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基于微小卫星平台的小行星光谱仪
学校: 哈尔滨工业大学 院系:航天学院 作品类别:B、专用技术创新应用
本项目是针对天文学中对小行星的观测和探索而设计的基于微小卫星平台的天文光谱仪。主要实现对行星的光变曲线和光谱的探测,进而得到对小行星大小、形状和成分等数据。通过使用目前较为先进的声光可调谐滤波技术对小行星的光谱分光探测,可以获得比传统天文光谱仪更丰富、更加精细详实的光谱信息。前置光学系统采用卡塞格林式系统,大大的缩短了系统的尺寸同时也减小了系统重量,使得整个系统能基于微小卫星平台运作,制作周期短,成本低。
  • 作品/项目简介
  • 作品成果介绍
  • 应用前景分析
  • 项目团队
  • 一、作品意义 :

    自从1801年发现了第一课小行星——谷神星后,越来越多的小行星被发现,而这些太阳系内的小天体也越来越引起世人的瞩目。无论是小行星带的行成原因还是近地小行星对地球的威胁,都吸引着许多科学家对小行星进行探索。随着航天事业的发展,有人提出捕捉近地小行星并对小行星的矿物资源加以利用的构想。然而捕捉小行星这一过程需要大量的资金投资,因此,需要对所要捕获的目标小行星的大小以及所含的矿物含量等参数做详细的调查才能保证收益,使得投资风险降到最低。

    目前,对小行星的探测主要以地面设备为主,国外已有一些团队在进行小行星探测,然而他们的主要任务是寻找对地球有潜在威胁的小行星,虽然这一项目统计的大量的小行星,但是其目前公布的数据也大部分只是行星的轨道数据和小部分的小行星大小,对于具体的小行星成分参数并没有全面的数据。国内的南京大学等一些科研团队也在进行小行星的研究工作,然而地面的观测时间有限,还会受到天气的限制以及大气对光谱探测的影响等等,同时许多望远镜还承担着其他科学任务,对小行星的探索远不足以满足人们对小行星的好奇。

    本项目基于这一需求,设计了基于小卫星平台的光谱仪,其制作周期短、费用少,作为一个小型的空间望远镜,还具有不受日光和大气影响、不受天气限制等优点。同时,本项目分光系统采用的是声光可调谐滤波技术,可以对光谱进行连续的调谐,光谱分辨率高远高于传统的分光仪器。基于这一分光器所得的光谱数据可以更精确的反应出小行星的大小以及成分等重要信息,对小行星研究的发展有促进作用。


    二、国内外相关技术研究情况、水平和发展趋势 :

    对于小行星的探测,国外目前有卡特林那巡天系统(Catalina Sky Survey)小行星进行统计,还有诸如舒梅克号(NEAR Shoemaker)的探测器对某些小行星进行着陆详细研究等。而担任巡天任务的望远镜主要是地面的大口径望远镜,其使用时间和效率极大的受到太阳、天气、空气质量等干扰,要对小行星进行更详细的研究,制作空间望远镜对小行星进行探测未来的一个发展趋势。

    随着航天事业的发展、科技的进步,许多航天领域越来越趋于商业化以及平民化,航天器有越来越小的发展趋势。小卫星平台设计制造周期短、费用小,符合目前的航天发展总趋势。

    本作品的主要创新点是运用声光可调谐滤波器进行分光成像,传统的天文分光采用的都是棱镜、光栅或者是机械结构复杂的干涉仪等,然而棱镜分光的分辨率低,且光能利用率低。光栅由于加工的限制,其光谱分辨率也无法达到一个客观的量级。干涉型分光计虽然光谱分辨率较高,但其机械机构复杂。而新兴的声光滤波器利用声光效应,没有复杂的机械结构,光谱分辨率相比棱镜和光栅高了一个数量级,同时其工作过程是使用电来控制超声波以达到滤光的效果,便于智能控制,是未来分光的发展方向。同时,类似的应用声光可调谐滤波器的光谱仪成功应用在了嫦娥3号进行月球探测。

        

  • (一) 作品方案

    为了能记录小行星的光谱以及光变曲线,我们采用两种模式对小行星进行成像数据采集:

    1)非滤波模式。分光滤波系统不工作,则此时,CCD连续的等曝光时间的记录下目标形体的图像数据,经后期处理提取出光度信息拟合成光变曲线。

    2)分光滤波模式。分光滤波系统工作,用前置望远镜系统收集来自小行星的光,经过分光系统进行光的滤波,CCD底片记录下不同的光波下的目标形体图像,经后期处理提取出光谱信息。

       整个作品由光学系统、分光系统、结构系统、调焦控制系统、热控系统、电子控制系统组成。

    光学系统将小行星的光汇聚起来,经由分光系统进行分光处理在CCD上成像。CCD于调焦控制系统连在一起,起到调节焦点的作用。热控系统用以防止温度不均造成的光学镜片发生畸变以及减少CCD的热噪声。电子控制系统用来控制整个系统的运作,如调焦、收集数据等。具体方案如下:

    1.  光路设计

    为了减轻整体载荷的重量,同时为了达到较好的观测的效果,前置光学系统采用典型的卡塞格林反射系统,这一系统的可以缩短整体镜筒长度,实现长焦距,增大系统的放大率,还可以很好的消除球差和慧差,同时由于使用的是反射镜,使得整个光学系统的质量得到大大的减轻,系统主要质量集中在后方主镜上,便于实现控制。具体光路如图1,光传函如图2

                       http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500550857599.jpg                           1

    根据分光系统的要求,汇聚的光经过分光晶体时需是一束光斑直径很小、发散角很小的近平行光。因此设计光学系统时,我们利用卡塞格林系统将入射光压缩成一细束,再利用第三面镜子使光汇聚到相面上。图一中的玻璃板则是分光系统代替模块。经过分光后需要将光再次汇聚到CCD相面上,此处采用了一个45°平面全反镜将光路上折,再用第3面曲面反射镜将光汇聚于CCD感光面上,以减少系统的整体长度,而为了避免第3面曲面反射镜的汇聚使得光路重合,最终的视场采用倾斜的视场,可减少光路的损失,提高所得图像的质量。

    最终系统所得的光学系统的入射口径为280mm,视场大小:x方向张角为0.2~0.7y方向张角为-0.7~+0.7。整体光路长度约为500mm,光学传递函数如图2,可以看出,传递函数基本与衍射极限重合,符合最初设定的要求。

    http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500551177336.jpg

    2

     

    2  分光滤镜设计

    光谱仪的核心就是分光技术。本作品采用的新型的声光可调谐滤波器(AOTF)作为分光系统,AOTF利用声光晶体中的反常布拉格衍射原理,即光与声波在晶体中相互作用,产生衍射。而反常布拉格衍射是声光作用中产生的一种特殊现象:当入射光以一定角度入射进加载了超声波的晶体时,晶体将会变成一个滤波器,只允许特定波段的光通过,其他的光则受到抑制。一套完整的AOTF由声光晶体、压电换能器等组成。本项目采用的是可购买的成品AOTF。具体参数如下:

    工作波段:0.4μm ~1.0μm

    频率调谐范围:75.3 MHz~233.5 MHz

    入射光极角:23.80°

    衍射光极角:21.17°

    超声极角:80°

    光谱分辨率:218.5@0.6328μm

    光谱带宽:2.9 nm@0.6328μm

    最佳光楔角:6.15°

    分光与整体系统配合如图3

                                  http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500555884912.jpg

    图3

    1.1.3  结构与机构设计

    虽然光路设为定焦光路,但是考虑到发射过程中的剧烈震动等因素的影响,实际使用过程中焦点可能会跑,于是我们设计了调焦机构。主要调节光轴方向的焦距。

    通过改变CCD相对反射镜的位置实现CCD调焦。CCD通过一支架与一螺母相连。通过伺服电机带动螺杆转动使螺母在螺杆上轴向移动,同时用滑轨限制螺母的周向转动,确保其移动的平稳性。具体如图4/5/6:

          http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500551250563.jpg图4

          http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500551303524.jpg图5

           http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500551308984.jpg图6





    螺杆螺距为0.5mm,即螺杆在螺母中旋转一圈可使焦距改变0.5mm。伺服电机步距角为1.8°,这样可实现精度为2.5μm的调焦。可以先根据任务目标粗计算焦距调整范围,从而进行粗调,再通过微调实现精准对焦。

    激光测距实现对焦距的反馈。采用HG-C1050激光位移传感器,测量中心距离50mm,测量范围±15mm,测量精度10μm

     

    1.1.4  热控设计

      温度对镜头光谱成像的影响主要在以下两个方面:一方面, 主结构和光学元件的温度波动和温度梯度使望远镜光学系统的光学间隔发生变化, 光学主轴发生倾斜; 另一方面 , 光学元件内部的温度波动和温度梯度使光学元件的面形发生变化, 透镜内的温度变化还将引起折射率的改变。因此,将以这两个方面出发,设计镜头的热控方案。

    1.镜头热控方案

      1)最外层包裹多层隔热材料(MLI)隔离热辐射

      2)两块反射镜背面相对的圆盘,镜筒上都贴有分区加热膜阵列(聚酰亚胺) ,以减小反射镜的径向温度梯度, 以减小轴向梯度 、降低加热功耗

      3)为减小光学系统热变形,保证成像质量,采用线膨胀系数小的材料做镜筒和主、次镜的连接件;用导温系数大的材料做主、次镜的基体。

      2.CCD热控方案:

      本课题 CCD相机的载体卫星属于小卫星,重量仅 20kg,相机重量仅 2.5kg,不便于采用主动热控,而且相机本体安装于卫星隔离舱内,所处环境比较稳定,考虑采用被动热控对外热流及相机内器件所产生的热进行隔离和疏导。

      CCD 电路板和数据输出板上元器件产生的热量通过散热片采用辐射方式传导到箱体空腔,再与卫星内热交换。

    3.电控板热控方案:

      因为卫星镜头对侧长时间处于远离热源一侧,故温度较低,将电控板放置在这一侧,同时覆盖聚酰亚胺加热片,便于控制温度。

     

    1.1.5  电子学设计

    1.概述

    (整体)

    (1)由一颗stm32负责控制图像拍摄

    (2)由一颗avr处理器负责热控、调焦、与外部控制接口

    (3)图像由OV5640负责采集,输出到stm32

    http://7xrrgv.com1.z0.glb.clouddn.com/image/campus/project/1500551371676.jpg

     7信息流

    2.Ccd

    Ccd采集来自镜头的图像,输出jpg格式数据到stm32

    3.焦距控制

    (1)Stm32读取激光传感器的数据确定位置

    (2)Stm32控制伺服电机调整ccd位置

    4.温度

    (1)传感器将数据采集到avr处理器

    (2)Avr处理器将数据发送至stm32

    (3)Avr处理器根据温度数据调整温度

    5.与外部通信

    (1)Stm32接收外部指令

    (2)Stm32将图片发送到外部设备

    (3)Stm32将温度数据发送到外部设备

    (4)如出现故障,stm32将故障代码发送到外部设备


    (二) 攻克的关键技术或关键技术的现实路径

    本设计的关键技术在于设计一个合适的探测光路。关键技术以及实现方法如下:

        1)光学的整体尺寸要求严格。由于本项目是基于微小卫星平台设计的载荷,因此要求整体光路口径与长度比值要小,镜子数量也要尽量少,以减轻整体载荷的重量。故本系统基于卡塞格林系统,使用多片反射镜,极大的缩短的光路,同时也减轻了整体载荷的质量。

        2)光路系统不能有轴向色差。由于分光系统的光谱分辨率极高,且设计的光谱覆盖范围较广,考虑到微小卫星平台对载荷的控制等情况,为了减少不必要的部件,因此采用定焦系统,故要求光路系统不能有色差。实现方法:采用反射系统便能很好的解决色差问题,同时为了矫正球差,本系统引入了两个标准非球面反射镜以及一面偶次非球面镜。

        3)受限于分光系统的工作模式,经过分光系统的光需要是一束细直的光线。通过光学软件zemax模拟,多次优化后可达到要求。

        4)稳定可靠的结构。由于光路中多次使用了反射镜,使得光路系统对准直性要求非常高,需要一套能抵抗发射时的剧烈震动以及载荷在轨时的扰动的机械机构。(仍然在设计中)

        5)可靠的热控系统。太空中由于太阳直射带来的温差会使得光学镜片变形而导致像质变差,故需要可靠的热控系统。


    (三) 主要技术指标

    1)光传递函数在50时大于0.3

    2)视场大于0.1°

    3)工作温度为20°温差不大于3°

    4)平台指向误差小于0.1°,稳定度小于0.005°

    (四) 主要创新点

    本项目的主要创新点在于:利用新型的可调谐声光滤波技术(AOTF)作为光谱仪核心分光系统。

    传统的光谱仪探测都是利用光栅或棱镜等色散元件将复色光色散分成序列谱线,再用探测器测量每一谱线元的强度。相对而言,色散分光技术工艺稳定、技术成熟、原理简洁、性能稳定。目前的光谱成像仪中色散分光技术仍在广泛应用。然而棱镜型光谱成像仪光路相对复杂,体积较为庞大,重量大,同时需要配合扫描结构,结构较复杂,程序化控制比较困难。除此之外还有利用干涉原理即通过同时测量所有谱线元的干涉强度,对干涉图进行傅立叶逆变换获得目标的光谱图。这类干涉型光谱成像仪从原理上解决了能量利用率低的缺陷,不过,干涉型光谱成像仪必须扫描全程获得整个范围的谱图,不能直接获得某一波段或某一波长的谱图,使用灵活性较差。本项目使用的是新型的可调谐声光滤波技术(AOTF)。AOTF利用声光晶体中的反常布拉格衍射原理来实现光波长扫描。基于AOTF的光谱成像仪可以让整个视场中的光线通过AOTF,经其衍射后成像于面阵列探测器上,衍射光波长通过电信号来调整,光谱采样带宽可根据需要任意调整,利用AOTF制成的光谱成像仪能够方便地构成三维像体,实现图谱合一。


  • (一) 应用领域及方向

    本作品主要应用于对小行星成分、大小、潜在价值的研究以及即使发现、监视对地球有威胁的小行星。

    (二) 应用研究条件及保障措施

    应用研究条件:可靠且具有足够姿态控制精度的小卫星平台 

    保障措施:避免强光照射

    (三) 应用研究经费预测

    经费预算如下:

    1)镜片加工:10万

    2)分光滤波器加工:6万

    3)结构加工:5万

    4)CCD及控制芯片:500



  • (一) 参研高校/院、系(包括牵头院系和参研院系)

    哈尔滨工业大学航天学院

    (二) 研究基础

    1)随着微小卫星平台技术的日益成熟,卫星的研发成本越来越低,研制周期越来越短,通过微小卫星来搭载科学试验载荷可以更好地降低成本,因此,我们选择基于微小卫星平台来设计载荷;

    2)目前国内对于空间天文观测尤其小行星观测的科学研究是极少的,因此需要这样一个卫星来填补空白;

    3)传统的分光技术已不能满足现代科研的需求,而新型的分光技术也逐步进入应用阶段。


    (三) 项目导师、牵头负责人及项目团队介绍


    项目导师:哈尔滨工业大学航天学院的肖伟科老师负责任务目标指导、仁智斌老师负责光路设计指导、张中华老师负责声光滤波器指导。

    牵头负责人:李梦思,哈尔滨工业大学航天学院电子科学与技术专业14级本科生。(其他的你自己发挥吧)

    团队介绍:

        我们团队由哈尔滨工业大学的来自不同专业的本科生组成,牵头负责人李梦思负责光学设计,奚瑞辰(航天学院飞行器设计与工程专业14本)和赵禹负责结构设计,韩雍博(计算机学院计算机科学与技术专业14本)负责软件及CCD设计,王宏旭负责热控设计。

        我们因为共同热爱航天在同一门选修课中结识,听说了紫丁香团队的事迹后,在该团队学长的启发下,决定一起研发一个小卫星载荷。这样一个由不同专业的同学组成了团队,实现了多学科的交叉融合,经过一番调研,我们最终选定了观察小行星光谱这个方向的课题研究。虽然刚接触课题时,我们都还只学习了一些专业基础知识,但是我们秉着“不会就学、不懂就问”的精神,一点一点的把整个项目分解开来,一点一点的突破。同时,我们团队还得到了哈尔滨工业大学紫丁香微纳卫星团队的技术支持。


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