КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 3, с. 201-205
УДК 621.035
ПОЛУЧЕНИЕ ИЗОБРАЖЕНИЙ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ ТЕЛЕСКОПОМ АЛТАЙСКОГО ОПТИКО-ЛАЗЕРНОГО ЦЕНТРА С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ АДАПТИВНОЙ ОПТИКИ
© 2008 г. А. А. Галкин1, Е. А. Гришин2, П. П. Иншин1, В. Д. Шаргородский2
Научно-прикладной центр "ФЕМТО", г. Москва 2ФГУПНИИ прецизионного приборостроения, г. Москва Поступила в редакцию 14.12.2006 г.
Приведены результаты экспериментов по наблюдению низкоорбитальных космических аппаратов с поверхности земли 600 мм оптическим телескопом Алтайского оптико-лазерного центра. Благодаря использованию блока адаптивной оптики угловое разрешение в получаемых изображениях ограничено дифракцией на приемной апертуре телескопа, что лучше углового разрешения, определяемого турбулентной атмосферой без адаптивной оптики, в 5.. .10 раз.
PACS: 95.10.Ce; 95.10.Jk
В связи с активным освоением космического пространства задача оценки параметров космических аппаратов при наблюдениях с поверхности земли становится все актуальнее [1]. Под параметрами следует понимать не только традиционные кинематические данные (дальность, скорость, угловые координаты). Весьма интересна более тонкая информация, например, детальное изображение КА в реальном времени, позволяющее оценить ориентацию аппарата и ее изменение во времени, выделить основные элементы конструкции, обнаружить их нештатное положение или отсутствие в случае аварийных ситуаций.
Лобовому решению проблемы получения детальных изображений с применением больших оптических телескопов наземного базирования препятствует турбулентная атмосфера. Дифракционное угловое разрешение, определяемое отношением длины волны света X к диаметру приемной системы Б, на практике для средних и больших апертур не реализуется. Для телескопа Алтайского оптико-лазерного центра (АОЛЦ) с диаметром апертуры Б = 0.6 м дифракционный предел углового разрешения по Релею в видимом диапазоне составляет 1.22Х/Б ~ 0.22". Реальное разрешение определяется отношением Х/г0, где г0 - так называемый параметр Фрида [2], характеризующий когерентные свойства световой волны, распространяющейся в турбулентной атмосфере. В типовых условиях Х/г0 ~ 1"...2", т.е. разрешение хуже дифракционного в 5.10 раз.
Одним из наиболее эффективных способов повышения разрешения является компенсация фазовых искажений в световой волне с применением адаптивных оптических систем (АОС) [3]. Ключевыми элементами АОС являются датчик
волнового фронта (ДВФ), позволяющий в реальном масштабе времени осуществлять измерение пространственных искажений принимаемой световой волны и многоканальное гибкое зеркало (ГЗ), осуществляющее коррекцию искажений.
В традиционных адаптивных системах в качестве ДВФ обычно используется многоканальный датчик гартмановского типа. Входным оптическим элементом датчика является матрица плотно упакованных линз. В фокальной плоскости каждой линзы установлен координатно-чувстви-тельный матричный фотоприемник, обработка сигналов с выхода которого позволяет измерить локальный наклон волнового фронта. Затем в спецвычислителе осуществляется "сшивка" измерений, т.е. восстановление профиля волнового фронта принимаемой световой волны.
Специфика использования адаптивных систем для получения изображений низкоорбитальных КА в сравнении с задачами астрономических наблюдений обусловлена двумя наиболее существенными факторами.
Во-первых, необходимо существенное увеличение быстродействия подобных систем. Физические основы такого требования заключаются в том, что при быстром угловом перемещении КА происходит быстрая смена турбулентных неоднородно-стей, по которым распространяется световая волна. Иными словами имеет место "виртуальный ветер" относительно линии визирования, линейная скорость которого линейно возрастает с дальностью, отсчитываемой от входной апертуры телескопа. Например, при угловой скорости КА 0.6 град/сек скорость этого "ветра" изменяется от нуля вблизи телескопа до 100 м/с на высоте 10 км. На практике это приводит к необходимости увели-
Телескоп траекторных измерений Макет АОС
/
Рис. 1. 600 мм телескоп АОЛЦ на альт-азимутальной монтировке. Оптический блок АОС закреплен на оптико-механическом блоке телескопа.
чения быстродействия АОС в 4.. .10 раз по сравнению с астрономическими применениями.
Во-вторых, в отличие от астрономии, в задаче наблюдения КА в пассивном режиме отсутствует опорный точечный источник в виде звезды и оценка искажений волнового фронта в общем случае должна строиться по протяженному объекту, форма которого априори неизвестна [4].
В описываемой установке датчик выделения сигналов управления гибким зеркалом реализует выделение компонент градиента функции резкости в параллельном оптико-электронном процессоре [5]. Специфика архитектуры этого датчика позволила успешно решить обе обозначенные выше проблемы.
Рис. 2. Схема телескопа с оптическим блоком АОС. 1 - первый мениск, 2 - второй мениск с зеркальной центральной зоной, 3 - главное зеркало, 4, 5 - плоские поворотные зеркала, 6 - оптический блок АОС, 7 - ПЗС камера исправленного изображения.
ОПИСАНИЕ УСТАНОВКИ
Внешний вид установки представлен на рис. 1. Телескоп расположен на высоте 350 м над уровнем моря. Объектив телескопа АЗС-26 представляет собой двухменисковый кассегреновский телескоп (рис. 2). Световой диаметр объектива -600 мм. Относительное отверстие - 1 : 9.5. Диаметр центрального затенения - 300 мм. С помощью двух поворотных плоских зеркал 4 и 5 сходящийся световой пучок направляется в оптический блок АОС. Входной фланец оптического блока АОС размещается в непосредственной близости от фокуса объектива. Объектив и АОС размещены на альт-азимутальной монтировке. Оси монтировки снабжены моментными приводами и высокоточными датчиками углового положения. Компьютерное управление приводами телескопа осуществляется из центра управления по предварительно рассчитанной траектории КА. Ошибки углового сопровождения корректируются оператором по наблюдаемым изображениям с видеомониторов системы широкого поля (1 угл. град) и узкого поля (12 угл. мин).
Для простоты на рис. 2 поворотные зеркала 4 и 5 и оптический блок АОС изображены в одной плоскости. На самом деле зеркало 5 разворачивает сходящийся световой пучок перпендикулярно плоскости рис. 2, и ось АОС так же располагается перпендикулярно плоскости рисунка (см. фото на рис. 1).
На рис. 3 показана структурная схема макета АОС. Оптический блок АОС конструктивно представляет собой трубу (рис. 4). Входной фланец трубы размещается вблизи фокуса объектива. Для проведения автономных проверочных и
1
^Ч ©С» •
Рис. 3. 1 - зеркальный окуляр; 2 - гибкое зеркало (ГЗ); 3 - блок датчика волнового фронта; 4 - плоскость регистрации исправленного изображения; 5 -светоделитель; 6 - блок электронного управления (БЭУ); 7 - персональный компьютер; 8 - дополнительный светоделитель.
юстировочных работ АОС может быть состыкована с небольшим объективом подходящей светосилы. На рис. 4 в качестве такого объектива использован телеобъектив МТО-500. Внутри трубы АОС размещены основные компоненты: зеркало точного углового наведения с двухкоор-динатным пъезоприводом, пъезоэлектрическое гибкое зеркало, датчик выделения сигналов управления зеркалами, светоделитель для отвода части светового пучка для регистрации исправленного изображения внешней ПСЗ камерой.
Блок электронной обработки для формирования высоковольтных сигналов управления пъезопри-водами смонтирован в непосредственной близости от оптического блока АОС. Блок питания и управления располагается на рабочем месте оператора.
АОС имеет встроенную систему компьютерного контроля, который позволяет наблюдать сигналы управления пъезоприводами в реальном времени на экране монитора в виде осциллограмм, спектров и диаграмм. Основные технические характеристики АОС: спектральный диапазон 0.45.0.95 мкм; количество зон управления гибким зеркалом 28; геометрия зон - радиально-кольцевая (рис. 4); тип пьезокерамических приводов - титанат цирконат свинца; световой диаметр гибкого зеркала 35 мм; диапазон управления волновым фронтом по локальному прогибу (одна зона управления) ±0.7 мкм, по низшим модам ±4 мкм; диапазон компенсации ошибок углового наведения, приведенный к входному зрачку 600 мм телескопа ±20 угл. сек; постоянная времени управления гибким зеркалом в замкнутом контуре обратной связи - регулируемая 1.5 мс; постоянная времени управления зеркалом углового наведения в замкнутом контуре обратной связи -регулируемая 2.10 мс; поле зрения ПЗС камеры исправленного изображения 50 угл. сек. В каче-
Рис. 4. Оптический блок АОС, состыкованный с телеобъективом МТО-500 и с миниатюрной ПЗС камерой исправленного изображения (справа). Геометрия зон управления гибкого зеркала (слева).
стве ПЗС исправленного изображения использована миниатюрная ПЗС камера WAT-902H с телевизионным стандартом СОЙ.
РЕЗУЛЬТАТЫ ЭКСПЕРИМЕНТОВ
Эксперименты проводились в августе 2005 года. Экспериментам с КА предшествовала работа по ярким звездам с целью настройки и юстировки АОС в составе телескопа. Кроме того, по ярким звездам осуществлялась оценка аппаратной функции системы атмосфера-телескоп без включения адаптивной оптики. Оценка проводилась по ширине распределения интенсивности в изображении звезды по уровню 0.5, полученного при временах цифрового накопления изображений 3.5 с. Типовые значения этих оценок отвечают угловому разрешению системы атмосфера-телескоп без АОС и составляют 1.5.2 угл. сек. Типовые короткоэкспозиционные изображения с включенной справа и выключенной АОС слева при работе по звезде Вега представлены на рис. 5. Справа на рисунке отчетливо видно дифракционное ядро и первое дифракционное кольцо.
На рис. 6 представлены примеры работы установки при наблюдении различных КА. На этих рисунках в первом столбце слева даны типовые изображения, получаемые при выключенном управлении гибким зеркалом. Справа - последовательность изображений КА при их движении по орбите с включенным контуром управления гибким зеркалом 4. Каждый кадр получен усреднением 30 кадров с выхода ПЗС камеры, имеющей частоту кадров 25 Гц. Н
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.