本發(fā)明涉及深空探測器導航方法，具體涉及一種用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其綜合利用該天體的角度觀測信息以及脈沖星距離觀測信息，以計算深空探測器主精度導航信息。

背景技術(shù)：

地面無線電導航能力受限于測控站的分布、器地距離等因素的約束，難以為深探測器提供可負擔的高精度實時導航信息。傳統(tǒng)的慣性導航由于誤差累積效應(yīng)，并不適于作為主要導航手段。單目標的光學自主導航并非完全可觀，此外其難以推廣到整個飛行階段。x射線脈沖星導航技術(shù)具有自主性強、抗干擾性好、可以支撐深空探測器全飛行階段等特點。但脈沖星的x射線信號很弱，較為可行的敏感器方案僅能同時跟蹤1～2顆導航脈沖星，只能采用動力學定軌法來確定探測器的軌道信息。由于僅有1個矢量，導致系統(tǒng)局部不可觀。

技術(shù)實現(xiàn)要素：

本發(fā)明的目的是提供一種導航方法，其具有高可觀性，能用于深空探測。

為了達到上述目的，本發(fā)明提供了一種用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，該方法包括如下步驟：

步驟1：在深空探測器靠近大天體期間，引入對鄰近天體的光學觀測量作為補充，將脈沖星觀測方程與光學觀測方程混合，建立混合觀測方程；

步驟2：使用深空探測器多體引力模型，以探測器的慣性位置及速度為狀態(tài)量，建立探測器狀態(tài)方程；

步驟3：根據(jù)步驟1的觀測方程和步驟2的狀態(tài)方程，構(gòu)造擴展卡爾曼濾波對探測器的狀態(tài)進行最優(yōu)估計計算，得到精確的探測器慣性系下位置與速度；其中，擴展卡爾曼濾波的方程為：

k(k)＝p(k，k-1)h^t(k)[h(k)p(k，k-1)h^t(k)+r(k)]^-1

p(k，k-1)＝φ(k，k-1)p(k-1)φ^t(k，k-1)+q(k-1)

其中，初始值為p(0，0)＝var{x(0)}＝px(0)，式中，已知狀態(tài)模型噪聲的協(xié)方差陣e[w(k)w(k)^t]＝q，量測模型噪聲的協(xié)方差陣e[v(k)v(k)^t]＝r，w代表系統(tǒng)模型誤差，v代表測量噪聲，k代表當前步數(shù)，x代表狀態(tài)量，μ代表引力常數(shù)，x代表離散狀態(tài)量，t代表離散周期，i代表單位陣，z代表離散觀測量，t代表時間。。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，所述的脈沖星觀測方程為：

式中，δφi脈沖信號的觀測相位差，為脈沖視線方向的單位方向矢量，λ為導航脈沖信號一個周期內(nèi)所傳播的距離，δni為脈沖周期整周差值，δx為航天器與太陽質(zhì)心之間的距離，i代表脈沖星序號。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，所述的光學觀測方程為：

其中，p，1為目標天體的光心在相機像平面上的坐標，單位是毫米，rci為相機坐標系相對慣性坐標系的姿態(tài)轉(zhuǎn)換矩陣，x，y，z為探測器在火星j2000慣性坐標系下的位置。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，rci是利用相機坐標系相對本體坐標系轉(zhuǎn)換矩陣和星敏感器確定的本體坐標系相對慣性坐標系的姿態(tài)轉(zhuǎn)換矩陣確定。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，所述的混合觀測方程：

z＝h(x)+v；其中，z代表p、l、△φi；v為測量噪聲。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，步驟2中，探測器狀態(tài)方程為：

其中，狀態(tài)變量代表探測器的位置矢量，代表探測器的速度矢量；w為系統(tǒng)模型誤差，axayaz為太陽引力攝動在火星慣性系下的投影，x,y,z為探測器在火星j2000慣性坐標系下的位置，其中，gm為中心天體的引力常數(shù)；r為飛行器在慣性系中的位置矢量；p為攝動力項。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，r的計算公式如下：

其中，rp為探測器相對大天體質(zhì)心的位置矢量；μm、μs、μe、μj依次為大天體、太陽、地球、木星的引力常數(shù)；rmp,rsp,rep,rjp依次為大天體、太陽、地球、木星對探測器的位置矢量；rms,rme,rmj為兩天體間位置矢量，由美國噴氣實驗室(jpl)的de405星歷表得出,下標m代表大天體，下

標s代表太陽，下標e代表地球，下標j代表木星。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，步驟3中，構(gòu)造擴展卡爾曼濾波的方法包含：

步驟3.1，先對步驟二的狀態(tài)方程離散化，并圍繞線性化，在附近展開為二階泰勒級數(shù)；

步驟3.2，將步驟一的觀測方程離散化，并在附近線性化。

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，步驟3.1處理后的二階泰勒級數(shù)為：

上述的用于深空探測器的高可觀度光學脈沖星混合導航方法，其中，步驟3.2處理后的方程為：

本發(fā)明提供的方法克服了慣性導航累積誤差大的問題，解決了脈沖星導航可觀性弱的問題，大大增強了導航系統(tǒng)的可觀性，大大減少了導航系統(tǒng)的收斂時間，并有效的提高了導航精度，可直接用于深空探測器的自主控制。

附圖說明

圖1為本發(fā)明混合測量方案示意圖；

圖2為本發(fā)明的實施效果圖。

具體實施方式

以下結(jié)合附圖和實施例對本發(fā)明的技術(shù)方案做進一步的說明。

如圖1所示，為本發(fā)明的光學脈沖星混合測量方案示意圖，其中，ssb是指太陽系質(zhì)心(solarsystembarycenter，其為圖中的坐標系原點，深空探測器的r是相對該點計算的)，脈沖星1和脈沖星2用于對于近天體(如火星)的脈沖星觀測，深空探測器在靠近大天體時，引入對鄰近天體的光學觀測量作為補充。

本發(fā)明所述的光學脈沖星混合高可觀深空導航方法，其步驟如下：

步驟一：在探測器靠近大天體期間，引入對鄰近天體的光學觀測量作為補充，建立混合觀測方程；

將脈沖星觀測方程與光學觀測方程混合。脈沖時間模型一般可以表示為脈沖信號的總相位對時間的函數(shù)。脈沖時間模型的總相位可以表示為一個小數(shù)部分加上一個整周數(shù)，即

φ(t)＝ψ(t)+n(t)

式中，φ(t)為總相位，ψ(t)為小數(shù)部分，n(t)為整數(shù)部分。整數(shù)周加上觀測的小數(shù)部分相位就直接反映了探測器到參考坐標系的距離。

式中δρ表示沿脈沖星視線方向航天器(深空探測器)與太陽質(zhì)心的距離分量，i表示脈沖星序號，λi為第i個脈沖星的導航脈沖信號一個周期內(nèi)所傳播的距離，為觀測脈沖到達時間與預(yù)報脈沖到達時間之差，△φi脈沖信號的觀測相位差，δni為脈沖周期整周差值，為脈沖視線方向的單位方向矢量，δx為航天器與太陽質(zhì)心之間的距離(相當于圖1中的r，但這里為了方便與狀態(tài)量符號x一致，所以用了δx)。改寫成矩陣式：

光學導航相機的直接觀測量為火星中心點的像點坐標，在不考慮電磁和光畸變的情況下，考慮利用相機所給出的目標像元坐標作為觀測量，可以表示為：

其中p，l為目標天體的光心在相機像平面上的坐標，單位是毫米，rci為相機坐標系相對慣性坐標系的姿態(tài)轉(zhuǎn)換矩陣，rci可以利用相機坐標系相對本體坐標系轉(zhuǎn)換矩陣rcb和星敏感器確定的本體坐標系相對慣性坐標系的姿態(tài)轉(zhuǎn)換矩陣rbi確定，x,y,z為探測器在火星j2000慣性坐標系下的位置。

結(jié)合方程(1)和(2)可以確定系統(tǒng)的混合觀測方程為:

z＝h(x)+v.

其中z為p，l，△φi，v為測量噪聲，x表示狀態(tài)量。

步驟二：使用深空探測器多體引力模型，以探測器的慣性位置及速度為狀態(tài)量，建立探測器狀態(tài)方程。

深空探測器的運動是由中心引力(下式等號右邊的第一項)與各攝動力聯(lián)合作用的結(jié)果。其受力如下：

式中g(shù)m為中心天體的引力常數(shù)；r為飛行器在慣性系中的位置矢量，r表示它的模(標量)；p為攝動力項對于接近大天體的深空探測器，可以大天體為中心引力體建立探測器的運動方程。本文考慮大天體引力、太陽引力、地球引力、木星引力，由于距離大天體較遠，因此可以不考慮大天體引力非球形項等其它攝動影響，建立動力學方程如下：

式中，rp為探測器相對大天體質(zhì)心的位置矢量；μm、μs、μe、μj依次為大天體、太陽、地球、木星的引力常數(shù)；rmp,rsp,rep,rjp依次為大天體、太陽、地球、木星對探測器的位置矢量；rms,rme,rmj為兩天體間位置矢量，由jpl的de405星歷表得出,下標m代表大天體，下標s代表太陽，下標e代表地球，下標j代表木星。

選擇探測器的位置與速度矢量作為狀態(tài)變量根據(jù)軌道動力學模型得到系統(tǒng)狀態(tài)方程為

式中w為系統(tǒng)模型誤差，axayaz為太陽引力攝動在火星慣性系下的投影，x、y、z的含義是探測器在火星j2000慣性坐標系下的位置。

步驟三：使用擴展卡爾曼濾波(ekf)對探測器的狀態(tài)進行最優(yōu)估計，得到精確的探測器慣性系下位置與速度；

根據(jù)以上擴維的新狀態(tài)方程及新觀測方程，進行擴展卡爾曼最優(yōu)估計算法設(shè)計：針對上面所描述的連續(xù)系統(tǒng)，需首先將步驟二建立的狀態(tài)方程離散化，并圍繞線性化，即在附近展開為二階泰勒級數(shù)：

將步驟一建立的混合觀測方程離散化，并在附近線性化為：

式中，h表示級數(shù)展開的1階項。

已知狀態(tài)模型噪聲的協(xié)方差陣e[w(k)w(k)^t]＝q，量測模型噪聲的協(xié)方差陣e[v(k)v(k)^t]＝r，那么ekf的遞推方程為：

k(k)＝p(k,k-1)h^t(k)[h(k)p(k,k-1)h^t(k)+r(k)]^-1

p(k,k-1)＝φ(k,k-1)p(k-1)φ^t(k,k-1)+q(k-1)

初始值為p(0,0)＝var{x(0)}＝px(0)，式中，

選取一個假想的火星探測任務(wù)，從探測器接近火星時開始，對深空光學導航(opn)、單顆脈沖星導航(pn)、以及本發(fā)明的光學脈沖星混合導航方法(ophn)三種導航方法進行實驗，結(jié)果如圖2所示。從圖中可以明顯看到采用本發(fā)明后，導航算法的收斂時間由原來單純脈沖星導航的數(shù)十小時縮減于數(shù)小時內(nèi)，同時導航精度也由原來最好的10余千米提高到數(shù)千米。

從可觀性分析上來看，采用單目標的觀測方案，單目標光學導航方法(opn)并不可觀，光學導航精度最終隨時間漸漸發(fā)散；單脈沖星導航方法(pn)的可觀性是隨探測器位置適量與所觀測脈沖星矢量的關(guān)系而并化的，因此其可觀性是不穩(wěn)定的。

在數(shù)學仿真中，單脈沖星導航方法的導航精度時而收斂，時而發(fā)散。精度分布在幾十到數(shù)百千米，其中的收斂過程也在數(shù)十小時左右。而將對光學目標的角度測量與脈沖星的時間測量相結(jié)合后，混合導航方法的可觀性大大提高。采用ophn方法的導航系統(tǒng)在整個接近火星過程，體現(xiàn)了單一的收斂性，數(shù)小時后導航精度便快速的收斂到千米量級。容易看到ophn無論是收斂性還是精度都明顯優(yōu)于opn與pn。

綜上所述，本發(fā)明在深空探測器靠近大天體時，把光學導航敏感器對該天體的角度觀測量引入導航系統(tǒng)，重新構(gòu)建了與脈沖星距離觀測相混合的觀測方程，大大提高了導航系統(tǒng)的可觀性，從而大大縮短了導航系統(tǒng)的收斂收間，并提高了導航系統(tǒng)的精度。

盡管本發(fā)明的內(nèi)容已經(jīng)通過上述優(yōu)選實施例作了詳細介紹，但應(yīng)當認識到上述的描述不應(yīng)被認為是對本發(fā)明的限制。在本領(lǐng)域技術(shù)人員閱讀了上述內(nèi)容后，對于本發(fā)明的多種修改和替代都將是顯而易見的。因此，本發(fā)明的保護范圍應(yīng)由所附的權(quán)利要求來限定。