких радиационных условиях предполагается использовать КА, на котором устанавливаются приборы, их расположение на КА, времени нахождения в космосе и т.п. Кроме того, требуется проведение целого ряда радиационных

испытаний таких электронных устройств. Подобные испытания должны дать возможность понять механизмы взаимодействия излучения с электронными компонентами, определить реакцию данных компонентов на воздействие излучения, близкого по тем или иным параметрам к ожидаемому излучению космического пространства, и в конечном итоге, определить годность рассматриваемого устройства к использованию в космосе.

С точки зрения определения ориентации КА с высокой точностью, одной из важных характеристик звездного координатора является его чувствительность. На данную характеристику, помимо прочих, оказывает влияние такой параметр ПЗС-матрицы как темновой сигнал. Под темновым сигналом понимается "паразитный" сигнал в элементах ПЗС, вызываемый за счет нежелательных электронов, образовавшихся не в результате ударов фотонов о поверхность матрицы, а за счет каких либо других эффектов. Электрический заряд таких нежелательных электронов и определяет величину темнового сигнала. При этом ограничивается величина длительности временной экспозиции ПЗС за счет того, что электроны темнового сигнала перенасыщают элементы ПЗС, и генерирование электронов, образуемых фотонами, прекращается. Вообще говоря, уровень темнового сигнала - величина постоянная и при нормальных условиях он может быть вычтен при обработке полученного изображения. В случае накопления ПЗС-матрицей поглощенной радиационной дозы, вызванной влиянием ИРЖП, уровень темнового сигнала ПЗС с течением времени может начать возрастать, за счет чего будет ухудшаться точность определения направления на регистрируемые звезды. Важной задачей является установление зависимости от времени уровня темнового сигнала при учете темпов отжига, т.е. процесса уменьшения числа радиационно-индуцированных дефектов.

Исходя из сказанного, логично принять уровень темнового сигнала ПЗС-матрицы в качестве критерия ее радиационной стойкости. Тогда под радиационно-стойкой ПЗС-матрицей будем понимать такую матрицу, в которой под воздействием определенной дозы ионизирующего излучения

(величина этой дозы определяется условиями функционирования КА) и при наличии фактора отжига, уровень темнового сигнала не превысит некоторое предельное значение. Величина этого значения определяется, исходя из достижения требуемой точности определений параметров ориентации.

На основе изложенных соображений в ОФО РЖИ были проведены испытания ПЗС-матрицы «Лев-2» на радиационную стойкость. Результаты данных испытаний приведены в п. 4.4 главы 4.

2.1.4 Влияние радиационной обстановки на результаты функционирования

приборов БОКЗ в космосе

Рассмотрим результаты работы двух приборов БОКЗ, которые функционируют в составе системы управления геостационарным спутником «Ямал» с сентября 1999 года. К настоящему времени приборы БОКЗ провели в космосе вне гермоотсека спутника более трех с половиной лет и за истекший период микроэлектроника приборов испытала на себе длительное влияние низкоинтенсивного ИИКП, в том числе воздействие потоков заряженных частиц, явившихся результатом мощных солнечных вспышек. Анализ накопленного экспериментального материала может позволить оценить степень влияния радиационных условий на способность звездного прибора функционировать в космосе в течение долгого времени. В качестве контрольного устройства рассмотрим ПЗС-матрицу, которая, являясь одним из определяющих элементов прибора, постоянно испытывает на себе воздействие ИИКП. Под критерием радиационной стойкости ПЗС-матрицы будем, как уже было отмечено, понимать уровень ее темнового сигнала.

ПЗС-матрица «Лев-2», используемая в приборах БОКЗ, производится в НПО «Электрон» г. Санкт-Петербург, Россия. Данная матрица не является результатом, так называемого, "космического производства", что обуславливает ее достаточно низкую стоимость. Некоторые параметры матрицы приведены в таблице 2.1

Таблица 2.1

Параметры ПЗС-матрицы «Лев-2»

Уровень темнового сигнала зависит от уровня поглощенной ПЗС-матрицей дозы, а также от темпов отжига накопленного заряда. Уровень накопленной дозы существенно зависит от параметров орбиты К А, на котором установлен прибор. В частности, спутник «Ямал», о котором идет речь, расположен на геостационарной экваториальной орбите. Среднее значение мощности поглощаемой дозы для приборов, установленных вне гермоотсека спутника «Ямал» составляет около 1 рад/сутки. Учитывая, что за время, прошедшее с начала их функционирования в космосе, наблюдались солнечные вспышки, две из которых являлись очень мощными, можно говорить, что поглощенная каждым из приборов доза составила более 2 крад. Регулярно получаемые со спутника телеметрические данные позволяют контролировать состояние подсистем приборов БОКЗ. Благодаря тому, что орбита является геостационарной, оптическая ось каждого из приборов перемещается по

одному и тому же малому кругу небесной сферы с угловой скоростью 15'7с. В таблице 2.2 приведены результаты съемок одного и того же участка звездного неба, выполняемых одним из приборов 24 декабря в течение 3 лет. Сравнение полученных данных позволяет оценить меняются ли со временем интегральные яркости одних и тех же звезд на изображениях. Факт увеличения интегральных яркостей будет говорить об увеличении фоновой компоненты изображения, которая может быть обусловлена только увеличением уровня темнового сигнала.

Таблица 2.2

В столбцах таблицы представлены интегральные яркости восьми звезд, регистрируемых на изображениях. Для каждого из сеанса работ показаны результаты нескольких последовательных экспонирований и рассчитано среднее значение интегральных яркостей для каждой из звезд, а также среднее значение интегральных яркостей всех звезд на изображении.

Как видно из представленных данных, вариации интегральных яркостей изображений одних и тех же звезд как в течение одного сеанса работы, так и через год лежат в пределах среднего квадратического отклонения. Это говорит о том, что уровень фона изображения не изменился за истекшие три года при поглощенной дозе более 2 крад. Отсюда можно сделать вывод, что уровень темнового сигнала не возрос при постоянном вносе дозы. Объяснение данного факта будет дано в главе 4 на основе анализа результатов испытаний радиационной стойкости ПЗС-матрицы «Лев-2».

Еще одним чрезвычайно интересным и полезным материалом стали данные, полученные после солнечных вспышек в июле и ноябре 2000 года с установленных на «Ямале» приборов БОКЗ. Эти вспышки, зафиксированные 14 июля (класса Х6) и 8 ноября (класса М8), являются одними из самых мощных среди всех наблюдаемых. Напомним, что вспышки классифицируются по их яркости в рентгеновском диапазоне (для длин волн от 1 до 8 Ангстрем).

Так как геостационарные орбиты не экранируются магнитным полем Земли, то в течение нескольких десятков часов после вспышек приборы БОКЗ подвергались воздействию потоков заряженных частиц с высоким уровнем интенсивности. В результате данного воздействия на получаемых изображениях звездного неба присутствовало большое число помеховых объектов (рис. 2.4), приводящих к сбоям в определении ориентации приборами.

а б

Рис. 2.4 Изображения, полученные с приборов БОКЗ после солнечной вспышки

в ноябре 2000 года, а -21:30 09.11.00; б - 07:30 10.11.00

Объем обрабатываемой видеоинформации в модификациях приборов БОКЗ, установленных на спутнике «Ямал», не может превышать 4 Кб. Реализация данного ограничения обеспечивается путем обработки только тех элементов изображения, чья яркость превышает некое пороговое значение. При наличии слишком большого числа ярких объектов на изображении возможно наступление ситуации, при которой заполнение видеобуфера произойдет до того, как будет зарегистрирован полный кадр (рис. 2.4 а). В июле и ноябре 2000 года подобное явление наблюдалось в течение нескольких часов после солнечных вспышек. Примерно через сутки, с уменьшением потока заряженных частиц, число помеховых объектов на изображениях сократилось, что позволило обрабатывать полный кадр (рис. 2.4 б).

Для сравнения на рис. 2.5 представлены изображения с ПЗС-матрицы коронографа LASCO, установленного на КА SOHO, полученные в тот же период, что и изображения на рис. 2.4.

Рис. 2.5 Изображения, полученные от коронографа LASCO КА SOHO после

солнечной вспышки 08,11.00. - 11:00 09.11.00;

6-20:53 09.11.00;

в-21:18 10.11.00;

_Г

Значительно большее число помеховых объектов на изображениях, полученных с LASCO по сравнению с изображениями, полученными с БОКЗ, объясняется, в частности, разницей во временах экспонирования: в БОКЗ - 2 секунды, в LASCO - несколько минут. Анализ рисунков 2.5а, 2.56 и 2.5в дает

возможность наблюдать снижение интенсивности потока заряженных частиц в течение двух суток после вспышки.

Анализ изображений, полученных приборами БОКЗ в период после солнечных вспышек (см. рис. 2.4), показывает, что помеховые объекты, вызванные воздействием заряженных частиц на ПЗС-матрицы приборов, занимают площади от одного до 40-50 элементов ПЗС. Распределение яркостей в таких объектах в большинстве случаев имеет асимметричный характер, значения интегральных яркостей лежат в диапазоне от нескольких десятков до 5000 градаций АЦП. В таблице 2.3 представлены данные о помеховых объектах на изображениях, полученных во время ноябрьской вспышки при закрытой крышке объектива. Как видно из таблицы, количество локализованных объектов и суммарный сигнал по полному кадру примерно одинаковы для двух приборов БОКЗ, расположенных на спутнике «Ямал», несмотря на то, что угол между их оптическими осями составляет около 110. Данный факт косвенно говорит об изотропности воздействовавшего на приборы излучения, т.е. налицо влияние потока частиц, претерпевших в процессе движения к Земле рассеяние в космическом пространстве.

Таблица 2.3

Данные детекторов протонов спутников GOES показывают, что солнечные вспышки 14.07.01 и 08.11.00 сопровождались увеличением интенсивности потоков протонов в широком диапазоне энергий (рис. 2.6, 2.7).

GOES Хгау Flux (5 minute data)

Begin: 2000 Jul 13 O00OUT

Jul 15 Jul 16

Begin: 2000 Jul 13 OO0OUT_5A

Jul 13 Jul 14

10'

GOES8 Proton Flux (5 minute data}

Jul 16
Updated 2000 Jul 15 23:56:03 NOAA/SEC Boulder, CO USA

Рис. 2.6 Поток теплового рентгеновского излучения, приходящего от Солнца, и поток протонов после солнечной вспышки 14.07.00

GOES Xray Flux (5 minute data) _{Begln: 2O00 Nov a} qqoo UTC

I ——'I " I '

~"Z u ' ' 1 і

10"

M8 ^:

ад

о О

О о>

Й 3

с о о

'': о

: I

о о

tv)

* 5 if)

>> LlJ

'-.> О

с» о

Й ID"⁵

ЯЇ _R

Sfc 10 ^Б

_UX^W

"*^ч.ГУ. к

_'Гм^чШ

-e

Nov 11

N0AA/SEC Boulder, CO USA Begin: 2000 Nov 8 0000 UTC

Nov В

Nov 3 Nov 1 О

Universal Time

Updated 2000 Nov 10 23:59:03 UTC

G0ES8 Proton Flux (5 minute data)

Nov 11 N0AA/SEC Boulder, CO USA

10»

Nov 9 Nov 10

Universal Time

Nov 8 Updated 2000 Nov 10 23:56:03 UTC

Рис. 2.7 Поток теплового рентгеновского излучения, приходящего от Солнца, и поток протонов после солнечной вспышки 09.11.00

После солнечных вспышек также наблюдалось увеличение уровня потоков электронов, но энергии электронов лежали в пределах нескольких единиц МэВ. Такие электроны полностью поглощаются конструкцией вещества звездных координаторов и не могут оказывать воздействие на их электронику.

На рис. 2.8 показана зависимость усредненной по азимутальному углу окружающего ПЗС-матрицу толщины вещества от угла с оптической осью прибора БОКЗ. Под малыми углами ПЗС-матрица защищена объективом, но в диапазоне углов 35-90 через защиту могут проникать протоны с энергиями 45-60 МэВ. На правой оси показаны значения минимальных энергий протонов, проникающих через указанную на левой оси массовую толщину алюминия. Со стороны нижней полусферы прибор надежно защищен корпусом КА.

н =

ев го

(Т)

о.

, град. Рис. 2.8 Зависимость массовой толщины конструкции БОКЗ от угла к нормали

ПЗС-матрицы 0 Потоки протонов с энергиями более 45 МэВ могут пронизывать ПЗС-матрицы звездных приборов, вызывать увеличение уровня поглощенных доз, а также формировать на получаемых изображениях звездного неба большое число помеховых объектов. Наличие таких объектов сильно усложняет задачу выделения звезд на изображении, а следовательно, и решение задачи определения параметров ориентации.

Изображения, представленные на рис. 2.4, наряду с точечными помехами, содержат часть объектов в форме вытянутых треков, длина которых составляет

несколько десятков элементов ПЗС-матрицы. Логично предположить, что точечные помеховые объекты, занимающие площадь только в несколько элементов ПЗС, образованы протонами, попадающими на матрицу под углами, близкими к нормали к ее поверхности, в то время как вытянутые объекты должны быть образованы в результате проникновения протонов через чувствительный слой ПЗС-матрицы под малыми углами к поверхности.

Вероятность появления трека на поверхности ПЗС определяется величиной телесного угла, в пределах которого протон может создавать данный трек. Величина телесного угла зависит от соотношения толщины слоя ПЗС-матрицы, с которого происходит собирание в ячейки ПЗС свободных электронов, образованных протонами (в дальнейшем - «ионизационная» толщина), и длины трека. До ноября 2000 года считалось, что «ионизационная» толщина ПЗС-матрицы составляла 6 мкм. Проведенные расчеты показали, что при такой «ионизационной» толщине процентное отношение числа длинных треков среди всех зарегистрированных приборами помеховых событий должно быть по меньшей мере на порядок меньше наблюдаемого. Это заставило предположить, что «ионизационная» толщина ПЗС-матрицы значительно больше, чем принято считать. Для подтверждения правильности предложенного механизма возникновения помеховых объектов и оценки величины «ионизационной» толщины были проведены испытания образца прибора БОКЗ-М на пучке протонов с энергиями до 150 МэВ в Институте теоретической и экспериментальной физики (ИТЭФ). Результаты данных испытаний представлены в главе 4.

Подводя итог, отмечу, что успешные результаты работы приборов БОКЗ на спутнике «Ямал» в течение достаточно длительного интервала времени позволяют говорить о высокой радиационной стойкости, как ПЗС-матриц приборов, так и всей электроники приборов в целом.

6]

2.1.5 Другие помеховые факторы внешней среды

Говоря о факторах внешней среды, воздействующих на логику работы приборов, нельзя не упомянуть о влиянии неравномерной засветки поля зрения прибора, а также микрочастиц и космической пыли. Оба фактора оказывают непосредственное воздействие на качество получаемого изображения, а следовательно, на вероятность удачного определения параметров ориентации. В цели работы не входило подробное изучение влияния неравномерности засветки поля зрения. Скажу лишь, что работы по улучшению качества исходного изображения проводились в ОФО ИКИ РАН и результатом данных работ стал алгоритм вычитания, так называемой, низкочастотной фоновой составляющей изображения. Алгоритм реализует обработку полученного изображения ПЗС-матрицы с помощью некоего фильтра, построенного на преобразовании Фурье. Математическая процедура позволяет вычитать из полезного сигнала помеховую составляющую и компенсировать значительные фоновые неравномерности на изображении. Сказанное иллюстрируют рис. 2.9а и рис. 2.96. На первом из них представлено изображение, полученное с ПЗС-матрицы прибора БОКЗ при боковой засветке поля зрения объектива, на втором - то же самое изображение после проведенной обработки, в процессе которой было осуществлено вычитание низкочастотной фоновой компоненты.

_{І I}

Рис. 2.96 То же изображение после обработки

Рис. 2.9а Исходное изображение, полученное с ПЗС-матрицы

Представленный пример наглядно иллюстрирует эффективность работы используемого алгоритма. Данный алгоритм применяется во всех новых модификациях приборов БОКЗ-М и выполняется в режиме реального времени в процессе обработки полученного изображения.

Влияние микрочастиц и космической пыли на функционирование звездных приборов сводится к созданию на изображениях звездного неба различного рода помеховых звездоподобных объектов, т.е. по своему конечному результату воздействие данного помехового фактора сходно с воздействием заряженных частиц солнечных вспышек, о котором говорилось в предыдущем разделе. Конечно, механизм создания помеховых объектов для обоих случаев различен - пронизывающие ПЗС-матрицу заряженные частицы образуют свободные электроны, которые накапливаются в ячейках ПЗС, в то время как космические пылинки, подсвеченные Солнцем, попадают в поле зрения прибора и регистрируются на изображении «традиционным» оптическим путем в виде звездоподобных объектов. Существует специальная литература, позволяющая оценивать размеры, формы, местоположения пылинок в поле зрения прибора, например [11, 23], но в рамках этой работы больший интерес представляет не механизм возникновения помеховых объектов на изображении, а их влияние на логику работы прибора. Поэтому я не буду уделять отдельное внимание данному внешнему фактору, а буду рассматривать его, с точки зрения получаемого результата, в совокупности с потоками заряженных частиц, пронизывающих ПЗС-матрицу.

Влияние параметров КА, а именно, угловой скорости на работу звездных координаторов приводит к невозможности регистрации требуемого числа звезд на изображении, а следовательно, к невозможности определения параметров ориентации. Приборы семейства БОКЗ могут нормально функционировать при значениях угловой скорости до 300 угл.с/с. Вообще говоря, расширение рабочего диапазона угловых скоростей звездного координатора является достаточно важной и сложной задачей.

Ее решение может быть основано на применении различных подходов. С одной стороны, требуемого результата можно достичь при увеличении поля зрения прибора, повышении отношения сигнал/шум за счет уменьшения шумов ПЗС-матрицы, шумов квантования, электронного тракта, т.е. путем изменения элементной базы прибора. Параллельно с таким подходом должны разрабатываться программно-алгоритмические методы, которые позволят прибору работать при больших значениях угловых скоростей и повысить частоту обновления информации об ориентации.

В заключение данного раздела введем термин «помехозащищенность», под которым будем понимать способность звездных координаторов выполнять свою целевую задачу с заданной точностью и быстродействием на фоне воздействия различного рода неблагоприятных внешних и внутренних факторов (см. рис. 2.10). Тогда под повышением помехозащищенности будем понимать разработку методов, в первую очередь, на алгоритмическо-программном уровне, позволяющих прибору успешно парировать указанные факторы в процессе решения своей целевой задачи.

Рис. 2.10 Влияние факторов внешней среды на работу звездного прибора

Приборы, работающие с группой звезд

В общем виде принцип работы приборов, работающих по полю звезд, заключается в сканировании небесной сферы, регистрации попавших в поле зрения звезд, отождествлении зарегистрированных звезд со звездами, данные о которых хранятся в рабочем звездном каталоге, и определении параметров ориентации. На первоначальных этапах развития таких приборов рассматривались три варианта осуществления распознавания зарегистрированных звезд: по относительному взаимному положению на небесной сфере, по яркости, по наблюдаемому спектру свечения [15, 27, 28]. В результате исследований и сравнений всех трех вариантов, было установлено, что наиболее удобным и точным способом является распознавание звезд по их относительному взаимному положению. Существующие приборы можно разбить на несколько типов в соответствии с используемыми методами сканирования.

Звездные приборы с эталонными картами звездного неба. Одним из основных элементов, входящих в состав приборов данного типа, является эталонная карта звездного неба, расположенная на некотором расстоянии от фокальной плоскости. На карте нанесены в виде отверстий расположения звезд выбранного участка небесной сферы. При требуемой ориентации К А лучи от каждой звезды проходят соответствующие отверстия в эталонной карте и после дальнейшего прохождения через модулятор со щелевым растром, расположенным перед фотоприемником, образуют одно световое пятно. В случае отклонения оптической оси астродатчика от требуемого положения, световое пятно сдвигается в сторону, противоположную отклонению звезд и вытягивается в направлении сдвига, что дает сигнал ошибки, в котором содержится информация о величине и о направлении отклонения оптической оси. Перед поиском выбранного участка звездного неба необходимо предварительно навести оптическую ось прибора на центр данного участка с точностью не хуже 10, а затем, с помощью двигателя поворачивать диск с эталонной картой вокруг оптической оси пока изображения звезд не совпадут с изображениями на карте [16, 20].

Говоря о приборах подобного типа, отметим применявшийся для ручной ориентации станции «Салют» бортовой звездный глобус [8]. Глобус представлял собой сферу с нанесенными на ней конфигурациями созвездий. Звезды (до пятой величины) имитировались в виде точек, имеющих различную относительную яркость. Глобус помещался в узел подвески, который позволял отслеживать развороты станции относительно звезд, а также находить оптимальную траекторию разворотов станции на требуемое созвездие. В 1977 году на советской орбитальной станции «Салют-6» прошли испытания и затем использовались в качестве резервных, приборы визуального контроля с эталонной картой неба [6], принцип работы которых был аналогичен описанному выше. Такие же приборы применялись на космических кораблях «Союз», обслуживающих станцию.

Звездные приборы с модуляторами. Как следует из названия, в состав приборов такого типа входят модуляторы, т.е. диски с узкими щелями, располагающимися в фокальной плоскости объектива. Существуют разные виды модуляторов, отличающиеся расположением щелей, от которого зависит направление вращения прибора - относительно оптической оси или относительно оси, перпендикулярной оптической оси. Соответственно расположению щелей меняется и форма поля сканирования, которая может представлять собой полосу, являющуюся поверхностью цилиндра, или окружностью. Определение положения звезд, находящихся в поле зрения датчика, проводится на основании данных об угловом положении щели модулятора в момент возникновения импульсов от звезды [20].

Звездные приборы с электронной разверткой. Этот тип приборов содержит электронную часть и оптическое устройство. Принцип работы таких приборов заключается в следующем. Рисунки звезд, представляющие собой окружности одинакового диаметра с базовой звездой в центре, выбираются на небесной сфере таким образом, чтобы при произвольном расположении поля зрения прибора на небесной сфере, по крайней мере, один рисунок попадал в него полностью. Воспринимающим устройством прибора является телевизионный электронно-оптический преобразователь со спиральной разверткой распознаваемого рисунка звезд.

Влияние радиационной обстановки на результаты функционирования приборов БОКЗ в космосе

Наблюдения показывают, что для вспышек, происходящих на солнечных долготах, связанными магнитными силовыми линиями с окрестностью Земли, частицы приходят примерно через 8 минут (интервал времени, необходимый свету для преодоления расстояния между Солнцем и Землей) после начала вспышки. Первые частицы достигают Земли в некоторых ограниченных зонах «прихода», но с течением времени начинают «прибывать» частицы, претерпевшие диффузию и рассеяние в межпланетном пространстве, анизотропия которых существенно уменьшена, и зоны «прихода» частиц становятся расширенными. В случае если вспышка возникает в восточных долготах, непосредственно не связанными силовыми линиями с Землей, частицы достигают орбиты Земли с некоторым запозданием, которое объясняется их движением поперек силовых линий магнитного ПОЛЯ [13, 22, 29]. Несмотря на то, что мощные вспышки довольно редки и в среднем на большом интервале времени их вклад в общий поток космических лучей мал, сразу после вспышки наблюдается сильное возрастание интенсивности заряженных частиц в космическом пространстве.

Область за пределами галактики равномерно заполнена космическими лучами, состоящими, в основном из протонов (85%), альфа-частиц (14%) и тяжелых ядер. Для практических целей поток галактических лучей может рассматриваться как всенаправленный.

Околоземные орбиты с низкой высотой и долготой экранированы от потоков частиц солнечных вспышек и галактических лучей геомагнитным полем вплоть до наклонения 45. На полярных орбитах наблюдается существенная степень облучения для любых высот. На геостационарных орбитах магнитное экранирование относительно неэффективно и спутники, расположенные на таких орбитах, будут подвержены воздействию протонов с энергиями более 60 МэВ. Воздействие протонов солнечных вспышек на приборы БОКЗ, установленные на геостационарном спутнике "Ямал" будет рассмотрено в п. 2.1.4.

Рассмотрев природу и состав ионизирующего излучения на околоземных орбитах, перейдем к рассмотрению эффектов, возникающих в полупроводниковых элементах звездных координаторов при воздействии данного излучения.

Радиационные эффекты в полупроводниках Одним из основных элементов звездного координатора является приемник изображения - ПЗС-матрица, представляющая собой набор чувствительных ячеек на основе кремния, в которых под воздействием фотонов света возникает и накапливается заряд. Основными механизмами необратимых повреждений в полупроводниковых приборах, в частности в ПЗС-матрицах, облучаемых протонами и электронами, являются накопленные ионизационные эффекты, при которых заряженные частицы выбивают электроны с ядерных орбит, что увеличивает концентрацию ионов и свободных электронов в кристалле. Дефекты смещения атомов в объеме полупроводника образуются за счет столкновений заряженных частиц и атомов полупроводника [24, 25, 30].

Ионизационные эффекты, называемые также, эффектами общей поглощенной дозы, характеризуются в единицах поглощенной дозы энергии -(рад). Уровень поглощенной ПЗС-матрицей дозы не зависит от природы излучения, а зависит от энергетического спектра заряженных частиц, уровня интенсивности солнечных космических лучей, который может существенно повышаться во время солнечной вспышки, а также от параметров орбиты космического аппарата.

Требования, предъявляемые к характеристикам электронных компонентов приборов, работающих в космосе, в плане способности выдерживать воздействие ионизирующего излучения, влекут за собой развитие специальной элементной базы. Это подразумевает разработку и создание компонентов специального космического производства, обладающих повышенной надежностью и радиационной стойкостью. Такой подход иногда необходим, несмотря на то, что он влечет значительный рост стоимости создания звездного прибора. С другой стороны, не всегда существует необходимость в разработке новых радиационно-стойких компонентов, зачастую применения обычных элементов коммерческого производства оказывается достаточно для нормального функционирования прибора.

Методика выставки элементов стенда

Для имитации более плавного изменения положения изображений звезд на экране цифрового монитора, пересчет их координат и вывод на экран монитора происходит с частотой v раз в секунду. v = (o/p, (3.2) где о) - угловая скорость [угл.с/с], Р - шаг пересчета [угл.с]. Помимо вывода на экран монитора участков небесной сферы на стенде существует возможность реализации дополнительных функций, наличие которых позволяет более полно моделировать условия работы прибора в космосе. К таким функциям относятся: внесение дополнительных составляющих угловой скорости по каналам крена, рыскания и тангажа; имитация воздействия заряженных частиц; моделирование неравномерной засветки поля зрения.

Внесение дополнительных составляющих угловой скорости требует задания в опциях программы значений амплитуды и периода колебаний по каждому из каналов. При моделировании данного режима происходит колебания координат изображений звезд относительно вектора скорости в выбранном направлении. Возможность такого моделирования является полезной при необходимости имитации работы прибора во время выполнения космическим аппаратом некоторых маневров.

Имитация воздействия заряженных частиц на звездный координатор, в результате которого на изображениях, получаемых с прибора, регистрируются помеховые звездоподобные объекты, так называемые «ложные звезды», реализуется путем вывода на экран монитора световых помех. Часть таких помех, имеющих форму точек, имитирует фронтальное воздействие заряженных частиц на прибор. Помехи в форме вытянутых треков имитируют влияние заряженных частиц, пронизывающих прибор под большими углами к его оптической оси. Интенсивность потока точечных и трековых помех задается в опциях программы в виде числа помехоеых объектов, выводимых на экран монитора каждые І/v секунд (v рассчитывается по формуле (3.2)). При каждом обновлении экрана координаты помеховых объектов определяются случайным образом.

Среднее количество объектов N, которое попадает в поле зрения прибора, можно вычислить по следующей формуле: N = Nsy-vW (3.3) где Nsv- количество объектов, заданное в опциях программы Sky Viewer, выводимое на экран за время 1/v, v- частота обновления кадров на экране монитора, texp - время экспонирования прибора БОКЗ-М, SEOK3 - площадь поля зрения БОКЗ-М,

SLCD площадь участка монитора, на который выводятся моделируемые звезды (определяется как площадь квадрата со стороной, равной высоте монитора). После подстановок всех значений в формулу (3.3), имеем - N & 3,2-Nsv. Реализация неравномерной засветки поля зрения прибора реализуется в программе путем задания уровня яркости различных участков изображения.

Наличие описанных функций позволяет выполнять исследования помехозащищенности звездных координаторов при воздействии на них неблагоприятных факторов внешней среды.

Помимо применения в задачах испытаний приборов и проверки их функциональных характеристик, стенд может быть использован для калибровки приборов астроориентации. При решении задач калибровки приборов используется программа Sky Grid, предназначенная для вывода на экран цифрового монитора регулярной геометрической сетки точек фиксированной яркости. В программе существует возможность изменения интервала между узлами сетки, яркости выводимых точек, а также возможность выводить крест в центр сетки. Узлы сетки имеют размер элемента цифрового монитора. Данная сетка может быть использована для работ, связанных с калибровкой приборов, выставкой прибора относительно цифрового монитора и других.

Основной задачей при калибровке приборов на стенде является определение их фокусного расстояния. Для этого используется выведенная на экран монитора регулярная сетка точек и специальное программное обеспечение контрольно-испытательной аппаратуры (КИА). Каждый из узлов сетки занимает один элемент цифрового монитора, расстояние между узлами фиксировано и известно. Для точной относительной выставки монитора и прибора в центр сетки выводится крест. С помощью микрометрических винтов прибор устанавливается так, чтобы его оптическая ось была направлена в центр монитора. После этого изображение креста с экрана монитора убирается, производится съемка сетки точек и обработка полученного изображения с помощью программного обеспечения КИА. Определение фокусного расстояния прибора происходит путем распознавания точек на экране монитора и их изображений на ПЗС-матрице прибора, решения уравнений коллинеарности, в которых неизвестными являются три угла ориентации и фокусное расстояние прибора. В качестве исходных данных принимаются фокусное расстояние коллиматора, размер элемента цифрового монитора, расстояние между узлами сетки на экране монитора.

Результатами такого расчета является значение фокусного расстояния прибора, с.к.о. этого значения, а также параметры дисторсии системы «объектив прибора - коллиматор» в узлах сетки.

Сравнение результатов определения фокусного расстояния на стенде с результатами, полученными при натурных испытаниях приборов, показывает их хорошее соответствие друг другу, что позволяет рассматривать стенд как альтернативу натурным испытаниям в задачах определения фокусного расстояния. Определение координат главной точки прибора и работы, связанные с фотометрией приборов целесообразно проводить на специальных стендах.

Сравнение эффективности разных версий бортового каталога

Следует отметить, что анализ протоколов распознавания при работе на стенде с программой Sky Viewer_26547 не выявил ни одного случая неудачной локализации. По всей видимости, часть изображений звезд «теряется» при работе с любой из версий программы Sky Viewer, но при работе с программой Sky Viewer _8350, количество звезд в каталоге которой в 3 раза меньше, чем в каталоге программы Sky Viewer_26547, эти потери являются слишком заметными и становятся критическими для процесса определения параметров ориентации.

Ко второй группе относятся случаи, когда локализация происходила успешно, число объектов на кадре составляло 3-4. Существующая процедура распознавания требует наличия распознанной цепочки, состоящей не менее чем из трех звезд, поэтому такого количества объектов достаточно для определения параметров ориентации. Тем не менее, учитывая неравномерность передачи яркостных характеристик стендом, дискретность изменения координат изображений звезд на стенде, а также большой угловой размер элемента цифрового монитора, можно ожидать резкого падения вероятности удачного распознавания с уменьшением числа локализованных объектов.

С целью проверки предположения о том, что локализация малого числа объектов происходила по причине не превышения порогового значения сигналами от слабых звезд, кодируемых малым значением яркости монитора, был выполнен повторный пролет прибором тех участков орбит, на которых фиксировались сбои в процедуре распознавания, только на этот раз все изображения звезд кодировались программой Sky Viewer_8350 максимальной яркостью в 256 градаций. Результаты показали, что на всех участках, где раньше наблюдались сбои, вызванные локализацией малого числа объектов, в данном случае наблюдалось значительное увеличение числа локализованных объектов и, как следствие, успешное определение параметров ориентации.

Таким образом, неравномерность передачи яркостных характеристик стендом является одной из основных причин наличия сбоев при работе прибора на стенде. Как показала практика, при работе с программой Sky Viewer_8350 кодирование изображений звезд, выводимых на экран цифрового монитора, одинаковой максимальной яркостью в 256 градаций позволяет преодолеть этот недостаток стенда. Важно отметить, что данная рекомендация справедлива только для Sky Viewer 8350, так как только в этом случае программа использует звездный каталог, идентичный рабочему каталогу прибора. Идентичность двух каталогов приводит к тому, что при любом порядке ранжирования зарегистрированных объектов на распознавание будут подаваться звезды, "известные" прибору. В случае же работы с версией Sky Viewer_26547 одинаковое кодирование приведет к тому, что звезды, "не известные" прибору и являющиеся для него помехами, будут вытеснять из ранжированного списка "известные" звезды и распознавания не произойдет.

К третьей группе, которая является самой немногочисленной, относятся случаи, когда сбои происходили при локализации на кадре свыше 8 звезд. При этом все сбои являлись одиночными, и их природа, по всей видимости, может быть объяснена геометрическими факторами и случайными составляющими погрешностей стенда. За счет округления координат изображений звезд до целого значения при каждом пересчете сферических координат звезд в прямоугольные координаты отклонение реального положения изображения звезды на экране монитора от требуемого может достигать ± 1 элемента. В результате этого изображения звезд на экране в момент экспонирования могут расположиться таким образом, что угловые расстояния между изображениями звезд на ПЗС-матрице не попадут в заданную s-окрестность и распознавания не произойдет. Происходит это случайным образом, что подтверждается успешным определением параметров ориентации при повторном пролете таких сбойных мест. Так как общее число сбойных мест, вызванных причинами данной группы, составляет ничтожный процент от полного числа экспонирований при облете всей небесной сферы, влияние случайной составляющей погрешностей стенда можно считать несущественным.

После завершения облета небесной сферы с использованием программы Sky Viewer_8350 были произведены пролеты по нескольким орбитам с использованием программы Sky Viewer_26547, звездный каталог которой расширен до 26547 звезд. В данном случае при экспонировании кадра на вход процедуры распознавания и определения параметров ориентации подавались не только звезды, содержащиеся в рабочем каталоге прибора, но и звезды, которых не было в рабочем каталоге и которые являлись для прибора помеховыми объектами, причем число таких помех более чем в три раза превышало число каталожных звезд. Сравнение результатов работы прибора на одних и тех же участках небесной сферы при разном числе регистрируемых звезд давало возможность оценить помехозащищенность существующего алгоритма определения ориентации, если рассматривать влияние характеристик стенда как влияние возмущающих факторов внешней среды. В процедуре распознавания использовалась версия рабочего каталога, содержащего 8350 звезд. Результаты анализа протоколов ориентации при работе с программой Sky Viewer_26547 показали, что на каждой из орбит, по которым осуществлялся пролет, по сравнению с результатами работы с программой SkyViewer_8350, увеличилось число сбойных мест в несколько раз. Объяснить этот факт можно следующим образом.

Похожие диссертации на Методы и средства повышения помехозащищенности датчиков звездной ориентации космических аппаратов

Разработка и исследование интегрированного датчика ориентации космического аппаратаБессонов Роман Валерьевич

Методы и средства стабилизации характеристик гелий-неоновых лазеров для прецизионных измерительных системВоробьев, Павел Геннадьевич

Численное моделирование и оптимизация параметров элементов волноводных и плоскорезонаторных лазеров, методы и средства исследования фотофизики активных средСаечников, Владимир Алексеевич

Методы и средства обеспечения достоверности и точности измерений параметров собственного излучения тел в СВЧ радиометрииБутакова, Светлана Викторовна

Физические и математические основы, методы и средства создания сканирующих оптоэлектронных приборов и устройств динамического наблюдения и контроляЯровой, Геннадий Петрович

Разработка, развитие и внедрение технологических методов и средств для реализации космического экспериментаКостенко Валерий Иванович

Разработка средств и методов исследования прочностных параметров пластовых пород при нагрузках, моделирующих технологию нефтедобычиМуравлев Евгений Викторович

Холоэллипсометрия in situ слоистых структур: основы, методы и средстваКирьянов Анатолий Павлович

Разработка методов и средств реконструкции физических полей в термоядерной установке - токамак КТМДрапико Евгений Анатольевич

Методы и средства измерений скорости и температуры частиц в быстропротекающих процессах напыления порошковых покрытийСоловьев, Андрей Александрович