一种利用星敏感器的卫星自主定轨方法

资源类型:pdf 资源大小:204.00KB 文档分类:航空、航天 上传者:段振亚

相关文档

批量下载下列文档

最多预览10页,更多请下载原文查看

文档信息

【作者】 马剑波  徐劲  曹志斌 

【关键词】卫星自主定轨 星敏感器 卫星姿态 

【出版日期】2005-04-20

【摘要】研究了一种利用星敏感器的自主定轨方法,通过建立较为完善的仿真模型,包括卫星的姿态运动仿真以及对背景恒星的观测仿真等,进行了这种自主定轨方法的模拟计算,证实了该方法的可行性,并对星敏感器在星体坐标系中的取向与自主定轨精度的关系进行了理论和计算分析.

【刊名】中国科学G辑:物理学、力学、天文学

全文阅读

卫星自主定轨是指卫星在不借助地面系统观测的情况下在星上独立完成的定轨.由于其重要的应用价值,对卫星自主定轨方法的研究已成为当前国际上在卫星定轨领域非常热门的课题,卫星自主定轨在国际上一般主要通过两种途径:(ⅰ)借助于导航系统的自主定轨,如星载GPS;(ⅱ)利用中继卫星的自主定轨,如美国的跟踪和数据中继卫星系统(TDRSS).但由于导航系统或中继星系统本身的维持仍然需要地面站观测的支持,因此这两种方法还不是完全意义上的自主定轨.有关文献[1]中提及了一种利用星敏感器进行自主定轨的方法,通过星敏感器对背景恒星的观测以及星敏感器与星载红外地平仪之间的角度测量进行自主定轨,这种方法彻底摆脱了对地面站的依赖,实现了真正意义上的自主,但文献中对这种自主定轨方法的研究并未涉及,同时国内虽然也见到相关研究[2],但并不深入.本文针对这种情况,提出了一种同时适用于卫星自主定轨和定姿的方法,对这种方法的可行性以及自主定轨的精度进行评估和分析,同时对星敏感器在星上的指向与定轨精度的关系进行探讨,由于在本文中只是对方法进行基本研究,为了简洁和方便起见,在星敏感器的选择上,暂时只考虑单探头的情况.1自主定轨的基本原理在利用星敏感器进行卫星自主定轨时,星敏感器相对于星体刚性连接,红外地平仪测算地心方向,观测资料是地心方向和星敏感器光轴指向的夹角θ以及星敏感器同时观测到的背景恒星照相底片坐标(x,y),至于视场内恒星的天球坐标(α,δ),则由星敏感器首先进行恒星识别,然后再利用星表得到.卫星自主定轨的测量方程为sarccos,Vrθ??=??+????rr(1)其中r为历元地心天球坐标系中卫星的位置矢量,sr为星敏感器的指向在历元地心天球坐标系中的单位矢量,即00s000coscossincos,sinαδαδδ????=??????r(2)其中(α0,δ0)为星敏感器视场中心(光轴指向)对应的天球坐标.ρs由观测到的恒星赤道坐标和对应的照相底片坐标进行归算得到.同时,利用对星敏感器光轴指向的归算也可以确定卫星的姿态.1.1星敏感器光轴指向ρs的归算在照相天体测量中,恒星的天球坐标(α,δ)和照相得到的理想标准坐标(ξ,η)关系[3]为0000000000ctgsin(),sinctgcoscos()cosctgsincos(),sinctgcoscos()ff?=+???=+?δααξδδδααδδδααηδδδαα(3)其中f为星敏感器的焦距,(α0,δ0)即为视场中心的天球坐标.对理想标准坐标(ξ,η)和量度标准坐标(x,y)的变换[3,4]主要有两种:(ⅰ)六常数底片模型,.xabcydef=++??=++?ξηξη(4)(ⅱ)四常数底片模型,.xabcybad=++??=?++?ξηξη(5)其中a,b,c,d,e,f为底片常数.由于在地面上已经把星敏感器和量度仪(测量底片坐标)固定在一起,从而理想坐标和量度坐标间的系统误差在地面时就可以得到,在观测恒星时作为已知常数,这样修正底片常数时就不再考虑.同时由于量度仪和星敏感器是固定在一起的,这样在星上时最主要的一个底片常数就是旋转角φ,其他因素相比较而言都是小量.通过对观测到的背景恒星进行最小二乘方法的归算,可以得到星敏感器的指向ρs,下面具体介绍这一归算过程.首先选取星敏感器视场中心的赤经α0、赤纬δ0为待估状态量,并设定待修正的一组底片参数β,得到待估参数00.X????=??????αδβ(6)观测量记为T(,).Yxy=(7)测量方程线性化后给出修正的基本方程为,YBXV?=?+这里V是测量随机差,?Y是残差,?X是待估参数X的改正值,即,ocococxxYYYyy????=?=?????(8)*00,XXX?=?(9)其中xo,yo和xc,yc分别对应观测值和计算值(对应参考的参数*0X),*0X为上一次迭代得到的待估参数,B矩阵的形式为0000,(,).,(,)xxByy??????????=??????????αδβαδβ(10)当视场内有2个或3个恒星时,底片常数主要考虑旋转角,即cossin,sincos.xyξφηφξφηφ=+=?+(11)待估参数为T00(,,),Xαδφ=B矩阵中各量的表达式为0000(,),(,)(,)(,)xxξηαδξηαδ???=????(12)0000(,),(,)(,)(,)yyξηαδξηαδ???=????(13)20000000ctgcos()cos,,sinctgcoscos()fff?????????=??=????????+????????δααξξξηξδαδδδααδ(14)20000sincos,1,ffff??????????=??=????????????????????ηξξηηηδδαδ(15),.xxyyyxβφβφ????====?????(16)当视场内恒星超过3个以上时,则可以考虑对六常数底片模型中的a,b,d,e进行修正,即,.xabydeξηξη=+??=+?(17)则B矩阵中的各量表达式为,,0,0,xxxxabde????====????ξη(18)0,0,,,yyyyabde????====????ξη(19)其他量的表达式同前.利用视场中的多个恒星以及底片坐标,通过最小二乘方法给出视场中心天球坐标(α0,δ0)的最优估计值,再由(2)式即可得到星敏感器的指向ρs.利用得到的视场中心坐标(α0,δ0)和旋转角φ,可以计算得到卫星的姿态矩阵(A),从而可以确定出卫星的姿态,姿态矩阵的具体形式为1100ππ()()()(),22zyzoiACMRRRRRφδα??????=?+????????????其中(CMR)是星敏感器的初装矩阵,(Roi)是从历元地心天球坐标系到卫星轨道坐标系的旋转矩阵.1.2定轨原理为了简洁的说明问题,在定轨中只考虑卫星的轨道量,暂不考虑其他有关的力学和星体参数,选择的状态量为.X=σ(20)www.scichina.comσ为卫星的轨道根数,具体的形式为T(,,,cos,sin,),aieeMσξωηωλω=?===+(21)待估历元为t0,相应的待估状态量记为X0=σ0.观测量Y=θ,测量方程为arccos().sVrθ=??+rρ(22)测量方程线性化后给出定轨的基本方程—条件方程:.yBxV=+(23)其中V为测量随机差,y为残差,有.ococyYY=?=?θθ(24)Yo是观测量的测量值,Yc是由参考状态量*0X给出的观测量的理论计算值,x为待估参数的改正值,即*00xXX=?.B矩阵的具体形式为0,Bθσσσ?????????=???????????????rr(25)其中311()(cos).sinsinsssrrrrθθθθ??=?=+?ρρρrrrr(26)B矩阵中其他量的具体表达形式请参见文献[5].2仿真资料的计算及定轨结果2.1姿态角的计算在没有实际观测资料的情况下,我们通过计算机产生了模拟资料.卫星在实际的运转过程中,由于各种力矩的影响以及发射的误差,导致姿态在卫星运转时发生变化,为了更接近实际情况,在模拟资料生成的过程中,我们对姿态也做了考虑,为了讨论问题的方便,且不失一般性,选取了三轴姿态稳定的卫星,仅考虑重力梯度力矩对姿态的影响,在此情况下在轨道坐标系中的姿态动力学方程[6,7]为200202004()0,3()0,()0.xyzyxzzyxIIIJIIIIIIJ?ω?ωφθωθφωφω??+?+=??+?=??+??=??&&&&&&&&(27)其中Ix,Iy,Iz分别是星体沿卫星轨道坐标系x,y,z轴的惯量,?,θ,φ分别为滚动角、俯仰角和偏航角,ω0为卫星轨道坐标系在空间的角速度,也即卫星轨道角速度,yzxJIII=??.对方程(27)可得到一组严格的分析解,具体形式如下:110210320420506033121102103203300420cos()sin()cos()sin(),cos()sin(),(sin()cos())(sin()cos()),CttCttCttCttCttCttCttCttCttCtt????θθφφ?????ωωωωθωωωωφωωωωωω=?+?+?+???=?+????=???+???????(28)其中2211021102120044,,22aaaaaaaaaa??+?==??ωω(29)03().xzyIII?=θωω(30)332211011[(4())],()xzzyzyxIIIIIJJII=??+?φ??ωωωω(31)332222021[(4())],()xzzyzyxIIIIIJJII=??+?φ??ωωωω(32)22010420,[4()()],4()(),xzzyzxyxyxyzaIIaJIIIIIIaIIIIωω==+?+?=??(33)16~CC分别为6个积分常数,具体数值由初始条件确定.2.2模拟资料的产生在地面将星敏感器安装在卫星上时,星敏感器相对于星体是刚性连接的,根据星敏感器光轴相对于星体坐标系的指向设定星敏感器的初装矩阵为(CMR)(3×3).在产生模拟资料时,考虑的主要摄动为地球非球形引力摄动、日月引力摄动、潮汐摄动、太阳辐射压摄动和大气阻力摄动,下面具体介绍模拟资料的产生过程.首先由初始历元t0摄动外推计算到某一时刻t,得到卫星的空间位置矢量r和速度矢量r&,然后计算从历元地心天球坐标系到卫星轨道坐标系的旋转矩阵为T(),oiR=uvw(34)其中,,,×=×==?×rrruvwvwrrr&&&&(35)接着由(28)式计算姿态角,得到t时刻的姿态矩阵为(,,)()()(),yxzARRR=φ?θθ?φ(36)由历元地心天球坐标系到星敏感器本体坐标系的旋转矩阵则为()(,,),oiMRCMRARφ?θ=??(37)星敏感器的光轴指向在敏感器本体坐标系中的单位矢量为000.1????=??????ρ(38)则星敏感器的光轴指向在历元地心天球坐标系中的单位矢量为Ts0(),MR=ρρ(39)再由(2)式计算可得到视场中心的赤经和赤纬,利用星敏感器的视场大小从而可以确定星敏感器所能观测到的恒星,由(3)式得到相应的理想标准坐标,通过旋转算出量度仪相对于照相理想标准坐标系的旋转角度,由(11)式得到视场内恒星的量度坐标.由于地心方向为r′=?rr,再由星敏感器的空间指向ρs则可以得到地心方向和星敏感器的夹角为sarccos(),rθ=??rρ输出的观测量分别为地心方向和星敏感器的夹角,所观测的恒星以及对应的量度坐标.2.3定轨结果在模拟资料的误差中,主要包括两种:(ⅰ)测量夹角时的误差,这个误差主要是由于红外地平仪的精度误差所造成的;(ⅱ)星敏感器的测量误差.在实际仿真过程中,通过产生数学期望为0的白噪声在模拟资料中引入这些测量随机差.在产生模拟资料时,采用的轨道根数a,e,i,?,ω,M分别为7300km,0.0009,58°,321°,49°,350°,采用的星表是Tycho-2星表,门限星等为8等星,星敏感器的视场设定为2°×2°,焦距为20cm,星敏感器光轴放置在星体坐标系z轴的反方向(接近于卫星运行时地心方向的反方向),弧段长度为2d,当星敏感器光轴与太阳方向的夹角大于35°(为了保护星敏感器的有关光学器件)时每秒产生一组数据.由于在实际利用星敏感器进行观测时,选用的卫星都是三轴稳定的卫星,姿态变化一般在几度以内,同时为了保证观测的有效性和观测精度,对姿态角的变化速率也有一定要求,一般要求小于0.02°/s,因此本文选取了以下典型的姿态初始条件:姿态角设定为?=2°,θ=1.3°,φ=0.8°,初始姿态角速度为?&=0.009°/s,θ&=0.02°/s,φ&=0.007°/s,3个主轴惯量分别为:Ix=6400kg·m2,Iy=8000kg·m2,Iz=4800kg·m2.表1列出了不同测量误差对应的定轨精度,以法国Sodern公司的红外地平仪以及星敏感器为例,在红外地平仪的误差为1.5′和星敏感器误差10″的情况下,定轨精度为35.580m,这样的

1 2

问答

我要提问