СПОСОБ ОБЗОРА НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ С КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ОБЪЕКТОВ И КОСМИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ОБЗОРА НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ОБЪЕКТОВ И ОБНАРУЖЕНИЯ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ, РЕАЛИЗУЮЩАЯ УКАЗАННЫЙ СПОСОБ
METHOD OF COELOSPHERE COVERAGE FROM SPACE CRAFT FOR SURVEILLANCE OF CELESTIAL BODIES AND COELOSPHERE COVERAGE SPACE SYSTEM FOR SURVEILLANCE OF CELESTIAL BODIES AND DETECTION OF SOLAR SYSTEM BODIES TO THIS END

Настоящее изобретение относится к космической технике.
Целью изобретения является обнаружение и наблюдение небесных объектов, а также повышение оперативности обнаружения опасных небесных тел (астероидов и комет) размером 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определение степени их опасности для Земли и выдача предупреждения о предстоящих времени и месте их столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба.
Изобретение включает способ обзора небесной сферы для обнаружения небесных объектов с блеском до 25 звездной величины и космическую систему из одного или нескольких космических аппаратов (КА) на околоземных орбитах, способных осуществлять предлагаемый способ обзора небесной сферы и наблюдать указанные небесные объекты.
Известны космические аппараты, проводящие наблюдения небесных объектов (звезд, планет, комет и астероидов), которые можно рассматривать как аналоги настоящего изобретения.
Уже более 20 лет ведет наблюдение с низкой круговой орбиты космический телескоп имени Хаббла [1]. Этот телескоп обнаружил большое число астероидов и наблюдал падение на Юпитер в 1994 году кометы Шумейкера-Леви.
В 2003 году выведен на гелиоцентрическую орбиту космический телескоп имени Спитцера [2], предназначенный для астрофизических наблюдений. Главное зеркало телескопа имеет размер 0,85 м. В состав телескопа входят три канала, работающих в разных участка ИК-диапазона. Этот космический аппарат движется по земной орбите на расстоянии около 0,01 астрономической единицы позади Земли. Спитцер не предназначен для наблюдения астероидов, но они заметны на снимках, сделанных одновременно в различных участках спектра.
С 1997 г. ведет наблюдения космическая обсерватория SOHO [3], а с 2009 года - широкоугольный инфракрасный исследователь WISE [4], запущенный на полярную орбиту. 17 февраля 2011 года спутник WISE переведен в спящий режим.
Существует также ряд других зарубежных космических телескопов, способных наблюдать астероиды. Кроме того, разработан ряд проектов (например, Gaia [5], NEOSSat [6], Asteroid Finder [7]), предназначенных в том числе для наблюдения астероидов с околоземных круговых орбит. Космический аппарат NEO Survey [8], предназначаемый для этих же целей, будет выведен на венерианскую орбиту или в точки Лагранжа L1 или L2.
В качестве российского аналога предлагаемого изобретения можно рассматривать «Способ картографирования небесной сферы и космический аппарат для его осуществления» [9]. Аппаратура этого космического аппарата наряду со звездами способна обнаруживать также астероиды с блеском до 10-й звездной величины.
Недостатком почти всех вышеописанных аналогов является то, что они обозревают всю небесную сферу за время, исчисляемое несколькими месяцами и более, и потому неспособны выдавать информацию о ранее не наблюдавшихся и угрожающих столкновением с Землей небесных телах в оперативном режиме, обеспечивающем возможность предотвращения столкновения или минимизации ущерба от него.
В качестве прототипа принята описанная в патенте США [10] космическая система обнаружения и мониторинга астероидов и способ обзора небесной сферы. Космический аппарат этой системы обращается по круговой околоземной орбите высотой, например, 770 км с периодом обращения около 100 минут, то есть совершает 15 витков за 1,04 суток. На КА установлена аппаратура наблюдения с полем зрения 12°×12°, способная отклоняться в одной плоскости (по условной широте) на угол приблизительно ±85° относительно своего нулевого положения. КА постоянно ориентирован так, что в нулевом положении оптическая ось направлена вдоль местной вертикали вверх от Земли, а плоскость отклонения оптической оси перпендикулярна к плоскости орбиты. Таким образом, за один виток КА совершает один оборот вокруг своей оси, перпендикулярной плоскости орбиты, а его аппаратура наблюдения сканирует на небесной сфере кольцевую полосу шириной 12° (в нулевом положении по широте оптическая ось движется по дуге большого круга, в отклоненном положении - по дугам соответствующих малых кругов). В начале каждого следующего витка оптическая ось переводится в очередное положение по широте, то есть занимает одно из 15-ти фиксированных угловых положений, совершая за один виток полный круговой скан. Эта схема сканирования показана на фиг.1, являющейся наряду с фиг.2, фиг.3 и фиг.4 копией иллюстрации из патента США. При такой схеме сканирования вся небесная сфера просматривается приблизительно за сутки, выполняя на последовательных витках сканы от номера 1 до номера 15.
В фокальной плоскости аппаратуры наблюдения размещена двумерная плоская матрица фотоприемников размером 4096×4096 элементов, соответствующая полю зрения 12°×12°. Каждому элементу этой матрицы соответствует поле зрения размером 10,5"×10,5".
При вышеуказанной ориентации угловая скорость вращения КА равна угловой скорости орбитального движения. Каждая точка небесной сферы проходит через поле зрения шириной 12° не менее чем за 3,2 минуты даже в предельном случае, когда такая точка лежит в плоскости орбиты. Для любой точки небесной сферы с ненулевой широтой, попадающей в полосу сканирования, угловая скорость сканирования уменьшается пропорционально косинусу ее широты, а время прохождения через поле зрения соответственно увеличивается, заведомо превышая 3,2 мин. Это обстоятельство дает возможность на плоскости фотоприемной матрицы, занимающей одно из 15 фиксированных положений по широте на i-том скане, для каждой широты наблюдаемой точки назначить два элемента матрицы, симметрично расположенных относительно вертикальной оси поля зрения, для которых интервал времени прохождения через них одной и той же точки небесной сферы составляет 3,2 мин. Совокупность этих точек на фотоприемной двумерной матрице на всем диапазоне широт данного i-того скана образует две линии (два одномерных массива элементов), не являющихся прямыми. Первая из них по ходу сканирования является линией А, а вторая - линией В, показанными на фиг.2 (линии A1, B1 для некоторого положения 101 КА на орбите и линии А2, В2 для его положения 102 через 3,2 мин). Эти линии показаны также на фиг.3 и обозначены номером скана 1 со штрихом (линия А) и без штриха (линия В). Совокупность элементов, соответствующих на фотоприемной матрице линиям А и В, показана на фиг.4 (позиции 10 и 12).
Основная идея распознавания этой системой близких небесных объектов, которые могут быть опасными для Земли, состоит в следующем. Сигнал от каждого элемента на линии А, при сканировании движущейся первой, запоминается на 3,2 мин и в момент прихода линии В в те же точки небесной сферы производится вычитание запомненных сигналов от элементов линии А из получаемых сигналов соответствующих элементов линии В. Если в данной точке небесной сферы сигнал не изменился (неважно, есть ли там звезда или нет), результат будет нулевой. Если же за 3,2 мин источник излучения сдвинулся на небесной сфере, после вычитания в «старой» и «новой» точках небесной сферы, на которые проецировался объект, сигналы от него сохранятся и подлежат запоминанию и дальнейшей обработке для выявления опасных для Земли небесных тел. При этом измеряется и параллактическое смещение данного небесного объекта. Заявленный в прототипе минимальный диаметр обнаруживаемого опасного небесного тела, движущегося к Земле, равен 50 м.
В патенте прототипа упомянуты устройства, размещенные на космическом аппарате и реализующие операции формирования первого и второго изображения двумерной матрицей, их запоминания на некоторое время, вычитания одного изображения из другого для формирования результирующего изображения и передачи результирующего изображения на Землю. Кроме того, при формировании изображений с помощью двумерной матрицы дополнительно используется устройство для включения и выключения избранных элементов матрицы, образующих линии А и В (поз.10 и 12 на фиг.4), которые выбираются на матрице перед каждым сканом в зависимости от широты данного скана. Задачей этих линий является обеспечение одного и того же интервала времени (например, как указано в описании прототипа, 3,2 мин) между прохождением одних и тех же точек небесной сферы соответствующими элементами первой и второй линии.
Указанный прототип обладает следующими существенными недостатками, предопределенными в основном заявленным способом обзора небесной сферы.
обращения
1. Угловая скорость перемещения по небесной сфере проекций линий А и В существенно различна на разных широтах (от максимальной 2π/Т на «экваторе» до нуля на широтах +90° и -90°). Это приводит к разному времени накопления сигналов от точечных источников излучения на элементах фотоприемной матрицы, что обуславливает разную дальность обнаружения небесных тел одинакового блеска.
2. Не используется режим считывания с временной задержкой и накоплением (ВЗН) при опросах элементов двумерной матрицы или двух линий оптических фотоприемных элементов, позволяющий увеличить дальность обнаружения небесных тел.
3. Малая гарантированная дальность обнаружения опасных небесных тел, движущихся к Земле и имеющих диаметр не только 50 м, но и 100 м.
4. Потеря времени при неизбежном сканировании ослепляющего околосолнечного пространства.
5. Отсутствует возможность повторного возврата к наблюдению точки небесной сферы с вновь обнаруженным потенциально опасным небесным телом через желаемый произвольный промежуток времени, так как такт обзоров жестко определен заявленным способом обзора.
6. Конструкция космического аппарата усложнена наличием поворотного устройства, перемещающего оптическую ось аппаратуры наблюдения относительно корпуса КА от скана к скану по широте.
Технический результат предлагаемого изобретения заключается в новом способе сканирования небесной сферы аппаратурой наблюдения по полным большим кругам или по участкам, образованным частями больших кругов, путем вращения корпуса космического аппарата с задаваемой постоянной скоростью, различной для разных участков небесной сферы. Это позволяет регистрировать все небесные объекты с блеском до 25-й звездной величины и выявлять опасные небесные тела (астероиды и кометы) размером 100 м и более, обнаруживаемые на расстоянии от Земли ~150 млн. км и более, при котором время их сближения с Землей составляет 1 месяц и более.
Технический результат предлагаемого изобретения заключается также в новом построении космической системы, включающей в себя размещенный на геостационарной или близкой к ней геосинхронной орбите космический аппарат с одним или несколькими телескопами с матричными фотоприемными устройствами, работающими в режиме с временной задержкой и накоплением, средствами обеспечения сканирования по предлагаемому способу, бортовым комплексом обработки информации и непрерывной радиосвязью с наземными пунктами управления, приема и обработки информации, входящими в систему.
Предлагаемым способом и системой обеспечивается обнаружение впервые наблюдающихся астероидов размером 100 м и более, двигающихся из любой точки небесной сферы по траектории попадания в Землю, и выдача предупреждения об этом в предельном случае не менее чем за 20 суток до столкновения. Также обеспечивается пополнение каталогов небесных объектов объектами с блеском не слабее 23…25 звездной величины с регулярным обновлением параметров записанных в каталоги объектов.
Изобретение имеет целью обнаружение, наблюдение и измерение параметров небесных объектов при обзоре участков, покрывающих всю небесную сферу или ее часть, с регистрацией всех небесных объектов с блеском до 25-й звездной величины, и повышение оперативности обнаружения небесных тел Солнечной системы (астероидов и комет) размером 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определение степени их опасности для Земли и выдачу предупреждения о предстоящих времени и месте их столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба.
Изобретение включает в себя способ обзора небесной сферы с космического аппарата и космическую систему, реализующую указанный способ.
Предлагаемый способ сканирования небесной сферы может применяться для решения различных научных и прикладных задач, в том числе заблаговременного обнаружения опасных для Земли астероидов и комет. Характерным свойством предлагаемого способа сканирования является равномерное перемещение поля зрения аппаратуры наблюдения (АН) в сканирующем режиме по траекториям, представляющим собой полные большие круги на небесной сфере или части таких кругов.
Такой выбор траекторий сканирования позволяет минимизировать смаз изображений неба и увеличить отношение сигнала к шуму, что, в свою очередь, приводит к повышению проницающей способности АН. Только при сканировании по большим кругам скорости перемещения изображений небесных объектов по полю зрения различаются минимально и практически одинаковы даже в случае использования в составе АН телескопов с достаточно широкими полями зрения. Такое сканирование легко осуществить неподвижно закрепленным телескопом на равномерно вращающемся космическом аппарате.
Частный случай предлагаемого способа, в котором сканирование осуществляется по полному большому кругу, может применяться при высокоточных астрометрических измерениях, где полнота круга позволяет замкнуть системы уравнений в одном скане. При этом весь обзор может не покрывать все небо, а состоять из круговых сканов, содержащих лишь реперные объекты, например, оптические квазары. При исследованиях плоскости Галактики, Млечного Пути такие круговые сканы также могут покрывать лишь часть неба.
Предлагаемый способ равномерного сканирования по траекториям, являющимися частями больших кругов, может применяться для многих научных задач, например, при исследовании переменных звезд, фотометрии всех звезд неба, исследовании объектов Солнечной системы,
Особый интерес представляет сканирование небесной сферы, при котором для каждого участка неба выбирается свое время экспозиции объектов и, следовательно, своя скорость сканирования. Такое сканирование целесообразно использовать для решения задачи обнаружения опасных для Земли тел Солнечной системы (астероидов и комет) размером, например, 100 м и более, в том числе наблюдаемых впервые, определения степени их опасности для Земли и выдачи предупреждения об их предстоящем времени и месте столкновения с Землей за такое время, которое является достаточным для предотвращения столкновения и/или принятия мер по уменьшению наносимого ущерба (например, за 2-3 недели до столкновения).
Необходимость использования сканирования с различной скоростью в различных частях небесной сферы связана с различием времен подлета в точку столкновения для опасных тел, двигающихся вдогонку или навстречу Земле, и поэтому находящихся на разном расстоянии от Земли и имеющих различный блеск при одинаковом времени от обнаружения до столкновения.
Способ обзора небесной сферы для обнаружения опасных для Земли небесных тел включает в себя ее разбиение на некоторое число участков. Размеры выделенных при этом участков небесной сферы могут составлять, например, 30°×60° и 30°×30°. Такие участки должны с некоторым перекрытием полностью покрывать всю небесную сферу за исключением области вокруг Солнца с угловым радиусом в пределах от 15° до 30°, определяемым возможностями экранирования блендой.
В околосолнечной области наблюдение слабых небесных объектов невозможно, и на соответствующий календарный интервал эта область небесной сферы исключается из процесса сканирования. Однако по мере движения Солнца по эклиптике наземный комплекс управления покрывает новыми участками обзора освобождаемые от засветки области небесной сферы.
Обзор каждого участка осуществляется сканированием неподвижно установленной на КА аппаратурой наблюдения путем вращения КА. Угловая ширина полосы сканирования соответствует ширине поля зрения телескопа или ширине объединенного поля зрения в случае установки на КА двух или более телескопов. Ось сканирующего вращения КА перпендикулярна центральной оси объединенного поля зрения. Вследствие этого центральная линия полосы сканирования всегда является частью большого круга небесной сферы. Каждый вышеупомянутый участок небесной сферы покрывается несколькими полосами сканирования (сканами) при сканирующем вращении КА с назначаемой угловой скоростью, постоянной для данного участка. Сканы касаются и частично перекрывают друг друга в направлении, поперечном направлению сканирования. На большинстве участков продолжения центральных линий сканов, являющиеся большими кругами, проходят через центр Солнца (фиг.5). По окончании каждого скана на границе участка обзора производится переориентация КА для перехода на соседний скан и реверсирование направления сканирования.
На фиг.5 показаны КА-наблюдатель 1, расположенный в центре небесной сферы, центр Солнца 2, околосолнечная область 3 с угловым радиусом 30°, плоскость эклиптики 4, большой круг 5, плоскость которого t проходит через КА перпендикулярно линии КА - Солнце, а также пять сканов 6…10, образующих выделенный участок обзора небесной сферы размером 30°×60°. Ширина каждой полосы сканирования на фиг.5 принята равной 6°, а длина полосы составляет 60°. Жирными линиями показаны полосы сканирования сканов 6, 8, 10. Начальные и конечные границы сканов 7 и 9 обозначены дужками, а центральные линии полос сканирования обозначены пунктирными линиями. Пунктиром показана также противосолнечная область 11 небесной сферы с угловым радиусом 30°, центр которой 12 диаметрально противоположен центру Солнца 2.
Такая ориентация сканов, как видно из фиг.5, позволяет с минимальным перекрытием «оконтурить» избегаемую круговую область засветок вокруг Солнца. Однако при обзоре противосолнечной области проведение всех сканов через центр этой области приводит к неоправданно большому их перекрытию и соответствующей потере времени. Поэтому на двух-трех участках, накрывающих противосолнечную область, центральные линии сканов, то есть большие круги, должны проходить через любую (но единую) точку небесной сферы, отстоящую от Солнца на 85°…95° (фиг.6). При этом противосолнечная область покрывается «параллельными» сканами с минимальным излишним перекрытием. На фиг.6 показана также возможность сокращения длины отдельных сканов в этой области.
На фиг.6 показана небесная сфера со стороны, противоположной Солнцу 2, с выделенным участком обзора небесной сферы размером 30°×60°, покрывающим половину противосолнечной области. Все точки большого круга 5 небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна линии КА - Солнце, отстоят от Солнца на 90°. Поэтому через любую выбранную на этом большом круге точку 13 можно провести центральные линии сканов 14…18, изображенные пунктиром. Через эту же точку следует проводить центральные линии всех сканов, образующих другой (не показанный на фиг.6) аналогичный выделенный участок обзора, пристыкованный к первому участку и покрывающий вторую половину противосолнечной области. В нижней части фиг.6 приведен вид на выделенный участок со стороны оси 19, на котором границы сканов 14, 16, 18 обозначены жирными линиями, а границы сканов 15 и 17 показаны дужками. При ширине полос сканирования 6° и длине 60° перекрытие соседних сканов на их концах доходит до ±0,4°.
Для каждого конкретного участка небесной сферы выбирается своя постоянная скорость сканирования, определяемая следующими факторами.
1). Минимальное время от первого обнаружения небесного тела до его удара по Земле принимается равным одному месяцу, что можно считать достаточным для точного измерения параметров его движения, выявления степени его опасности и для последующего принятия мер по предотвращению столкновения и/или минимизации ущерба.
Небесное тело Солнечной системы, в предельном случае движущееся по параболической траектории навстречу к Земле с максимальной скоростью 42 км/с в точке столкновения с Землей [11, стр.257], имеющей собственную орбитальную скорость 30 км/с [11, стр.394], соударяется с Землей со скоростью 72 км/с. Расчетная дальность до такого небесного тела, соответствующая времени сближения один месяц, составляет ~1 астрономическую единицу (~150 млн.км). На этой дальности аппаратура КА должна обнаруживать небесные тела размером 100 м. Если размер небесного тела составляет 200…500 м, дальность его обнаружения увеличивается до 2 а.е. и более. В этом случае расчетное время сближения возрастает до двух месяцев и более.
При размере небесного тела 100 м и величине альбедо 0,2 его расчетный блеск на удалении 1 а.е. соответствует 25 звездной величине. Обнаружение такого слабого источника излучения при учете уровня фона на данном участке небесной сферы требует соответствующего времени накопления сигнала. Как показывают расчеты, при реально возможных в настоящее время характеристиках телескопа и его фотоприемных устройств время накопления сигнала должно составлять, например, 180 с. Параметры телескопа и требуемое время накопления сигнала предопределяют скорость сканирования данного участка небесной сферы.
2). Фоновое излучение различно в разных участках небесной сферы (например, Млечный путь, зодиакальный свет), поэтому скорость сканирования должна быть уменьшена при высоком уровне фона на данном участке.
Применительно к каждому циклу обзора полной небесной сферы на наземном пункте управления, приема и обработки информации (НПУПОИ) производятся расчеты по разбиению небесной сферы на отдельные участки, определению очередности их обзора и выбору скорости сканирования на каждом участке обзора, а также времена начала каждого скана и параметры ориентации КА в начальные моменты сканов.
Очередность обзора вышеупомянутых участков небесной сферы определяется величиной интервала времени, через который необходимо производить повторный (или, например, трехкратный) обзор каждого участка для определения с заданной точностью параметров движения небесных тел и степени их опасности.
Полученные результаты расчетов сводятся в упорядоченную последовательность параметров обзора участков на цикле обзора небесной сферы и передаются на КА в комплекс управления сканированием в качестве программы обзора небесной сферы на соответствующий интервал времени.
Величина интервалов времени между повторными обзорами участков и кратность обзоров может быть определена на начальном этапе функционирования космической системы по результатам наблюдений небесной сферы. Слишком близкие по времени сеансы наблюдений одного и того же участка не позволяют определить параметры движения наблюдаемого небесного тела с необходимой точностью, а при слишком больших интервалах времени возникает опасность «перепутывания» нескольких движущихся небесных тел. Время обзора одного участка при разных вариантах конструкции фотоприемного устройства, времени экспозиции и размеров участка может составлять, например, от 0,5 часа до 6…10 часов. Поэтому подбирается такая группа участков, для которой сумма времен их обзора приблизительно равна длительности заданного (желаемого) интервала между обзорами одного и того же участка. При необходимости этот обзор может повторяться нужное число раз, после чего переходят к обзору очередной группы участков небесной сферы. Этот процесс повторяется до полного покрытия небесной сферы за исключением околосолнечной области, для чего может потребоваться несколько суток (например, около 3-х суток при однократном обзоре небесной сферы и 10…11 суток при трехкратном обзоре).
Таким образом, если вновь обнаруженное небесное тело после трехкратного информационного контакта с ним и измерения параметров его движения квалифицировано с заданной вероятностью как опасное для Земли, из вышеуказанного минимального подлетного времени в предельном случае в один месяц после первого обнаружения небесного тела остается около 20 суток для парирования выявленной угрозы и/или принятия мер по минимизации наносимого ущерба.
При квалификации вновь обнаруженного небесного тела как потенциально опасного в комплексе управления НПУПОИ предусмотрена возможность перевода КА в режим непрерывного отслеживания данного небесного тела. Для этого назначается уменьшенный участок обзора, состоящий, например, из одного короткого скана длиной 3°…6°. Одновременный подлет к Земле двух новых небесных тел, оцениваемых как потенциально опасные, имеет крайне малую вероятность. Поэтому в случае обнаружения нового потенциально опасного небесного тела прерывается регулярный обзор всей небесной сферы и отслеживается только сокращенный участок небесной сферы, содержащий это опасное небесное тело, до момента снятия квалификации об угрозе столкновения с Землей (либо до момента соударения). После этого производится возврат к схеме регулярного обзора небесной сферы.
При существующем уровне техники обнаружение источников излучения 23…25-й звездной величины при скорости сканирования небесной сферы до 0,10 град/с телескопом, установленным на КА, возможно фотоприемным устройством (ФПУ), состоящим из фоточувствительных матричных приборов с зарядовой связью (МПЗС) со считыванием сигнала с элементов МПЗС в режиме с временной задержкой и накоплением (ВЗН) [12].
Основное фотоприемное устройство (ОФПУ) аппаратуры наблюдения представляет собой двумерную ортогональную мозаику, состоящую из МПЗС. Режим ВЗН реализуется путем переноса зарядов в столбцах элементов МПЗС, который может производиться как в прямом, так и в реверсном направлении со скоростью перемещения изображения неба. При этом КА непрерывно ориентируется так, чтобы столбцы МПЗС в мозаике и столбцы элементов в самих МПЗС были параллельны заданному направлению сканирования.
Для обнаружения сигнала от небесных тел 25-й звездной величины требуется время накопления сигнала (время экспозиции) не менее нескольких десятков секунд. Это время представляет собой сумму времен прохождения изображения небесного тела по всем МПЗС столбца мозаики ОФПУ вдоль траектории движения изображения. В качестве типовых времен накопления можно принять, например, 30 с, 60 с, 120 с, 180 с. В соответствии с этими временами накопления, зависящими от положения участка обзора на небесной сфере, и параметрами мозаики МПЗС ОФПУ рассчитываются скорости сканирования, задаваемые космическому аппарату.
Для наблюдения небесных объектов с блеском слабее 25-й звездной величины следует использовать время экспозиции более 180 с, что достигается соответствующим снижением угловой скорости сканирования.
Изображение точечного источника излучения в процессе сканирования должно проходить весь один и тот же столбец элементов в каждом соответствующем МПЗС. Угловой размер поля зрения элемента МПЗС составляет, например, 0,25"×0,25". При этом поперечное перемещение изображения источника излучения должно удерживаться в пределах, например, одной четверти ширины одного данного столбца элементов МПЗС. Для реализации такого сканирования необходима высокая точность измерения текущего направления перемещения неподвижных звезд в поле зрения телескопа. Кроме того, для синхронизации построчного считывания сигнала с фактическими переходами изображений неподвижных звезд в каждую очередную строку элементов МПЗС необходимо непрерывное точное измерение значения текущей фактической угловой скорости перемещения звезд.
Для выполнения этих функций рядом с мозаикой МПЗС ОФПУ размещаются высокоточные звездные датчики (ЗД), представляющие собой специальные фоточувствительные МПЗС с переносом кадра, выдающие результаты измерений с частотой, например, 10 Гц. МПЗС с переносом кадра состоит из фоточувствительной секции и секции хранения. В фоточувствительной секции производится экспозиция изображения и формирование кадра. Экспонированный кадр переносится в нефоточувствительную секцию хранения, в которой производится его считывание.
Совокупность МПЗС звездных датчиков в дальнейшем обозначается как ФПУ звездных датчиков (ФПУЗД). Пример возможного взаимного расположения мозаики МПЗС ОФПУ и специальных МПЗС звездных датчиков показан на фиг.7. На ней показано расчетное поле зрения 20 телескопа с основным фотоприемным устройством 21 и специальными МПЗС звездных датчиков 23. ОФПУ представляет собой прямоугольную мозаику из МПЗС, образующих столбцы и строки, ориентированную так, чтобы столбцы МПЗС мозаики (и столбцы элементов в каждом МПЗС) были параллельны расчетному направлению 22 реверсируемого сканирования. В поле зрения выделяют несколько уменьшенную круговую область 24, в пределах которой искажения изображения не превышают величины, допустимой для обеспечения заданной точности измерений звездных датчиков. Звездные датчики размещают в области 24 вне границ ОФПУ 21 с такой же ориентацией столбцов элементов МПЗС вдоль направления сканирования.
Сборка из ОФПУ и ФПУЗД размещена на перемещаемом жестком основании так, что столбцы элементов МПЗС обоих ФПУ параллельны, а фотоприемные поверхности МПЗС ОФПУ и ФПУЗД образуют единую плоскость. Жесткость основания обеспечивает неизменность взаимного геометрического положения всех МПЗС обоих ФПУ. Это основание установлено на механическом устройстве перемещения основания (МУПО), обеспечивающем для указанной плоскости основания малые быстрые вращения по одной угловой и перемещения по двум линейным координатам в фокальной плоскости телескопа. Этим осуществляется парирование текущих отклонений движения изображений от равномерного и параллельного столбцам МПЗС, то есть удержание прохождения изображения небесного объекта в заданных пределах относительно столбцов элементов МПЗС для обоих ФПУ. Возможно также увеличение числа степеней свободы движений МУПО до трех линейных перемещений и трех угловых вращений; дополнительные степени свободы могут быть полезны для подфокусировки и юстировок оптической системы телескопа.
По информации от звездных датчиков вычисляются текущие рассогласования фактического и требуемого векторов угловой скорости перемещения звезд по фотоприемным матрицам. Эти рассогласования могут содержать как низкочастотную, так и высокочастотную составляющие. Низкочастотная составляющая порождается остаточной погрешностью выполнения системой ориентации и стабилизации КА задаваемого углового движения корпуса КА вокруг его центра масс. Высокочастотная составляющая, имеющая малую амплитуду, может являться следствием вибраций.
Указанные малые рассогласования (погрешности) парируются МУПО по командам с блока управления механическим устройством (БУМУ), на вход которого поступает информация о вычисленных рассогласованиях.
На основании вышеприведенных данных ниже приводится оценка сравнительной дальности обнаружения одного и того же небесного тела прототипом и предлагаемым изобретением. При этой оценке исходим из следующих положений:
- фазовый угол КА - небесное тело - Солнце при сравнении дальности обнаружения принимаем равным нулю;
- диаметр входного зрачка телескопов у обеих рассматриваемых космических систем одинаков;
- обнаружительная способность фотоприемных устройств у обеих рассматриваемых систем одинакова.
1
2
Пусть d - диаметр небесного тела, D - дальность наблюдения, Т - время экспозиции, то есть приема излучения небесного тела при сканировании, k, k, k - коэффициенты пропорциональности, одинаковые для обеих космических систем.
1
Сила излучения небесного тела (то есть мощность излучения M) пропорциональна его площади:
1
1
2
M=k·d
2
Мощность принимаемого сигнала M от небесного тела обратно пропорциональна квадрату его дальности:
<mrow><msub><mi>M</mi><mn>2</mn></msub><mo>=</mo><mfrac><mrow><msub><mi>k</mi><mn>2</mn></msub></mrow><mrow><msup><mi>D</mi><mn>2</mn></msup></mrow></mfrac><mo>⋅</mo><msub><mi>M</mi><mn>1</mn></msub></mrow>
Энергия излучения Е, принятого приемным устройством, пропорциональна времени экспозиции:
2
Е=М·Т
Таким образом, энергия, принятая фотоприемным устройством от небесного тела и используемая при выработке сигнала об обнаружении этого тела, имеет вид
<mrow><mi>E</mi><mo>=</mo><mi>k</mi><msup><mrow><mrow><mo>(</mo><mrow><mfrac><mi>d</mi><mi>D</mi></mfrac></mrow><mo>)</mo></mrow></mrow><mn>2</mn></msup><mo>⋅</mo><mi>T</mi></mrow>
1
2
, k=k·k.
0
В прототипе время экспозиции представляет собой время прохождения изображения точечного источника излучения через элемент фотоприемной матрицы, имеющий угловой размер поля зрения 10,5". Для каждого скана на фотоприемной матрице из таких элементов формируются линии А и В, пересекаемые изображением небесного тела. У прототипа угловая скорость перемещения поля зрения элемента фотоприемной матрицы по небесной сфере ω зависит от угловой скорости сканирующего вращения космического аппарата ω и условной широты поля зрения элемента Ш:
0
ω=ω·cosШ
Время экспозиции Т данного элемента, имеющего угловой размер ε в направлении сканирования:
<mrow><mi>T</mi><mo>=</mo><mfrac><mi>ε</mi><mi>ω</mi></mfrac></mrow>
0
0
Угловая скорость сканирующего вращения КА ω равна одному обороту за 100 минут, то есть ω=216"/с.
В самом неблагоприятном случае Ш=0 время экспозиции у прототипа составляет 0,05 с. При Ш=60° оно увеличивается до 0,10 с. Поскольку в интервале широт от -60° до +60° находится 86,6% площади небесной сферы, в дальнейших расчетах принимаем для прототипа время экспозиции равным 0,10 с со значительным запасом в пользу прототипа в этой области широт.
Рассмотрим полученное выражение в модифицированной форме:
<mrow><mfrac><mi>E</mi><mi>k</mi></mfrac><mo>=</mo><msup><mrow><mrow><mo>(</mo><mrow><mfrac><mi>d</mi><mi>D</mi></mfrac></mrow><mo>)</mo></mrow></mrow><mn>2</mn></msup><mo>⋅</mo><mi>T</mi></mrow>
В левой части записана одинаковая энергия излучения Е, принимаемая от наблюдаемого небесного тела и необходимая для принятия решения о его обнаружении для каждой сравниваемой системы, а также коэффициент k, принятый одинаковым для этих систем. В правую часть внесены параметры обнаружения, полученные для предлагаемого изобретения, в котором для наиболее опасных участков небесной сферы назначается экспозиция Т=180 с. При этом для небесного тела диаметром 100 м дальность обнаружения составляет 150 млн км.
Для прототипа принимаем экспозицию Т=0,10 с и диаметр 50 м. В силу равенства левых частей последнего выражения для прототипа и предлагаемого изобретения получаем выражение
<mrow><msup><mrow><mrow><mo>(</mo><mrow><mfrac><mrow><mn>100</mn><mi>м</mi></mrow><mrow><mn>150</mn><mi>м</mi><mi>л</mi><mi>н</mi><mo>.</mo><mi>к</mi><mi>м</mi></mrow></mfrac></mrow><mo>)</mo></mrow></mrow><mn>2</mn></msup><mo>⋅</mo><mn>180</mn><mi>с</mi><mo>=</mo><msup><mrow><mrow><mo>(</mo><mrow><mfrac><mrow><mn>50</mn><mi>м</mi></mrow><mrow><mi>D</mi><mi>м</mi><mi>л</mi><mi>н</mi><mo>.</mo><mi>к</mi><mi>м</mi></mrow></mfrac></mrow><mo>)</mo></mrow></mrow><mn>2</mn></msup><mo>⋅</mo><mn>0,1</mn><mi>с</mi></mrow>
Отсюда следует дальность обнаружения небесного тела диаметром 50 м для прототипа в наиболее опасных ситуациях:
<mrow><mi>D</mi><mo>=</mo><msqrt><mrow><mfrac><mrow><mn>0,1</mn><mi>с</mi></mrow><mrow><mn>180</mn><mi>с</mi></mrow></mfrac></mrow></msqrt><mo>⋅</mo><mfrac><mrow><mn>50</mn><mi>м</mi></mrow><mrow><mn>100</mn><mi>м</mi></mrow></mfrac><mo>⋅</mo><mn>150</mn><mi>м</mi><mi>л</mi><mi>н</mi><mo>.</mo><mi>к</mi><mi>м</mi><mo>≈</mo><mn>1,768</mn><mi>м</mi><mi>л</mi><mi>н</mi><mo>.</mo><mi>к</mi><mi>м</mi></mrow>
Эта дальность приблизительно в 85 раз меньше, чем у предлагаемого изобретения.
Если принять для прототипа диаметр обнаруживаемого небесного тела 100 м, дальность обнаружения увеличивается вдвое, но остается в ~42 раза меньше, чем у предлагаемого изобретения.
С достаточной для проводимой оценки точностью считаем время предупреждения пропорциональным дальности обнаружения.
При увеличенной дальности обнаружения опасного небесного тела соответственно возрастает и время предупреждения о моменте ожидаемого столкновения обнаруженного небесного тела с Землей, что свидетельствует о существенном преимуществе предлагаемого изобретения перед прототипом.
Космическая система, реализующая вышеописанный способ обзора небесной сферы, включает в себя КА с одним или несколькими телескопами, наземный пункт управления, приема и обработки информации (НПУПОИ), дополнительный пункт приема и обработки информации (ПЛОИ) и информационно-аналитический центр (ИАЦ), показанные на фиг.8. Возможно также расширение космической системы путем введения в нее дополнительных КА и соответствующего количества НПУПОИ и ПЛОИ.
КА выводится на геостационарную орбиту или на геосинхронную эллиптическую орбиту с периодом обращения ~ 86164 с, имеющую приблизительно постоянную трассу (эфемериду) на поверхности Земли или, в случае ГСО, постоянную точку стояния. С этих орбит обеспечена непрерывная радиосвязь с НПУПОИ и ППОИ. Наземные пункты НПУПОИ и ППОИ должны дислоцироваться в достаточно близких географических точках, чтобы они одновременно попадали в пределы узкой диаграммы направленности остронаправленной антенны (ОНА) космического аппарата, наводимой в среднюю точку между ними. Точка стояния КА на ГСО или трасса эллиптической геосинхронной орбиты должны быть близки к меридианам НПУПОИ и ППОИ.
На космическом аппарате установлены следующие основные функционально обособленные устройства: аппаратура наблюдения, блок управления и обработки информации основного фотоприемного устройства (БУОФПУ), блок управления и обработки информации фотоприемных устройств звездных датчиков (БУЗД), блок управления механическим устройством (БУМУ), система управления движением и навигации (СУДН), с помощью которой выполняется заданная ориентация КА в начале каждого скана и последующее сканирующее вращение КА вокруг своего центра масс с заданной угловой скоростью, комплекс управления сканированием (КУС), приемо-передающая радиоаппаратура, антенно-фидерная система.
На фиг.8 показана структурная схема космической системы обзора небесной сферы для обнаружения небесных объектов. Аппаратура наблюдения 26 космического аппарата 25 включает в себя телескоп 28 с основным фотоприемным устройством (ОФПУ) 31 и фотоприемным устройством звездных датчиков (ФПУЗД) 32, а также механическое устройство перемещения основания (МУПО) 29 с перемещаемым основанием 30, на котором установлены оба ФПУ.
На вход оптической системы телескопа поступает излучение от небесных объектов, часть которых проецируется на МПЗС основного ФПУ 31, а другая часть - на МПЗС звездных датчиков ФПУЗД 32.
ОФПУ 31 представляет собой размещаемую в фокальной плоскости телескопа прямоугольную мозаику МПЗС размером, например, 20×20 МПЗС, образующих строки и столбцы мозаики. Формат каждого МПЗС составляет, например, 2048×2048 элементов. Размер строки МПЗС мозаики ОФПУ характеризует ширину поля зрения телескопа, то есть ширину его полосы сканирования.
Параметры ОФПУ и время экспозиции обеспечивают регистрацию сигналов от всех точечных источников излучения до 25 звездной величины при максимальном времени экспозиции. Аналоговые видеосигналы со всех выходов МПЗС основного ФПУ поступают на вход блока управления и обработки информации ОФПУ (БУОФПУ) 34. На вход ОФПУ 31 с выхода БУОФПУ 34 подаются тактирующие импульсы переноса заряда в элементах столбцов МПЗС, а также тактирующие импульсы считывания информации по строкам кадра в выходных регистрах МПЗС ОФПУ.
ФПУЗД 32 состоит из совокупности, например, 20 звездных датчиков, которые расположены вне ОФПУ рядом с его границей и вблизи края поля зрения телескопа. Каждый звездный датчик имеет обнаружительную способность, при которой регистрируется необходимое число (например, 80) навигационных звезд.
МУПО 29 осуществляет парирование высокочастотных малых составляющих рассогласования фактического и требуемого векторов угловой скорости перемещения изображения небесных объектов по фотоприемным матрицам. На МУПО из блока управления механическим устройством (БУМУ) 27 подаются команды управления положением основания 30 со сборкой ОФПУ 31 и ФПУЗД 32, обеспечивающие прохождение изображений небесных объектов в заданных пределах вдоль столбцов элементов МПЗС.
Блок управления и комплексной обработки информации основного фотоприемного устройства (БУОФПУ) 34 получает аналоговые видеосигналы со всех выходов МПЗС основного ФПУ 31. Электрическая схема устройства считывания и предварительной обработки видеосигналов в этом блоке построчно считывает накопленные заряды, оцифровывает их и производит предварительную обработку, включающую коррекцию неоднородности чувствительности каждого МПЗС и вычитание фона, который образуется как темновым током МПЗС, так и излучением неразрешенных объектов на небесной сфере. Предварительная обработка осуществляет также выделение изображений объектов в кадрах от каждого МПЗС, их проверку и отбрасывание помех, а также суммирование сигнала и расчет координат для обнаруженных объектов, прошедших по всей совокупности элементов МПЗС (изображение одного объекта может попадать сразу на несколько соседних элементов МПЗС, причем по-разному для разных МПЗС). Величина итогового накопленного сигнала от каждого наблюдавшегося объекта пропорциональна времени экспозиции, то есть чистому времени прохождения изображения вдоль всех МПЗС, составляющих один столбец мозаики (исключая время прохождения изображения по технологическим зазорам между МПЗС).
На вход БУОФПУ 34 поступает с блока БУЗД 35 информация о низкочастотной составляющей изменения текущей скорости перемещения вдоль столбцов элементов МПЗС изображений неподвижных звезд по фокальной плоскости. По этим данным в БУОФПУ 34 рассчитываются текущие значения тактовой частоты переноса зарядов в столбцах элементов МПЗС и тактовой частоты считывания информации в выходных регистрах МПЗС ОФПУ 31, согласующей моменты опроса элементов с перемещением по ним изображения неподвижных звезд, что предотвращает смаз изображений при неидеальном сканирующем движении корпуса КА.
Входящая в состав БУОФПУ 34 специальная электрическая схема в соответствии с рассчитанной частотой вырабатывает тактирующие импульсы для переноса зарядов и считывания сигналов МПЗС ОФПУ 31. БУОФПУ 34 выдает эти импульсы на вход ОФПУ 31. По совокупности информации, получаемой от ОФПУ 31 и от БУЗД 35, блок БУОФПУ 34 определяет текущие значения небесных угловых координат и блеска всех наблюдаемых объектов, кодирует их и передает в реальном времени на вход передатчика 38 или, в необходимых случаях, в буферную память (на фиг.8 не показана).
БУЗД 35 считывает с выхода ФПУЗД 32, то есть с выхода каждого ЗД, кадры изображения звездного неба с навигационными звездами. Полученные кадры оцифровываются и обрабатываются для отождествления звезд, смещающихся в последовательных кадрах. Далее вычисляются отклонения измеряемых координат навигационных звезд от их расчетных (прогнозируемых) положений. По этим данным определяются текущие значения фактической угловой скорости и направления сканирования. В соответствии с ними рассчитывается тактовая частота режима ВЗН в фоточувствительных секциях МПЗС звездных датчиков, а также тактовая частота считывания и частота переноса кадров. Выработанные соответствующие тактовые импульсы с первого выхода БУЗД 35 передаются в ФПУЗД 32.
В блок управления механическим устройством БУМУ 27 со второго выхода БУЗД 35 подаются управляющие сигналы о желаемом пространственном положении перемещаемого основания 30 со сборкой ОФПУ 31 и ФПУЗД 32. По ним формируются команды управления приводными исполнительными устройствами, которые выдаются на механическое устройство МУПО 29.
Текущие значения низкочастотной составляющей погрешности направления и скорости сканирования с третьего выхода БУЗД 35 подаются на вход СУДН для их парирования при управлении сканирующим угловым движением корпуса КА. Кроме того, с четвертого выхода БУЗД 35 на вход БУОФПУ 34 выдаются текущие фактические значения направления и скорости сканирования.
Управление сканированием небесной сферы организовано следующим образом. Комплекс управления 48, входящий в состав НПУПОИ 46, вычисляет исходные данные для программы сканирования на предстоящий очередной цикл обзора небесной сферы. В программу обзора включены моменты времени начала обзора каждого участка небесной сферы, соответствующие им начальные параметры ориентации и скорость сканирования данного участка. Для каждого участка небесной сферы программа содержит время начала каждого скана, параметры ориентации КА в начале скана и длину скана. Порядок обзора участков составляется таким образом, чтобы интервал времени между повторными обзорами одних и тех же участков небесной сферы приблизительно соответствовал желаемому, описанному выше. При этом учитывается также выбранное количество возвратов к одному и тому же участку. Таким образом, цикл обзора всей небесной сферы представляет собой последовательность обзоров участков, полностью покрывающую небесную сферу за исключением околосолнечной области, и получение соответствующих этим участкам информационных кадров с информацией, содержащих изображение неба. При этом обзор каждого участка осуществляется с учетом требуемой кратности через желаемые интервалы времени. Массив начальных данных для цикла полного обзора небесной сферы передается с наземного пункта на КА единовременно или по частям по мере выполнения соответствующих частей программы.
Комплекс управления сканированием (КУС) 36 представляет собой вычислительное устройство, осуществляющее расчет и выдачу с заданным шагом в реальном времени параметров, задающих требуемую текущую ориентацию корпуса КА в процессе сканирования. КУС 36 получает с выхода приемника 39 исходную командную информацию о порядке обзора небесной сферы. Эта информация содержит начальные данные о каждом обозреваемом участке (его величину, положение на небесной сфере, требуемую скорость сканирования и т.п.), записанные в порядке требуемой очередности обзора участков в текущем цикле обзора всей небесной сферы. Результаты расчетов требуемой ориентации КА на каждом шаге расчетов выдаются с выхода КУС 36 на вход СУДЫ 33.
Кроме того, на каждом шаге расчетов КУС вычисляет в инерциальной системе координат параметры вектора, направленного от КА на среднюю географическую точку между НПУПОИ и ППОИ, а затем пересчитывает их в связанную систему координат КА, имеющую ориентацию, соответствующую текущему положению сканирования. На основании этого расчета КУС определяет, какая из ОНА содержит данный вектор в своей рабочей зоне и какие углы поворота привода этой ОНА должны быть отработаны в данный момент времени для совмещения оси диаграммы направленности ОНА с упомянутым вектором. Эта командная информация с выхода КУС 36 выдается в блок управления приводами ОНА 41.
Система управления движением и навигации (СУДН) 33 выполняет заданную ориентацию корпуса КА при сканировании, переходах на соседний скан или на обзор следующего участка небесной сферы. В режиме сканирования с выхода КУС 36 на вход СУДН 33 поступают с согласованным шагом времени параметры текущей задаваемой ориентации. В режиме переориентации с выхода КУС 36 на вход СУДН 33 подаются значения времени окончания переориентации и значения параметров требуемой конечной ориентации и вектора угловой скорости КА для начала следующего скана. Кроме того, на вход СУДН 33 с выхода БУЗД 35 в режиме сканирования поступают текущие значения низкочастотной составляющей измеренной погрешности направления и скорости сканирования относительно их заданных значений. Результатом работы СУДН 33 является выполняемая текущая ориентация осей связанной системы координат КА в режимах сканирования и переориентации.
Целевая выходная информация КА представляет собой поток измеренных угловых координат и блеска всех зарегистрированных (обнаруженных) точечных источников излучения в цифровой форме с метками времени, а также сигналы рассогласования скорости и направления сканирования от БУЗД. Эти данные с выхода БУОФПУ 34 (или, в необходимых случаях, из буферной памяти) поступают на передатчик 38 приемо-передающей аппаратуры 37 и через ОНА 43 антенно-фидерной системы 40 транслируются на ППОИ 45 и на НПУПОИ 46.
В пункте приема и обработки информации (ППОИ) 45 и в вычислительном комплексе обработки информации 47 наземного пункта управления, приема и обработки информации (НПУПОИ) 46 параллельно и независимо производится прием непрерывно поступающей по радиоканалу с КА информации о наблюдавшихся небесных объектах. Эта информация сравнивается с информацией из звездных каталогов и каталогов эфемерид тел Солнечной системы. В случае идентификации источников излучения, принятых с КА и находящихся в каталогах, возможно уточнение данных об объектах и телах. Для вновь полученных и не отождествленных с каталогами источников излучения производится накопление дальнейшей информации, уточнение параметров движения небесных тел, квалификация их как потенциально опасные или неопасные.
НПУПОИ 46 обменивается получаемой и обработанной информацией с ППОИ 45. НПУПОИ 46 также выдает собственную и транзитную (выданную ПЛОИ) информацию в информационно-аналитический центр (ИАЦ) 49 и получает от ИАЦ 49 имеющуюся актуальную информацию. Кроме того, НПУПОИ 46 выдает типовую согласованную информацию внешним абонентам 50, не входящим в состав описываемой космической системы, и получает от них аналогичную информацию.
НПУПОИ 46 через передатчики и антенны (на фиг.8 не показаны) по радиоканалу передает на КА программу сканирования, выработанную входящим в его состав комплексом управления 48. На космическом аппарате эта командно-программная информация принимается одной или несколькими антеннами с широкой диаграммой направленности (МНА) 44, соединенными с приемником 39. Полученная командно-программная информация с выхода приемника поступает на вход комплекса управления сканированием (КУС) 36.
Предлагаемое изобретение предназначено для обнаружения и наблюдения небесных объектов - звезд, галактик, квазаров и тел Солнечной системы, прежде всего, астероидов и комет, опасных для Земли.
Применение предлагаемых способа обзора небесной сферы и космической системы, реализующей этот способ, позволяет впервые решить задачу заблаговременного (не менее, чем за 30 суток) обнаружения ранее не наблюдавшихся небесных тел диаметром 100 м и более, находящихся на траекториях соударения с Землей, и выдавать не менее, чем за 20 суток, информацию о предстоящем столкновении обнаруженного небесного тела с Землей.
Применение вышеупомянутых способа и системы позволяет также решать задачу регистрации практически на всей небесной сфере всех небесных объектов с блеском до 25-й звездной величины с регулярным обновлением информации об их положении и блеске с интервалом в насколько суток.
Из вышеизложенного следует, что предложенные технические решения имеют преимущество перед известными способами обзора небесной сферы и космическими средствами при решении задачи оперативного предупреждения об астероидно-кометной опасности и задачи регистрации небесных объектов с блеском до 25-й звездной величины с регулярным обновлением информации об их положении и блеске.
Источники информации
1. http//ru.wikipedia.org/wiki/Hubble.
2. http//ru.wikipedia.org/wiki/Spitzer.
3. http//ru.wikipedia.org/wiki/SOHO.
4. http://wise.ssl.berkeley.edu/.
5. http//ru.wikipedia.org/wiki/Gaia.
6. http://www.neossat.ca/.
7. http://www.dlr.de/pf/en/desktopdefault.aspx/tabid-174/319_read-18911/ (Проект «Искатель Астероидов» Asteroid Finder).
8. http//ru.wikipedia.org/wiki/Large Sinoptic Survey Telescope.
9. Способ картографирования небесной сферы и космический аппарат для его осуществления (патент РФ №2014252).
10. Космическая система обнаружения и мониторинга астероидов (Space-based asteroid detection and monitoring system, патент США №5, 512, 743, Apr. 30.1996).
11. П.Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии. / М.: Физматлит.1971.
12. S.B. Howell. Handbook of CCD Astronomy / New York: Cambridge University Press. 2006. P.96.