провести неверное соответствие. Кроме того, при передаче в алгоритм
распознавания не только координат звезд, но и светящихся “звездопо-
добных” объектов, высока вероятность совпадения углового расстоя-
ния звезда–помеха с парой звезд из приборного каталога. Алгоритмы
распознавания могут отличаться друг от друга, однако всегда предпо-
лагают наличие минимального числа одновременно визируемых звезд
(обычно 4–6).
При повышенных угловых скоростях вращения космического ап-
парата (КА) возникает “смаз” изображения звезд на ФПМ ЗД. “Смаз”
сильно усложняет поиск изображения звезды, особенно при наличии
дефектных элементов ФПМ и эффектов воздействия падающих про-
тонов. Кроме того, ухудшается точность вычисления энергетического
центра изображения. Распределение изображения звезд на ФПМ ЗД
для различных значений угловой скорости вращения КА без учета
шумов с ФПМ и с их учетом приведены на рис. 1. Эти распределения
получены математическим моделированием с исходными данными в
виде функции рассеивания точки (ФРТ) номинального объектива ЗД
для времени накопления сигналов 200 мс.
Согласно рис. 1, форма изображения звезды сильно деформиро-
вана, тем более в условиях наличия шумов с ФПМ. Похожие изо-
бражения в условиях космического пространства представляют собой
эффекты в виде треков от падающих на ФПМ протонов [1]. Таким
образом, определить и отселектировать смазанное изображение звез-
ды крайне трудно.
Наиболее простой способ борьбы со “смазом” изображения за-
ключается в понижении времени накопления сигналов на ФПМ, что
приводит к уменьшению чувствительности ЗД, а, следовательно, сни-
жает вероятность наличия необходимого для распознавания числа
звезд в поле зрения. Тем не менее форма изображения звезды на
ФПМ сохраняется в силу того, что “смаз” пропорционален времени
накопления сигналов.
Обнаружить неяркие звезды и распознать их при малом времени
накопления невозможно, поскольку для этого при больших (
>
0
,
5
◦
/с)
угловых скоростях движения понадобятся более яркие звезды.
Проведем выборку звезд, указанных в приборном каталоге, так,
чтобы новый, назовем его скоростной, каталог состоял из звезд, звезд-
ная величина которых меньше предельной звездной величины, харак-
терной для заданного времени накопления. Подобная оценка может
быть получена расчетно-экспериментальным путем с использованием
высокоточного имитатора звезды или в результате натурных испыта-
ний. Предположим, что для угловой скорости 3
◦
/с и соответствующего
ей времени накопления 50 мс оценка предельной звездной величины
ISSN 0236-3933. Вестник МГТУ им. Н.Э. Баумана. Сер. “Приборостроение”. 2014. № 1 35
