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1. Erf llen zwei CCD Sterne diese Bedingung so werden die zugeh rigen Musterster ne in die Variable PATCP eingetragen Referenzstern Xic Abbildung 4 6 Bestimmung der Winkeltoleranz Wenn alle m glichen Winkelkombinationen erfolgreich mit dieser Bedingung ge pr ft wurden ist der rechnerische Teil des Mustervergleichs abgeschlossen Software zur Sternmustererkennung 4 39 Wurden im Sternbild 5 oder mehr Sterne markiert so ist das ermittelte Muster in der Regel bereits das passende Es kommt allerdings h ufig vor dass keine 5 eindeuti gen d h aus mehr als einem Block bestehenden Sterne im Bild ausgemacht werden k nnen Daher wurde dem Mustervergleich eine weitere Stufe hinzugef gt Das ermittelte Sternmuster wird hierbei in das reduzierte Sternbild eingeblendet und der Operator kann entscheiden ob es sich um das passende Sternbild handelt Um das Muster richtig im Bild positionieren zu k nnen muss zuvor jedoch die Lagebe stimmung des Satelliten durchgef hrt werden auf welche in Unterkapitel 4 2 6 ein gegangen wird Abbildung 4 7 zeigt beispielhaft ein Sternbild mit eingeblendetem Sternmuster An jeder Stelle an der sich laut Musterkatalog ein Stern befinden m ss StarPatternRecognition ZA lalx File Stars a I Siernposttonen nicht besetzt O q b Fehlbl cke keine echten Sterne o O c erwartete Sternpositionen besetzt a e zuerst markierter Stern Referenzstern O f weitere m
2. O O h O O O gO Find Match Clear Stars Found fra 164 16 de 43 53 az 283 62 Cursor 272 Y 283 L Abbildung 6 4 Ausgewertetes Sternbild in Fenster d Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 63 zogen werden sollen Sicherheitshalber sollten nur Sterne ausgew hlt werden die aus mehr als einem Block bestehen da bei ihnen die Wahrscheinlichkeit h her ist dass es sich um echte Sterne handelt Da im empfangenen Sternbild nur 4 Sterne die ses Kriterium erf llen werden auch nur diese markiert Anschlie end wird die Mustersuche ausgel st Da nur 4 Sterne markiert wurden existieren zun chst mehrere L sungen die der Reihe nach angezeigt werden Der dritte von insgesamt 6 ermittelten L sungsvorschl gen ist in Abbildung 6 4 darge stellt FManlale olx ttitude Star ngles r Target RA 184 16 Long 13 3 ra Edt DE 4353 Lat 525 de Edit2 AZ 283 62 RefTime 231311 increment by 5 2 calc best 78 92 5 nm Timer 00 04 20 Mm1xa max l Abbildung 6 5 Simulation mit aktueller Satellitenlage Anhand des Vergleichs von erwarteten und tats chlichen Sternpositionen stellt der Operator fest dass es sich hierbei um das passende Sternbild handelt Durch einen Tastendruck zeigt der Operator dies der Software an Daraufhin wird die zugeh rige Lage als aktuelle Lage von der Simulation bernommen Die Fenster a und b wer den aktualisiert und sehen nun aus wie in Abbildun
3. A 93 A 95 Einleitung 1 1 1 Einleitung Das Ziel dieser Dissertation ist die Erweiterung des Systems DLR TUBSAT f r den Einsatz bei Nacht Der Satellit ist im Rahmen einer Kooperation zwischen der Tech nischen Universit t Berlin und dem Deutschen Zentrum f r Luft und Raumfahrt entwickelt worden Der Start erfolgte im Mai 1999 Mit diesem System wurde erstmals eine neue Form der Lageregelung f r Mikrosatel liten demonstriert die sogenannte interaktive Lageregelung Hierbei entscheidet ein Abbildung 1 1 Mikrosatellit DLR TUBSAT Mensch am Boden im Folgenden als Operator bezeichnet anhand eines Live Videobildes das vom Satelliten zum Boden bertragen wird welche Schwenkman ver ausgef hrt werden sollen Gesteuert werden die Man ver schlie lich mit Hilfe eines Joysticks Mit diesen Joystickkommandos ist der Operator in der Lage nach einem Ziel zu suchen dessen Position unbekannt ist z B dem Absturzort eines Flug zeuges Um die Joysticksteuerung einzuleiten wird zun chst die schnelle Bewegung Einleitung 1 2 des Satelliten ber Grund von etwa 7 km s durch die Kommandierung einer lang samen Gegenrotation um die Nickachse des Satelliten kompensiert Beim Betrachter des Videobildes entsteht dadurch der Eindruck der Satellit w rde wie ein Hub schrauber auf der Stelle stehen Aus dieser Situation kann der Operator ein Gebiet dann mit dosierten Joystickkommandos ber einen Zeitraum von einigen Minuten nach dem Z
4. Eines dieser Instrumente das Operational Linescan System OLS dessen Hauptaufgabe in der Beobachtung der Wolkenverteilung liegt ist f r Nachtaufnahmen einsetzbar Die Aufnahme von Nachtbildern stellt also ge wisserma en eine Zweckentfremdung des Satelliten dar Ungeachtet dessen dienen die Nachtbilddaten des DMSP als Basis f r wissenschaftliche Untersuchungen 2 3 siehe Kapitel 1 Es ist wahrscheinlich dass auch andere h her aufl sende Satelliten in hnlicher Weise zweckentfremdet eingesetzt werden k nnten Deshalb ist es schwer Aussagen Stand der Technik 2 7 ber den Stand der Technik im Hinblick auf die Erdbeobachtung bei Nacht zu tref fen Im Folgenden sollen daher nur beispielhaft zwei bestehende Systeme von denen ver ffentlichte Nachtbilder existieren beschrieben werden Das oben erw hnte Defense Meteorological Satellite Program DMSP wurde bereits in den 60er Jahren begonnen Der erste Satellitenstart im Rahmen dieses Projektes fand bereits 1965 statt Die DMSP Satelliten befinden sich auf sonnensynchronen po laren Erdumlaufbahnen mit einer Bahnh he von 830 km Die Aufnahme der Bilder erfolgt mittels einer Zeilenkamera welche Nadir ausgerichtet einen 3000km breiten Streifen abdeckt Auf diese Weise ist jeder einzelne Satellit in der Lage zweimal pro Abbildung 2 3 DMSP Nachtbild Europa Nordafrika 5 Tag die ganze Erde abzubilden Das operationelle System besteht aus mindestens zwei Satelliten de
5. Schleife durchlaufen in der zun chst die Position des Satelliten in Sekundenschrit ten beginnend bei der aktuellen Uhrzeit berechnet wird Die Position wird anschlie end in das Horizontsystem des Zielorts transformiert Die Austrittsbedingung aus der Schleife ist erf llt sobald ein relatives Maximum der Elevation festgestellt wird Dieser g nstigste Aufnahmezeitpunkt wird dann im Feld h angezeigt Durch Anklicken einer der beiden Schaltfl chen bei b wird die Man verberechnung gestartet Die linke Fl che l st die Berechnung f r Ziele auf der Erdoberfl che aus die Rechte f r den Sternhimmel Gleichzeitig wird der Countdown Timer k gestartet Er zeigt die noch verbleibende Zeit bis zum ber h festgelegten Aufnahmezeitpunkt an Die berechneten Winkel f r die drei Teilman ver erscheinen in den Bereichen c d und f jeweils oben links im Feld 1 Der Druck auf den Knopf 2 rechts daneben bewirkt dass das zugeh rige Winkel kommando einerseits zum realen Satelliten gefunkt wird und andererseits in der Si mulation mitgekoppelt wird Falls der Befehl den Satelliten z B wegen einer gest rten Funkverbindung nicht er reicht besteht die M glichkeit den Befehl zu wiederholen ohne dass die Simulation f lschlicherweise erneut mitkoppelt Hierf r ist Knopf 3 hinzugef gt worden Knopf 5 bewirkt die Abfrage der jeweiligen ACS Einheit nach dem tats chlich bereits ausgef hrten Winkel Das Ergebnis der Abfrage wird im Tele
6. Struktogramm PHTSI ge der im Orbit auftretenden Strahlung gesch digte CCD Pixel Der Begriff Sterner kennung ist nicht zu verwechseln mit der in den folgenden Kapiteln ebenfalls h ufig vorkommenden Sternmustererkennung Diese bezeichnet die Identifizierung des aufgenommen Sternbilds durch den Vergleich mit einem Sternkatalog Bei der urspr nglich implementierten Sensorsoftware wird folgendes Verfahren f r die Erkennung der Sterne auf dem CCD Chip herangezogen Zun chst wird eine Liste der 20 hellsten Pixel im Bild erstellt sortiert nach ihrer Amplitude Zur Unter scheidung eines Sterns von einer Fehlstelle wird nun unter den 8 Nachbarpixeln je des Pixels dieser Liste ein weiterer heller Pixel gesucht Existiert ein solcher heller Nachbarpixel so wird der Pixel als Stern interpretiert Unmittelbar nach dem Start des Satelliten stellte sich aber heraus dass dieses Krite rium nicht geeignet ist um im Orbit Sterne von Fehlstellen zu trennen Die Anzahl der Fehlstellen auf den CCD Chip nahm sehr schnell zu Hinzu kam dass viele die ser gesch digten Pixel eine sehr hohe Amplitude aufwiesen Innerhalb kurzer Zeit war die Listenkapazit t f r helle Pixel durch solche Fehlstellen ges ttigt Weiterhin wurde beobachtet dass die Kameraelektronik beim Auslesen der Zeilen auf scharfe Hell Dunkel berg nge mit einer gewissen Verz gerung reagiert so dass eine helle Fehlstelle automatisch in Ausleserichtung noch 1 bis 2 helle Nachbarpixe
7. entwickelt wurde Kapitel 8 beschreibt schlie lich die durchgef hrten Lageregelungsexperimente wel che sich in die Kategorien Vorversuche und interaktive Lageregelung aufteilen Au erdem fasst dieses Kapitel noch die durch die Experimente gewonnenen Erfahrun gen bez glich des Aufl sungsverm gens der verschiedenen Nutzlastobjektive an Bord von DLR TUBSAT bei Nacht zusammen Stand der Technik 2 4 2 Stand der Technik 2 1 Interaktive Lageregelung bei Tag mit DLR TUBSAT Die von Schulz 1 entwickelte Lageregelungsstrategie benutzt f r die Akquisition oder Vorstabilisierung die Solarzellen des Satelliten Zwei verschiedene Verfahren werden beschrieben x A ch nes net Nordpol Si D m gt ENAA 1 Berlin quator Abbildung 2 1 Vorstabilisierung im Sommer Z zur Sonne 1 Beim ersten Verfahren wird zun chst das der Nutzlastkamera gegen berliegende Solarpanel Z des Satelliten zur Sonne ausgerichtet Damit ist der Satellit in einer Achse ausgerichtet Die zweite Achse wird dadurch festgelegt dass ein Schwenk um die Bildachse durchgef hrt wird sodass ein senkrechter Vorschub des Live Videobildes von oben nach unten zu beobachten ist Mit diesem Verfahren kann man den Satelliten nur auf Ziele vorstabilisieren die w hrend des ausgew hlten ber flugs vom Schatten des Satelliten also dem Schnittpunkt der Verl ngerung des Vektors Sonne Satellit mit der Erdoberfl che berstrichen werden Der Schwenk
8. indem ein zweidimensionales Bild welches beispielsweise in Form einer Bitmap vorliegt der gekr mmten K rperoberfl che an gepasst wird Abbildung 5 3 zeigt ein solches zweidimensionales Bild der Erdober fl che Nach dem Aufbringen dieses Bildes auf die Gitterkugel ergibt sich die Erdku gel wie in Abbildung 5 4 dargestellt Im letzten Schritt wird die Erdkugel schlie lich um ihre Rotationsachse richtig orientiert d h sie wird derart rotiert dass der Winkel zwischen der Nullmeridianebene und der Richtung zum Fr hlingspunkt in der Si mulation dem zum Simulationszeitpunkt aktuellen Greenwicher Stundenwinkel 0g entspricht Die Berechnung von Os erfolgt unter Einsatz der SGP 4 Bibliothek von Kelso 13 welche als Quellcode im Internet frei verf gbar ist Es handelt sich dabei um eine umfangreiche Sammlung von mathematischen Routinen welche im Zu sammenhang mit der Berechnung von Satellitenbahnen von Interesse sind Dieser Weg wurde gew hlt um den Programmieraufwand f r die Simulationssoftware zu begrenzen SGP 4 hat sich als Standard f r Bahnberechnungen auf Basis der soge nannten Norad Iwo Line Elements TLE etabliert und findet u a Verwendung in Bahnberechnungsprogrammen wie Traksat oder STS Plus 5 1 2 2 Sonne Zur Modellierung der Sonne wird zun chst der Positionsvektor der Sonne im Q System f r den Simulationszeitpunkt berechnet Auch hierf r stellt die SGP 4 Bibliothek eine fertige Routine zur Verf gung Der Positionsve
9. r die CCD Sterne nacheinander gepr ft ob es im aktuellen Muster einen oder mehrere Sterne mit dem gleichen Abstand zum Referenzstern gibt Die Bedingung lautet d d lt s2k T i 4 14 ccd_i pix Tpix ist ein Toleranzwert welcher in Pixeln angibt wie weit die Markierung von der tats chlichen Mitte eines Sterns abweichen darf Da die Sterne durch die Datenre duktion zu Gruppen von groben Bl cken werden deren exakter Mittelpunkt schwer zu ermitteln ist darf dieser Wert nicht zu klein gew hlt werden Es hat sich in der Praxis gezeigt dass ein Wert von 3 zu guten Ergebnissen f hrt Unabh ngig von der tats chlichen Richtung des Abstandsvektors wird der Einfachheit halber der Koeffi zient kx f r die Bestimmung des Toleranzwertes herangezogen Da diese Toleranz f r beide markierten Sterne gelten soll wird noch ein Faktor 2 eingebracht Bei jedem Musterstern der diese Bedingung erf llt wird der CCD Stern in der Vari able CCDCP also als Sternbildgegenst ck eingetragen Sobald f r einen CCD Stern kein Gegenst ck gefunden wird wird der Vergleich mit diesem Muster sofort ab gebrochen und zum n chsten Muster gesprungen Auf diese Weise werden unn tige Rechenschritte vermieden und die Suchzeit nach einem passenden Muster verk rzt Wenn zu jedem CCD Stern mindestens ein Gegenst ck gefunden wurde folgt die zweite Stufe des Mustervergleich Es wird nun im Muster f r jede m gliche Kombi nation aus zwei CCD Sternen nac
10. r die Mustererkennung d h f r den Vergleich des vom Operator markierten Sternbilds mit dem Musterkatalog wurde die Software MusterPr entwickelt Abbil dung 4 5 zeigt das zugeh rige Struktogramm Im ersten Schritt muss unter den CCD Sternen ein Referenzstern ausgew hlt werden Beim KR 1301 wird bei der Auswahl darauf geachtet dass sich der Referenzstern nicht zu nah am Bildrand befindet damit ein m glichst gro er Umgebungsbereich f r den Mustervergleich zur Verf gung steht Dies ist bei dem Programm MusterPr nicht erforderlich da der Musterradius der bei der Erstellung des Musterkatalogs gew hlt wurde etwa der Breite des Sichtfeldes der 16mm Optik entspricht Dies er m glicht den Mustervergleich auch dann noch wenn sich nur am rechten und linken Software zur Sternmustererkennung 4 34 Zuerst markierten Stern als CCD Referenzstern festlegen Entfernung der verbliebenen CCD Sterne zum CCD Referenzstern bestimmen Sortieren der CCD Sterne nach ihrer Entfernung zum CCD Referenzstern Sprungmarke 1 F r jedes Sternmuster i des Katalog CCD Stern j als CCDCP bei Stern k eintragen Mit n chstem Muster i weitermachen Sprungmarke 1 Den beiden CCDCP von I und k I und k als PATCP zuordnen erh hen bis der CCDCP ein anderer ist Weiter mit n chstem k N chstes Muster Sprungmarke 2 Sprungmarke 1 k erh hen bis CCDCP ein anderer ist Bestimmung der Satellitenlage Katalogmuster in das Sternbild einblenden Sprun
11. Satelliten auf ein Zielgebiet ausgehend von einer beliebigen unbekannten Lage der sogenannten Lost In Space Konfiguration Hierzu m ssen Hard und Software des Bodensegments sowie die Software mehrerer Komponenten des Satelliten entsprechend modifiziert werden Neben der interaktiven Lageregelung soll im Rahmen dieser Arbeit auch das Poten tial der DLR TUBSAT Optiken f r die Erdbeobachtung bei Nacht erforscht werden Von besonderem Interesse ist hierbei das 1000mm Objektiv da die bestehenden Sa tellitensysteme welche f r Nachtaufnahmen eingesetzt werden k nnen ausschlie lich mit niedriger bspw DMSP mit 500 m oder mittlerer Aufl sung bspw LAND SAT mit 30 m arbeiten Mit Nachtaufnahmen sind in diesem Zusammenhang Auf nahmen im sichtbaren Spektralbereich gemeint Das DMSP System ist bereits seit den 60er Jahren in Betrieb und dient neben seiner milit rischen Verwendung bis heute auch wissenschaftlichen Anwendungen Bei Einleitung 1 3 spiele hierf r sind die Bestimmung der Bev lkerungsverteilung in Ballungsr umen 2 oder die Erforschung der sogenannten Lichtverschmutzung des Nachthimmels durch Streulicht auf der Basis von Satellitenbilddaten 3 Hochaufl sende Nachtbil der k nnten in Zukunft dazu beitragen diese Forschungen und die daraus gewon nenen Erkenntnisse zu verfeinern Wie schon erw hnt kn pft diese Arbeit inhaltlich an andere an der TU Berlin ver f fentlichte wissenschaftliche Arbeiten an Es wi
12. ber den gesamten Bildbereich als konstant angenommen werden ergeben sich die Winkel w 2y s und Ws ber Glei chung 4 3 und die Winkel y y2und wsergeben sich aus Vi k P O k 4 31 Der Vektor U ist darstellbar als U c U c U c U 4 32 Da es sich um Einheitsvektoren handelt gilt f r die Skalarprodukte der Richtungs vektoren in Abbildung 4 8 U U cosy 4 33 U U cosy 4 34 U U cosy 4 35 und U U cosWY 4 36 Software zur Sternmustererkennung 4 42 U U cosy 4 37 U U cosy 4 38 Durch Einsetzen der Gleichungen 4 32 und 4 36 4 38 in die Gleichungen 4 33 4 35 erh lt man das Gleichungssystem Ci C COSY C COSY cosy cC COSY C C COSY COSY 4 39 Ci COSY C COSY C cosy durch dessen L sung man die Richtungskoeffizienten c c2 und cs erh lt Setzt man diese wiederum in Gleichung 4 32 ein so ergibt sich der gesuchte Vektor U Stern 3 Stern2 U Stern 1 Referenzstern Abbildung 4 8 Dreinbeinansatz 11 Zuletzt m ssen noch Rektaszension Deklination aus den Vektorkomponenten von U errechnet werden Aus RA arctan2 y x 4 40 erh lt man die gesuchte Rektaszension des Satelliten Software zur Sternmustererkennung 4 43 Die Deklination erh lt man aus DE arcsin 4 41 NR yz Stern 3 O Stern 1 Abbildung 4 9 Dreibeinansatz in der Bildebene Simulation und Man ver 5 44 5 Simulation und Man ver 5 1 Orbit Simula
13. dar Die dort ausge lesenen Pixelladungen werden nach dem Durchlaufen eines Verst rkers und der Gamma Korrektur durch einen A D Wandler digital umgesetzt und im Bildspeicher abgelegt Zwischen A D Wandler und Bildspeicher befindet sich ein Schalter der ber das Setzen eines Bits im sogenannten Control Register der Kamera bet tigt werden kann In Schalterstellung 1 wird der Bildspeicher im Rhythmus der Belich tungszeit berschrieben in Schalterstellung 2 bleibt der Bildspeicher eingefroren 9 ber den Logikbaustein kann nun der Kamera Mikrocontroller auf die Bilddaten zugreifen Im ROM des Kamera Mikrocontrollers wurde vor dem Start eine umfangreiche Sternsensorsoftware implementiert deren genaue Beschreibung bei Steckling 4 nachzulesen ist Es handelte sich um eine Software die es erm glichen sollte die Kamera als Sensor f r relative Lagever nderungen des Satelliten zu verwenden d h auf die Integration eines Sternkatalogs zur Bestimmung der absoluten Satellitenlage wurde verzichtet Der Sternsensor erwies sich jedoch aus den im folgenden Unterkapitel n her ausge f hrten Gr nden im Orbit als nicht funktionsf hig Es musste daher im Rahmen die ser Forschungsarbeit ein Weg gefunden werden das Kamerasystem so zu modifizie ren dass es als Sensor f r die Vorstabilisierung des Satelliten bei Nacht eingesetzt werden kann F r diese Modifikation kam nur eine rein auf Softwarever nderungen basierende L sung in Frage da die H
14. einem Kooperationsprojekt zwischen der TU Berlin und der Firma Kayser Ihrede nachempfunden wurde soll dieses im Folgenden grob be schrieben werden Die Beschreibung beschr nkt sich auf die Mustererkennung F r weitergehende Informationen zum System wird auf das Benutzerhandbuch des KM 1301 10 verwiesen Im Kern besteht die Mustererkennung aus 5 Unterroutinen die nacheinander aufgerufen werden 1 Search_Best Ref Star Diese Routine w hlt unter den auf dem CCD Array gefundenen Sternen einen als sogenannten Referenzstern aus Hierf r wird die Liste der Sterne durchgegangen Wird ein Stern gefunden welcher einen vorher festgelegten Mindestabstand zum Rand des Bildes nicht unterschreitet so wird dieser zum Referenzstern gemacht 2 Calc_Refstar Distance Calc_Refstar_Distance berechnet f r die 10 hellsten der gefundenen Sterne jeweils den Abstand zum Referenzstern Zus tzlich wird auch der sogenannte CCD Richtungswinkel jedes Sterns bez glich des Referenzsterns bestimmt Dies ist der Winkel zwischen dem Vektor Referenzstern Stern und der Y Richtung oben auf dem CCD Chip 3 Sort Stars Sort_Stars sortiert die 10 hellsten Sterne aufsteigend nach ihrem Abstand zum Refe renzstern Die Liste wird abgebrochen sobald der maximal zul ssige Abstand der sogenannte Musterradius berschritten wird 4 Permut Winkel Sofern vorhanden werden f r die f nf dem Referenzstern n chstgelegenen Sterne die CCD Zwischenw
15. gebnisse sollen lediglich einen Anhaltspunkt ber die Gr enordnung der Driftfeh ler liefern Durch die Durchf hrung einer l ngeren Messreihe und eine statistische Auswertung derselben lie en sich genauere Aussagen ber die maximal auftreten den Driftraten treffen Die Betrachtung des Driftfehlers ist vor allem vor dem Hintergrund interessant dass sich nach Abschluss des Vorstabilisierungsman vers das ausgesuchte Ziel im Blick feld der 50mm Optik befinden soll Damit darf der Abweichungswinkel quer zur Bildvorschubrichtung am Ende h chstens eine Halbe Bildbreite also 3 5 betragen Die Summe aus dem Driftfehler der Ungenauigkeit beim Setzen der Sternmarkie rungen und Abweichungen infolge von vereinfachenden Annahmen bei der Schwenkman verberechnung z B die Annahme orthogonaler Satellitenachsen oder die Verwendung des mittleren Erdradius bei der Zielvektorbestimmung darf diesen Wert folglich nicht berschreiten F r den Driftversuch wurde der Satellit zun chst inertial stabilisiert Unmittelbar nach erfolgter Stabilisierung wurde ein Sternbild ausgel st Anschlie end wurden im Abstand von 5 bzw 3 Minuten zwei weitere Sternbilder aufgenommen Abbildung 8 1 zeigt die drei Aufnahmen welche mittels einer Bildbearbeitungssoftware ber einander projeziert wurden um die Driftbewegung zu veranschaulichen Tabelle 8 1 zeigt die Driftfehler der einzelnen Achsen Der Driftfehler um die Z Achse konnte dabei direkt ber die vom St
16. interaktiv erkundet werden soll Um dieses Problem zu l sen wurde eine komplexe Vorstabilisierungssoftware entwickelt welche sich aus boden und bordseitigen Komponenten zusammensetzt Mit der Software l sst sich der Satellit in drei Schritten von einer beliebigen unbekannten Lage zu Beginn des berflugs der sogenannten Lost In Space Konfiguration in den geforderten vorstabilisierten Zustand berf hren Die drei Schritte sind e Aufnahme und bertragung eines Sternbilds zur Bodenstation e Ermittlung der Lage des Satelliten durch Auswertung des Sternbilds e Berechnung und Kommandierung der notwendigen Schwenkman ver um von der ermittelten zur gew nschten vorstabilisierten Lage zu gelangen Zu jedem dieser Schritte wurden zun chst eigenst ndige Programme entwickelt welche anschlie end zu der integrierten Vorstabilisierungssoftware zusammengef gt wurden Die f r diese Arbeit entwickelte Software zur Berechnung und Kommandierung der Man ver wurde als Echzeitsimulator unter Einbindung von OpenGL Grafikroutinen realisiert Bei der Kommandierung der Man ver werden diese von der Simulation mitgekoppelt sodass der Operator den gesamten Vorstabilisierungsvorgang aus der simulierten Satellitenperspektive mitverfolgen kann was ihm die Interpretation der Szene im echten Videobild erleichtert Neben der L sung des Problems der Vorstabilisierung bei Nacht wurde im Rahmen dieser Dissertation auch die interaktive Steuerung selbst optimiert Hierf r
17. ist nun m glich durch direkte Angabe der Eckpunkte in diesem Koordinatensys tem Polygone zu zeichnen bzw durch Zusammensetzen mehrerer Polygone kom plexere 3D Objekte zu modellieren S mtliche Objekte die in diese Simulation eingebettet sind also Sterne Sonne und Erde sind zumindest n herungsweise kugelf rmig Um ein Objekt zu modellieren dass dem Betrachter als kugelf rmig erscheint ist eine gro e Anzahl einzelner Poly gone notwendig OpenGl stellt jedoch einen Befehl bereit der die Erstellung von Ku geln erleichtert den Befehl gluSphere Anstelle der einzelnen Polygoneckpunkte m ssen nur noch der Radius sowie die Anzahlen f r L ngen und Breitenuntertei lungen der Kugel angegeben werden Je h her diese Werte gew hlt werden desto runder wirkt das Objekt Die Positionierung erfolgt automatisch im Koordinaten ursprung wobei die Pole der Kugel also die Schnittpunkte der L ngenkreise auf der Z Achse liegen Soll ein Objekt an einer anderen Position im Raum mit einer anderen Orientierung erstellt werden so mu zun chst das Koordinatensystem verschoben und rotiert bzw transformiert werden Das Verschieben erfolgt mit dem Befehl glTranslate Es m ssen dabei die Koordina ten des neuen Ursprungs in X Y und Z im alten Koordinatensystem angegeben wer Simulation und Man ver 5 46 den Zum Rotieren des Koordinatensystems verwendet man den Befehl glRotate bergabewerte sind hier der Drehwinkel sowie die
18. nicht exakt der des echten Satelliten Aufgrund der Drift der fa seroptischen Kreisel w chst die Abweichung zwischen simulierter und echter Satelli tenlage mit der Zeit stetig an Aus diesem Grund darf zwischen Lageermittlung und Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 66 Abschluss der Man ver nicht zuviel Zeit verstreichen Eine Messung hierzu ist in Kapitel 8 enthalten Analog zum ersten Schwenk wird nun der zweite Schwenk um X Achse ausgef hrt In Reaktion auf den Befehl bewegt sich das Bild im Fenster a horizontal Nach Ab schluss des zweiten Schwenks ergibt sich das in Abbildung 6 7 dargestellte Bild Der Satellit ist nun bereits so ausgerichtet dass sein Blickpunkt Berlin nach Ablauf des Timers also in 2 Minuten und 33 Sekunden berstreicht Da der Satellit auf der Nachtseite der Erde von S den nach Norden fliegt liegt der Erwartungswert f r den OpenGl Base FHanlale Ra p 53 09 22 v Long s3 afea RetTime 231311 Timer 00 01 06 or ae Freeze Thaw Send RTI mi i fies Ems f pie io Seren TN Abbildung 6 8 Fenster a und b nach 3 Teilman ver Blickpunkt zu dem in Fenster a dargestellten Zeitpunkt im Mittelmeerraum Bei Nadir Ausrichtung des Satelliten wirkt die Erdtextur in der Simulation zwar vergr bert aber eine Orientierung an K stenlinien ist dennoch m glich Der ge bte Operator erkennt in Fenster a die Adria Integrierte Vorstabilisieru
19. nnen Der Versuch wurde insgesamt dreimal durchgef hrt Oben in Abbildung 8 2 darge stellt ist der berflug vom 16 12 2002 Links ist das Sternbild der Ausgangslage ab gebildet welches um 22 05 UTC aufgenommen wurde Die Auswertung durch die Ausgangslage Ziellage Datum Rara oera azia euro zia xta Rara oera azta turos faw 19 16 12 02 147 65 9 271 296 21 22 05 34 1 5 118 3 14 41 57 48 46 03 22 09 14 25 18 12 02 164 07 42 88 218 70 23 44 02 50 8 77 1 10 87 58 64 97 27 23 49 13 25 24 12 02 60 24 12 75 221 27 00 32 06 70 8 81 2 12 47 58 47 323 9 00 35 44 20 Tabelle 8 2 Schwenkman ver zum Sternbild Cassiopaia Sternsensorsoftware ergab eine Lage von RA 147 65 DE 9 27 und AZ 296 21 Das Ergebnis der anschlie enden Man verberechnung ist in Tabelle 8 2 ablesbar Es musste zun chst ein Winkel von 1 5 um die Z Achse ausgef hrt werden und da nach ein Winkel von 118 um X Nach Abschluss dieser Man ver um 22 09 UTC wurde das Zielsternbild ausgel st welches in Abbildung 8 2 oben rechts dargestellt ist Die Auswertung ergab hier eine Lage von RA 14 41 und DE 57 48 Die Lage um die Bildachse ist an dieser Stelle nicht von Interesse da lediglich RA und DE vorge geben waren Die Abweichung von der Sollausrichtung wurde anschlie end nach Gleichung 4 3 bestimmt Es ergab sich eine Abweichungswinkel von 2 5 gegen ber dem anvisierten Ziel Die beiden weiteren Versuche wurden
20. nur sehr unscharf ab 9 2 Ausblick Dass DLR TUBSAT keine hochaufl senden Nachtbilder liefern kann liegt an den drei im vorigen Unterkapitel genannten technischen Problemen Mit der gewonne nen Erfahrung aus diesem Projekt lassen sich diese Probleme f r ein Folgeprojekt nun mit berschaubarem technischen Aufwand beheben Durch Wahl einer Kamera von robusterer Bauart k nnten l ngere Belichtungszeiten erm glicht werden Es w re in diesem Zusammenhang sinnvoll bereits am Boden die Strahlungsvertr glich keit dieses Systems durch geeignete Versuche zu berpr fen um das Risiko des Auf tretens solcher Defekte zu minimieren Das Problem der Bildst rungen durch Inter ferenzen k nnte durch Abschirmung der Signalleitungen gel st werden Auch hier sollte bereits am Boden unter schwachen Beleuchtungsbedingungen ein End To End Test mit dem vollst ndig integrierten Satelliten durchgef hrt werden um die Wirk samkeit dieser Ma nahmen zu pr fen Die Auswirkungen von Temperaturver nde rungen des Satelliten auf die Sch rfe des hochaufl senden Objektivs k nnten schlie Zusammenfassung und Ausblick 9 92 lich durch einen motorisierten Nachstellmechanismus kompensiert werden welcher ber Funk von der Bodenstation aus bet tigt werden kann Ein durch diese Ma nahmen optimierter TUBSAT Mikrosatellit w re auf dem Gebiet hochaufl sender Nachtbilder ohne Konkurrenz und k nnte zu auf Nachtbildern ba sierenden Forschungen 2 3 ents
21. sogenanntes Pixelfeld Objekt in einer ent sprechenden Liste angelegt das Datenformat eines solchen Objekts ist in Abbildung 3 8 dargestellt In den ersten beiden Bytes wird dabei die X Koordinate der gerade gefunden Pixel kette abgelegt Das 3 Byte beschreibt die Ausdehnung des Pixelfeldes in Y Dieser Wert wird f r das neue Feld mit 1 initialisiert und erh ht sich wenn in der n chsten Zeile an ungef hr derselben X Koordinate d h die Abweichung in X darf nicht gr Entwicklung des Sternsensors 3 19 fer sein als ber den Parameter Versatztoleranz festgelegt wieder eine Kette ge funden wird siehe Abbildung 3 9 Im 4 Byte wird die Information abgelegt dass es sich um ein aktives Pixelfeld handelt Die Rolle dieser Variable wird im Folgenden erl utert Einlesen der Parameter f r die Datenreduktion H he Breite Versatztoleranz Schwelle EPLD Parameter setzten Schwelle Fenstergr e ler o starten l uft automatisch solange bis ein Pixel mit Amplitude gt Schwelle Hit gefunden ist oder das Bildenende erreicht ist Koordinaten des Hit Pixels auslesen Abstand in X zu letztem Hit bestimmen Alle inaktiven PF in PF Liste l schen Alle PF als inaktiv markieren K PN um 1 erh hen K L nge auf 0 PF H he um 1 erh hen Neues PF in PF Liste beginnen PF als aktiv markieren PF als Block in die Liste PF als aktiv aufnehmen markieren Neue K beginnen K L nge auf 0 Verzweigung K Pixe
22. um die Bildachse ist f r die sich anschlie ende interaktive Lageregelung nicht unbedingt notwendig da die Joystick bzw Mausbewegungen in Drehraten um die k rperfes ten Achsen des Satelliten bersetzt werden Die Drehung sorgt lediglich daf r dass der Bildvorschub sp ter durch ein einziges Drehratenkommando um die Y Achse des Satelliten kompensiert werden kann Zus tzlich erleichtert sie dem Operator die Stand der Technik 2 5 Orientierung F r den Bodenstationsstandort Berlin ist dieses Verfahren vor allem f r den Sommer geeignet siehe Abbildung 2 1 da ansonsten der Blickwinkel zu flach wird nen Nordpol Wing lich r Berlin quator Abbildung 2 2 Vorstabilisierung im Winter X zur Sonne 1 F r das zweite Verfahren wird im ersten Schritt die X Achse des Satelliten zur Son ne ausgerichtet Anschlie end wird der Satellit um die X Achse in Rotation versetzt Die Rotation wird gestoppt wenn die St rke des S Band Videosignals ein Maximum erreicht hat Das S Band Signal kann jedoch nur dann als Kriterium herangezogen werden wenn das Ziel der Vorausrichtung die eigene Bodenstation sein soll Bei die sem Verfahren ist der Blickwinkel im Winter steiler und somit das Maximum der S Band Feldst rke deutlicher zu erkennen als im Sommer daher ist es eher f r den Winter geeignet Anstelle des S Band Signals wurden nach Abschluss der Forschungen zu 1 an der TU Berlin noch andere Kriterien f r die Ausrichtung der
23. um ein zum Standardumfang eines Linux Systems geh rendes Werkzeug was den Export von Fenstern auf entfernte Rechner erm g licht sofern diese ber ein Netzwerk mit dem Server verbunden sind Da bei diesem Verfahren unkomprimierte Bilddaten bertragen werden ist die Anzahl der Frames welche pro Sekunde bertragen werden k nnen begrenzt Bei einer Bildgr e von 200 mal 150 Bildpunkten und 255 Graustufen konnte eine durchschnittliche bertra gungsrate von etwa 5 Bildern pro Sekunde erreicht werden Da diese geringe Bild bertragungsqualit t den Operator bei der interaktiven Lagere gelung einschr nkt wurden im Rahmen dieser Arbeit nochmals verschiedene Video Streaming L sungen untersucht Bei s mtlichen gepr ften Programmen war zwar die bertragungsrate deutlich h her zum Teil bis zu 25 Bilder pro Sekunde jedoch trat bei allen Systemen durch das f r die Bildkompression erforderliche Buffering eine zeitliche Verz gerung von mehreren Sekunden auf Diese Verz gerung macht die interaktive Steuerung des Satelliten nahezu unm glich daher wurde schlie lich doch auf das X Server Verfahren zur ckgegriffen Parallel zu dem Bildempfang ber Neustrelitz wurde auch die 1 20m Parabolantenne auf dem Dach des ILR eingesetzt Diese Antenne ist f r den Empfang des breitban digen analogen Videosignals eigentlich unterdimensioniert Da der Satellit bei den Lageregelungsversuchen jedoch direkt auf Berlin ausgerichtet wurde konnte bei ho
24. vom Referenzstern der stets den Mittelpunkt eines Musters bildet maximal entfernt ist Bei der Software MusterPr wurde ein Radius von 20 gew hlt Das erste Muster entsteht nun indem f r den ersten Stern der Liste der automatisch Referenzstern dieses Musters ist nacheinander der Abstand zu den anderen Sternen der Liste bestimmt wird Hierf r werden die Himmelskoordinaten Rektaszension RA und Deklination DE beider Sterne nach Abbildung 4 3 in kartesische Rich tungsvektoren umgewandelt cos RA cos DE sin RA cos DE 4 2 sin DE V Stern Software zur Sternmustererkennung 4 32 Der Abstandwinkel d ergibt sich dann ber das Skalarprodukt der beiden Vektoren d co aa Vsem 4 3 Va i Wird ein Stern gefunden dessen Abstandswinkel zu dem Referenzstern kleiner ist als der vorgegebene Musterradius dann wird dieser Stern dem Muster zugeordnet d h er wird innerhalb des neu erstellten TStarPat Objekts in das Musterstern Array Data bernommen und die Variable Size des Sternmusters wird um eins erh ht Es wird solange nach weiteren Sternen gesucht bis entweder alle 5000 Sterne gepr ft wurden oder eine Zahl von 150 Mustersternen erreicht wurde Im n chsten Schritt werden alle innerhalb des Musterradius gefundenen Sterne also die Sterne des Data Arrays aufsteigend nach ihrem Abstand zum Referenzstern sor tiert Anschlie end wird f r jeden Stern noch der Richtungswinkel bestimmt und in d
25. wurde wiederum eine neue Software entwickelt Diese wurde vor dem Einsatz bei Nacht erfolgreich am Tage in S dafrika getestet Es konnte demonstriert werden dass es diese Software erm glicht mit dem 1000mm Objektiv ber mehrere Minuten einer K stenlinie zu folgen ohne dieselbe aus dem Blickfeld zu verlieren Die Genauigkeit der integrierten Vorstabilisierungssoftware wurde zun chst durch Man ver von einem Sternbild zu einem anderen getestet F r die sich anschlie enden interaktiven Lageregelungstests wurde Berlin als Ziel ausgew hlt Die Funktion des Vorstabilisierungssys tems konnte durch das Erreichen von Berlin mit dem SOmm Objektiv bei mehreren aufeinan derfolgenden berfl gen nachgewiesen werden Auch die Funktion der interaktiven Steue rung konnte durch das erfolgreiche zentrieren des Ziels im Bild nachgewiesen werden Inhaltsverzeichnis Inhaltsverzeichnis 1 EINLEITUNG 2 STAND DER TECHNIK 2 1 Interaktive Lageregelung bei Tag mit DLR TUBSAT 2 2 Bestehende Systeme f r die Erdbeobachtung bei Nacht 3 ENTWICKLUNG DES STERNSENSORS 3 1 Ausgangssituation 3 1 1 Kamera Hardware 3 1 2 Urspr ngliche Sternerkennung 3 2 Sternerkennung trotz Strahlensch den 3 2 1 Aufnahme der Sternbilder 3 2 2 Fl chenkriterium und Amplitudenkriterium 3 2 3 Bordseitige Datenreduktion 3 2 4 Bodenseitige Datenvisualisierung 4 SOFTWARE ZUR STERNMUSTERERKENNUNG 4 1 Sternmustererkennung beim Sternsensor KM 1301 4 2 Halbautomatische Sternmustere
26. zweimaliges Dr cken der rechten Cur sortaste und anschlie endem Best tigen durch die Steuerungstaste um 0 2 s ver ndert Unmittelbar danach wurde durch die Tastenfolge Cursor Unten Steue Flugergebnisse 8 81 rungstaste die Winkelgeschwindigkeit in Y um 0 1 s angepasst Die Kamera bzw der Satellit reagierte auf die Befehle mit der dargestellten langsamen diagonalen Be wegung Richtung S d Osten In dem Moment wo die Bildmitte Berlin erreicht hatte wurde die Bewegung durch Bet tigung der jeweils entgegengesetzten Cursortasten und der Steuerungstaste wieder zur Ruhe gebracht Bei dem rechts dargestellten berflug wurde entsprechend vorgegangen mit dem Unterschied dass hier eine etwas gr ere Korrektur in Nord West Richtung vorge Abbildung 8 4 Zentriervorgang mit der 50mm Optik Flugergebnisse 8 82 nommen werden musste Nimmt der Zentriervorgang l ngere Zeit in Anspruch weil z B aufgrund einer schlechten Funkverbindung nicht alle Befehle auf Anhieb durch dringen so muss die Drehrate um die Y Achse fters nachkorrigiert werden Dies hat den Grund dass der Blickwinkel auf das Ziel von dem sich entfernenden Satelliten immer flacher wird Die Gegenrotation muss daher stetig verlangsamt werden um das Ziel im Bild zu halten Nach dem erfolgreichen Ausrichten der 50mm Optik auf Berlin wurde schlie lich auf das 1000mm Objektiv umgeschaltet 8 2 4 Interaktive Lageregelung mit der 1000mm Optik Bei
27. DH gt H8 Kamera gt EPLD Abbildung 3 1 Blockdiagramm des Kamerasystems an Bord von DLR TUBSAT 9 war hierbei die Rolle als Vorfeldsensoren zugedacht d h mit ihnen sollte das Erfas sen des Zielgebietes mit der hochaufl senden Optik vorbereitet werden Im Funkti onsmodus als Sternsensor sollten die drei K pfe eingesetzt werden um den Sensor gewisserma en mit drei verschiedene Empfindlichkeitsstufen betreiben zu k nnen Abbildung 3 1 zeigt eine vereinfachte Darstellung der DLR TUBSAT Kamera Hard ware Anstelle der drei optischen K pfe ist nur das 1omm Objektiv dargestellt Bei den Komponenten innerhalb der gestrichelten Umrandung handelt es sich um Bau gruppen der Kamera die von der Firma Kappa abgesehen von der r umlichen Tren nung von optischen K pfen und Ausleseelektronik unver ndert bernommen wur den Der Logikbaustein EPLD und der H8 Mikrocontroller f r die Kameraansteue Entwicklung des Sternsensors 3 11 rung wurde im Rahmen der Entwicklung des DLR TUBSAT Nutzlastmoduls hinzu gef gt 4 Da der Bordrechner OBDH und die TIC Einheit in diesem Kapitel eben falls eine wichtige Rolle spielen sind sie auch dargestellt obwohl sie nicht Teil der Kamera Hardware sind F r die Verwendung der Kameraplattform als Sternsensor ist nur der digitale Signalweg relevant dieser ist in der Abbildung gr n dargestellt Die 16mm Optik stellt mit dem CDD Chip den Anfang der Kette
28. Drehachse der gew nschten Ro tation Sind auf diese Weise die gew nschte Position und Orientierung des Koordi natensystems erreicht so kann das Objekt mit glSphere erstellt werden Die Be schreibung der Modellierung der Erde im folgenden Abschnitt enth lt ein Beispiel hierzu Um nun ein weiteres Objekt an einer anderen Stelle im Raum zu positionieren emp fiehlt es sich das urspr ngliche Koordinatensystem mit Loadldentity wiederherzu stellen und wiederum durch entsprechende Verschiebung bzw Rotation die Positio nierung durchzuf hren Um die Modellierung zu vereinfachen wird festgelegt dass die Blickrichtung des initialisierten OpenGL Fensters der Fr hlingspunkt ist und die Y Achse zum Him melsnordpol weist Die Erde wird im Koordinatenursprung positioniert sodass das Koordinatensystem dem Q System mit vertauschten Achsen entspricht Die Trans formationsmatrix vom Q in das G System lautet 0 1 0 Go 0 0 1 5 1 1 0 0 5 1 2 1 Erde Um die Entstehung der Simulationsumgebung deutlicher zu zeigen wurde die Ka meraperspektive ver ndert Die Kamera wurde 60 000 km vom Ursprung des G Koordinatensystems in Z Richtung bewegt Blickrichtung ist weiterhin der Fr h lingspunkt OpenGl Base Jog Abbildung 5 2 Erdkugel als Gitternetz Simulation und Man ver 5 47 Die Modellierung der Erde beginnt mit der Rotation von 90 des G Koordinatensystems um die Xo Achse Die Z Achse des daraus resultierenden
29. Interaktive Lageregelung bei Nacht mit dem Mikrosatelliten DLR TUBSAT vorgelegt von Dipl Ing J rn Hendrik Bleif aus Berlin An der Fakult t V Verkehrs und Maschinensysteme der Technischen Universit t Berlin zur Erlangung des akademischen Grades Doktor der Ingenieurwissenschaften Dr Ing vorgelegte Dissertation Promotionsausschuss Vorsitzender Prof Dr Ing H Linde Gutachter Prof Dr Ing U Renner Gutachter Prof em Dr Ing R Priebs Tag der wissenschaftlichen Aussprache 24 05 2004 Berlin 2004 D 83 Danksagung Ich m chte mich an dieser Stelle bei allen direkt oder indirekt an der Entstehung dieser Dissertation beteiligten Personen bedanken Zun chst geht mein Dank an Prof Renner der mir die Promotion auf einem sehr spannenden Forschungsgebiet erm glicht hat und mir den DLR TUBSAT f r meine Arbeit uneingeschr nkt zur Verf gung gestellt hat Weiterhin m chte ich mich bei Prof Priebs f r die bernahme der Funktion als zweiter Gutachter bedanken Ebenso geht mein Dank an Prof Linde f r die bernahme des Vorsitzes des Promotionsausschusses Den Mitarbeitern des DFD Neustrelitz insbesondere den Herren Richter und Dr Schwarz m chte ich f r die gute Zusammenarbeit und die Bereitstellung der Antennenanlagen des DFD zum Empfang der DLR TUBSAT Bilddaten danken Auch bei Herrn Dudek m chte ich mich f r die freundliche Unterst tzung und die Nutzung seiner Antennenanlage bedanken Zuletz
30. Ko ordinatensystems weist damit nach oben Dadurch ist wiederum gew hrleistet dass die Pole der entstehenden Kugel wie gefordert auf der Z o Achse liegen Eine Ver Abbildung 5 3 Zweidimensionales Bild der Erdoberfl che schiebung des Koordinatensystems mit glTranslate ist nicht notwendig da der Erdmittelpunkt ja im Ursprung des Q Koordinatensystems liegen soll Anschlie end kann die Erdkugel mit glSphere erstellt werden wobei als Radius der mittlere Erd radius von 6378km angegeben wird F r die Anzahlen der L ngen und Breitenun terteilungen werden Werte von 72 bzw 144 festgelegt sodass die Abst nde der Brei tenkreise und die Abst nde der L ngenkreise am quator 2 5 betragen Abbildung 5 2 zeigt beispielhaft die Erdkugel als Gitternetz Die Anzahl der L ngen und Breitenlinien wurde verringert damit die Gitterstruktur erkennbar bleibt Ein Erdmodell in Form eines Gitters ist zur Unterst tzung der Satellitenman ver je doch nicht geeignet F r den Operator sollen auf dem simulierten Kamerabild sp ter EI C OpenGi Base Abbildung 5 4 Erdkugel mit Textur Simulation und Man ver 5 48 K stenlinien und landschaftliche Strukturen erkennbar sein um ihm die Orientie rung zu erm glichen Zur L sung dieses Problems kann eine weitere OpenGL Funktion eingesetzt werden OpenGL bietet die M glichkeit sogenannte Texturen auf die Oberfl che von 3D Objekten zu legen Eine Textur entsteht
31. M 1 Imist_ed mist Init el r Freeze Thaw Send 160 M 2XA M 2 m2st_ed m2st init live video Setrpm 1000 pm RME 56 MSAT INIR Find Match Found Lock m3st_ed m3st start iac m Cursor 3 354 Y 284 Abbildung 6 1 Benutzeroberfl che der integrierten Vorstabilisierungssoftware Die Bedienoberfl che dieser Vorstabilisierungssoftware ist in Abbildung 6 1 darge stellt und setzt sich aus den in den vorangegangenen Kapiteln bereits beschriebenen Oberfl chen zusammen Oben rechts angeordnet ist das Fenster c zum Bedienen des Sternsensors welches in Kapitel 3 ausf hrlich beschrieben wurde Im Zuge der In tegration zur Vorstabilisierungssoftware wurde hier eine Schaltfl che hinzugef gt die das Programm PHTSI zur Sternbildaufnahme ausl st siehe Kapitel 3 2 1 Da durch wird der Satellit zuerst inertial stabilisiert und anschlie end wird ein Sternbild aufgenommen Dieses im Bildspeicher der Kamera befindliche Sternbild wird dann in der in Kapitel 3 beschriebenen Weise reduziert und zur Bodenstation bertragen Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 60 Eine weitere nderung des Fensters c besteht darin dass die Anzeige des reduzier ten Sternbildes in das Fenster d ausgelagert wurde Das Sternbild wird also direkt an die Mustererkennungssoftware bergeben Der Operator kann dann in Fenster d wie in Kapitel 4 beschrieben die Sterne markieren und die Auswertung bzw Lage ermittlung vornehmen Ist die Lage d
32. Parameter f r PHDRA Die Reihenfolge der Parameter ist Breite H he Schwelle und Versatztole ranz Durch Anklicken der Schaltfl che im Bereich b werden die eingegebenen Pa rameter zum Satelliten bertragen Durch anw hlen der Schaltfl che c wird daran anschlie end Datenreduktion ausge l st f Star Imager Jo Eile GetFH GetSH Status Copy DRA Set X Y M T E po fhe e Run DRA b Breite H he Schwelle und Versatz toleranz einstellen fe a Start Phload 6 Start Phhdra e Statusfenster d Datenbl cke zum Boden bertragen Abbildung 3 10 Bedienoberfl che von Star Imager Die Schaltfl chen bei d dienen zum Auslesen des 512 Byte gro en Datenbereichs Dieser unterteilt sich in 504 Byte Blockdaten und 8 Byte Parameter und Statusinfor mation Die bertragung erfolgt in zwei je 256 Byte gro en Bl cken welche unab h ngig voneinander abgerufen werden k nnen Auf diese Weise muss bei bertra gungsfehlern immer nur der fehlerhafte Block erneut geladen werden Im Statusfenster e werden Fehlermeldungen von PHDRA zur Anzeige gebracht Ist w hrend der Datenreduktion der Speicherbereich der Pixelfeldliste bergelaufen so Entwicklung des Sternsensors 3 23 wird die Fehlermeldung EE 01 angezeigt Im Falle eines berlaufs des Block speichers wird EE 02 angezeigt Auf beide Fehlermeldungen kann der Operator dann durch Anpassen der Parameter z B Erh hung des Schwellwertes r
33. World Pierantonio Cinzano htm 2002 4 M Steckling Lageregelung im Bogensekundenbereich am Beispiel des Mikrosatelliten DLR TUBSAT Fortschrittsberichte VDI Reihe 8 Nr 700 1998 5 NASA Earth at Night http antwrp gsfc nasa gov apod ap001127 html 2003 6 NASA DMSP Homepage http dmsp ngdc noaa gov dmsp html 2003 7 EURIMAGE LANDSAT Poster 1996 8 NASA LANDSAT Homepage http Itpwww gsfc nasa gov IAS handbook handbook toc html 2003 9 KAPPA Benutzerhandbuch CF 8 1DX und CF 20DX 1996 10 TU Berlin Benutzerhandbuch KM 1301 1999 11 R Priebs Ortung und Navigation Skript zur integrierten Lehrveranstaltung 1997 12 TU Berlin Projektunterlagen DLR TUBSAT 1999 13 T Kelso SGP4 Orbitmodell Quellcode und NORAD TLE http www celestrak com 2003 14 D Slater Quaternions http www resonancepub com quaterni htm 1991 Pers nliche Angaben Name Geburtsdatum Geburtsort Familienstand Staatsangeh rigkeit Eltern Geschwister Schulausbildung 01 1981 11 1981 1981 1987 1987 1995 08 1992 06 1993 Weitere Ausbildung 10 1995 11 2000 01 1996 11 1996 08 1997 10 1997 02 1998 03 1998 07 1998 07 2000 11 2000 11 2000 Beruflicher Werdegang seit 12 2000 Fremdsprachen Lebenslauf J rn Hendrik Bleif 22 01 75 Berlin Ledig Deutsch Dr Hans J rgen Bleif Diplom Physiker Hildegard Bleif geb Klein Lehrerin Zwei Schwestern Mauricewood Primary Schoo
34. Zuletzt wird das reduzierte Sternbild zum Boden bertragen Da der Satellit sich beim Anflug in Lost In Space Konfiguration befindet die Lage also beliebig ist kann es vorkommen dass sich die Erde der Mond oder helle Plane Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 62 ten im Blickfeld der Kamera befinden und das Sternbild damit unbrauchbar machen In diesem Fall kann nach einem Schwenk um die X oder Y Achse ein neues Stern bild in Auftrag gegeben werden Da man f r Schwenk und Neuaufnahme etwa ein bis zwei Minuten zus tzlich einkalkulieren muss stehen in der Regel pro berflug nur 3 Versuche zur Verf gung um ein verwertbares Sternbild aufzunehmen Die Einstellung der Parameter f r die Bilddatenreduktion muss ebenfalls meist mehr mals angepasst werden Da die Anpassung aber innerhalb weniger Sekunden erfol gen kann ist dies weniger problematisch Durch die Praxis vieler berfl ge haben sich zudem brauchbare Standardwerte f r die Parameter Blockbreite 4 Blockh he 1 und Versatztoleranz 2 herauskristallisiert sodass in der Regel nur noch der Schwellwert an die Helligkeit des Sternbilds angepasst werden muss Das reduzierte Sternbild wird nun im Fenster d angezeigt siehe Abbildung 6 3 Der Operator muss jetzt im Bild die Sterne markieren die zur Mustersuche herange r Star Imager l0 xl File tsi Cooma seaxvmijja P f f Rmonal GetsH Status 25 26 lolxI File Stars O q O O O O O 3 O O O q 00 O oO O
35. analog durchgef hrt und sind ebenfalls in Abbildung 8 2 dargestellt Die Ergebnisse aller drei Versuche sind in Tabelle 8 2 zu sammengefasst Bei keinem der drei berfl ge ergab sich eine Abweichung von mehr als 2 5 Ange sichts der erwarteten hohen Drift des Satelliten ist diese Abweichung erfreulich ge ring Die Anzahl der Messungen ist auch hier wieder relativ klein da nur wenige Flugergebnisse 8 77 Ausgangsl Ziell 16 12 2002 usgangs age 1 18 12 2002 ra 164 07 de 42 88 az 218 70 Abbildung 8 2 Schwenkman ver zum Sternbild Cassiopaia Flugergebnisse 8 78 berfl ge zur Verf gung standen Dennoch l sst sich anhand dieses Ergebnisses absch tzen dass der Fehler des Systems mit hoher Wahrscheinlichkeit innerhalb der im vorigen Unterkapitel angesprochenen Toleranz von 3 5 quer zur Vorschubrich tung liegt 8 2 Interaktive Lageregelung bei Nacht 8 2 1 Vorbemerkung zum Bodensegment Das Bodensegment f r die interaktive Lageregelung bei Nacht wurde gegen ber dem von Schulz 1 beschriebenen Stand geringf gig ver ndert Die bertragung der S Band Videosignale vom Deutschen Fernerkundungsdatenzentrum Neustrelitz DFD Neusttrelitz nach Berlin wurde bereits vor Beginn der Forschungen zu dieser Arbeit von Mitarbeitern des DFD auf ein anderes Verfahren umgestellt An die Stelle des Real Servers einem sog Video Streaming Server trat dabei ein einfacher Linux X Server Es handelt sich dabei
36. ardware des im Orbit befindlichen Satelliten nachtr glich nicht ver ndert werden kann Anders als bei anderen Mikrocontrollern an Bord z B OBDH und TTC Rechner ver f gt der Kamera H8 nicht ber einen erweiterten RAM in Form von sogenannten externen Pages Wie bereits erw hnt wurde die gesamte Software f r den urspr ng lich geplanten Kameraeinsatz bereits vor dem Start des Satelliten in den ROM des Rechners eingebrannt Eine nachtr gliche softwarem ige Erweiterung bzw Ver n derung des Systems wie sie f r diese Dissertation durchgef hrt wurde war im De sign nicht vorgesehen Aufgrund dieser knappen Speichersituation an Bord wurden bei der implementierten Software die Aufgaben zwischen Kamera H8 und Bodensta tionsrechner aufgeteilt Das Sternbild wird dabei vom Satelliten zur Bodenstation bertragen wo dann die Sternmustererkennung bzw die Bestimmung der Satelliten lage von leistungsf higeren Rechnern durchgef hrt wird Entwicklung des Sternsensors 3 12 3 1 2 Urspr ngliche Sternerkennung Mit dem Begriff Sternerkennung wird in dieser Arbeit das Verfahren bezeichnet mit dem versucht wird auf dem CCD Chip des Sensors echte Sterne von Fehlstellen o der auch Hot Spots zu unterscheiden Bei den Fehlstellen handelt es sich um in Fol Kameraparameter setzen Auf 16mm Kopf schalten Verst rkung auf 150 Belichtungszeit auf 5s Bildspeicher einfrieren Akkustisches Signal an Operator am Boden senden Abbildung 3 2
37. arkierte Sterne a i Find Match Clear Stars Found fra 97 38 de 49 07 az 144 57 Cursor x 261_ Y 278 Abbildung 4 7 Einblendung des erwarteten in das tats chliche Sternbild te wird ein Kreis eingezeichnet wobei die Gr e des Kreises die Magnitude des Sterns widerspiegelt Zur Verbesserung der bersichtlichkeit wird der Kreis an der Referenzsternposition e hellgr n dargestellt die weiteren markierten Sterne f wer den dunkelgr n dargestellt Software zur Sternmustererkennung 4 40 Gegen ber der implementierten rechnerischen Auswertung kann der Operator f r den Mustervergleich nun zwei zus tzliche Kriterien anwenden Er kann erstens berpr fen ob die Gr enverh ltnisse der Sterne im Muster und im tats chlichen Bild bereinstimmen d h ob ein Stern der laut Musterkatalog eine h here Magnitude besitzt als ein anderer im Sternbild auch eine entsprechend gr ere Fl che hat als dieser Dies ist in Abbildung 4 7 bei den beiden markierten Sternen f gut zu erkennen Der im Musterkatalog als Stern h herer Magnitude eingetragene rechte Stern besteht im reduzierten Sternbild auch aus entsprechend mehr Bl cken Zweitens kann der Operator die Objekte die aus genau einem Block bestehen mit in die Entscheidung einbeziehen Je mehr dieser einzelnen Bl cke mit den erwarteten Sternpositionen des Musters bereinstimmen desto wahrscheinlicher ist es dass es sich um das passen
38. attform technisch nicht zu realisieren Zusammenfassung und Ausblick 9 89 9 Zusammenfassung und Ausblick 9 1 Zusammenfassung Das erste Ziel dieser Forschungsarbeit war es den Satelliten DLR TUBSAT f r die interaktive Lageregelung bei Nacht einsetzbar zu machen und die Funktionsf hig keit des Systems anhand von Lageregelungsexperimenten im Orbit zu demonstrie ren Unter interaktiver Lagerregelung versteht man das 1999 an der TU Berlin erst mals vorgestellte Lagerregelungsverfahren 1 bei dem ein Mensch in der Bodensta tion mittels eines Joysticks Steuerbefehle an den Satelliten sendet w hrend er vor sich auf einem Bildschirm das vom Satelliten bertragene Live Videobild sehen kann Er bekommt dadurch in Echtzeit die Reaktion des Satelliten auf die Steuerbe fehle vermittelt Hinter diesem Ziel steckte die Motivation einerseits das zeitliche Aufl sungsverm gen des Satelliten f r bereits in anderen wissenschaftlichen Arbeiten 1 beschriebene Anwendungen z B die Suche nach dem Absturzort eines Flugzeuges oder die Beo bachtung von Waldbr nden zu erh hen und andererseits neue Anwendungsm g lichkeiten wie z B die Verkehrsbeobachtung zu erschlie en Das zweite Ziel dieser Arbeit war die Erforschung der Tauglichkeit der an Bord von DLR TUBSAT befindlichen Nutzlastoptiken f r Nachtaufnahmen Insbesondere soll te gepr ft werden ob die Bilddaten des Satelliten das Potential besitzen einen Bei trag zu aktuellen auf Na
39. barpixel der Fehlstellen in Ausleserichtung Entwicklung des Sternsensors 3 14 Im Rahmen dieser Dissertation wurde nun ein Unterscheidungskriterium f r Fehl stellen und Sterne erarbeitet mit dem trotz der ber drei Jahre im Orbit akkumulier ten Strahlensch den noch eine zuverl ssige Unterscheidung m glich ist Ausgenutzt wird dabei die Tatsache dass das eingesetzte 16mm Objektiv leicht defokussiert ist Im Gegensatz zu den Fehlstellen bilden sich dadurch Sterne als gr ere zusammen h ngende helle Fl chen aus Die Abbildungen 3 4 3 5 und 3 6 zeigen alle dasselbe Sternbild welches nach ca 3 Jahren im Orbit aufgenommen wurde Zur Verbesserung der Darstellung wurden die Bilder invertiert d h Pixel hoher Amplitude sind schwarz dargestellt Pixel nied riger Amplitude wei Bild 3 4 ist abgesehen von der nachtr glichen Invertierung unver ndert d h die Pixelamplituden entsprechen denen der an Bord des Satelliten ausgelesenen Pixel Man erkennt dass das Bild von Pixeln hoher Amplitude bers ht ist Es l sst sich mit blo em Auge jedoch nicht erkennen ob und wo sich im Bild echte Sterne befinden Stern 1 Fehlstelle 1 Fehlstelle 2 Stern 2 Fehlstelle 3 OR Abbildung 3 3 Ausschnitt aus einem Sternbild Aufnahmezeitpunkt Oktober 1999 Entwicklung des Sternsensors 3 15 Bei Bild 3 5 wurde eine Tonwertkorrektur vorgenommen Die obere Schwelle wurde hierbei von 255 auf 10 heruntergesetzt d h s mt
40. bedeutet dass zwischen Fusspunkt und Blickpunkt am Ende der Vorstabilisierung ein Ost West Versatz von 15 besteht der korrigiert werden muss sofern Wert auf eine genaue Nadir Ausrichtung gelegt wird Die Strategie zur Ausrichtung auf Kapstadt ausgehend von dieser vorstabilisierten Lage bestand darin zun chst bei unkompensiertem Bildvorschub den Moment zu erkennen wo der Blickpunkt des Satelliten die K ste kreuzt Dort wurde der Bild a quator X Sonnenlicht im September S dpol Abbildung 7 2 Vorstabilisierungsstrategie f r Kapstadt vorschub durch Gegenrotation gebremst und durch dosierte Cursor Steuerbefehle dem K stenverlauf bis nach Kapstadt gefolgt Da die Lage der Bildachse des Satelliten nach der Vorausrichtung auf einige Grad genau bekannt ist k nnen Zeitpunkt und Ort der K stenkreuzung im Voraus unge f hr bestimmt werden was dem Operator Timing und Orientierung erleichtert F r die Berechnung dieser Erwartungswerte wurde eine entsprechende Software entwi ckelt Interaktive Steuerungssoftware 7 72 1104 38 Abbildung 7 3 Interaktive Lageregelungsexperimente bei Tag in S dafrika 1000mm Objektiv Interaktive Steuerungssoftware 7 73 Aber auch ohne diese Erwartungswerte ist die Orientierung in Echtzeit an der S daf rikanischen K ste einfach verglichen mit der Situation bei Versuchen im Mittelmeer raum oder der an Ostsee wie sie in der Vergangenheit mit dem DLR TUBSAT durchgef hrt wurde
41. ch nachbearbeitet d h Tonwerte Kontrast und Helligkeit wurden angepasst Abbildung 8 7 zeigt das 50mm Bild unmittelbar vor dem Umschalten Nach dem Umschalten driftete der Satellit noch 0 3 nach S den bevor er auf der in Abbildung 8 6 festgehaltenen Szene stabilisiert werden konnte Als rotes Rechteck eingezeichnet ist der Erwartungswert f r die Blickrichtung des 1000mm Objektivs nach dieser kur zen Driftphase auf der Basis der vor dem Satellitenstart ermittelten Ausrichtung des 1000mm Objektivs 4 Die tats chlich mit dem hochaufl senden Objektiv erfasste Szene ist der in Abbildung 8 7 gelb markierte Bereich Die relative Ausrichtung von 50mm und 1000mm Optik weicht damit offenbar geringf gig vom Erwartungswert ab Da in dem Live Bild der 1000mm Optik neben den beiden hellen Bereichen Abbil dung 8 6 oben links und auf halber H he rechts keine weiteren Objekte zu erken nen waren wurde auf eine weitere interaktive Erkundung der Stadt verzichtet Es wurde lediglich diese eine Szene mit vereinzelten kleinen Korrekturen der Drehraten im Bild gehalten Flugergebnisse 8 85 Die Nachtaufnahme mit der 1000mm Optik zeigt dass sich helle eigentlich punkt f rmige Lichtquellen als doppelte Dreiecke abbilden Die doppelte Dreiecksstruktur hat eine Breite von etwa 10 und eine H he von etwa 20 Pixeln Die Lichtst rke des 1000mm Objektivs reicht offenbar nur aus um diese Lichtquellen abzubilden In we niger stark beleuchteten Regionen
42. cheidend beitragen Auch dem Einsatz eines Mik rosatellitensystems zur Verkehrs berwachung w rde man dadurch einen gro en Schritt n her kommen Bei dem in dieser Arbeit entwickelten Vorstabilisierungsverfahren handelt es sich um eine f r den DLR TUBSAT ma geschneiderte L sung Da das Problem der Vor stabilisierung mit einem bereits im Orbit befindlichen und daher in Bezug auf die Hardware unver nderlichen Satelliten gel st werden musste mussten mehrere Umwege gegangen werden welche bei einer Neuauflage eines solchen Satellitensys tems wegfallen w rden Es bietet sich in diesem Fall die M glichkeit durch das Mit fliegen eines geeigneten Sternsensors den Aufwand f r die Vorstabilisierung erheb lich zu verringern Es k nnte dann zu Beginn des berflugs sehr schnell an Bord die Lage ermittelt werden und unverz glich mit den Man vern begonnen werden Bei der Ausf hrung der Schwenks k nnte dann au erdem auf zwei verschiedene Ver fahren zur ckgegriffen werden Einerseits k nnten die Schwenks wie in dieser Ar beit demonstriert open loop d h nur unter Verwendung der Winkelregelkreise der Rad Kreisel Einheiten ausgef hrt werden Andererseits bietet sich dann auch noch die weitaus elegantere Methode an den Regelkreis ber den Sternsensor zu schlie en Es muss jedoch daf r der Winkel zwischen den Blickrichtungen von Nutzlast und Sensor so gew hlt werden dass der Sensor noch Sterne sehen kann w hrend die Nutzlastoptik auf
43. chenresourcen zur Verf gung daher konnte ein wesentlich umfangreicherer Musterkatalog eingesetzt werden Es wurden im Rahmen dieser Arbeit au erdem eigene Toleranzkriterien f r den Mus tervergleich entwickelt sowie eine Lageberechnung auf der Grundlage des Dreibein ansatzes eingef hrt Die f r diese Arbeit entwickelte Software zur Berechnung und Kommandierung der Man ver wurde als Echzeitsimulator unter Einbindung von OpenGL Grafikroutinen realisiert F r die Berechnung der Satellitenposition wurde auf die SGP4 Bibliothek von Kelso 13 zur ckgegriffen Die Berechnung der Man ver erfolgt mittels Vektor rechnung Bei der Kommandierung der Man ver werden diese von der Simulation mitgekoppelt sodass der Operator den gesamten Vorstabilisierungsvorgang aus der simulierten Satellitenperspektive mitverfolgen kann was ihm die Interpretation der Szene im echten Videobild erleichtert Neben der L sung des Problems der Vorstabilisierung bei Nacht wurde im Rahmen dieser Dissertation auch die interaktive Steuerung selbst optimiert Hierf r wurde Zusammenfassung und Ausblick 9 91 wiederum eine neue Software entwickelt Diese wurde vor dem Einsatz bei Nacht erfolgreich am Tage in S dafrika getestet Es konnte demonstriert werden dass es diese Software erm glicht mit dem 1000mm Objektiv ber mehrere Minuten einer K stenlinie zu folgen ohne dieselbe aus dem Blickfeld zu verlieren Die Genauigkeit der integrierten Vorstabilisierungssoftware
44. cht ROM 0100 F680 62848 belegter RAM F680 F817 407 PHDRA BIN 736 PHDRA Parameter 4 Blockliste 504 max 126 Bl cke a 4 Byte Pixelfeld Liste 248 max 62 Pixelf a4 Byte Platz f r Stackpointer FEOO FE80 el Tabelle 3 1 Speicheraufteilung Kamera Rechner mitber cksichtigt werden da das EPLD erst nach abgeschlossenen Durchlaufen des ersten Halbbildes mit dem Auslesen des Zweiten beginnen kann Es m ssten also wesentlich mehr Daten im Speicher gehalten werden Danach wird noch der Schwellwert an das EPLD bergeben d h die Amplitude ab der das EPLD einen Pixel als sogenannten Hit interpretiert und auf ihn einrastet F r das Auslesen des Bildes wird das EPLD gestartet Es liest fortlaufend Pixel f r Pixel Ist das Zeilenende erreicht so f hrt es mit dem Beginn der n chsten Zeile fort Erreicht es einen Pixel dessen Amplitude oberhalb des Schwellwertes liegt so wird der Auslesevorgang angehalten und ein sogenanntes Hit Flag gesetzt was dem Kamera Rechner signalisiert dass ein heller Pixel gefunden wurde Dann k nnen die Koordinaten des Pixels ausgelesen werden Dies ist die einzige zur Verf gung ste hende M glichkeit um den Bildspeicher auszulesen Einzelne Pixel gezielt auszule sen ist nicht m glich Innerhalb einer Zeile wird zun chst nach zusammenh ngenden Ketten heller Pixel gesucht Die L nge ist dabei ber den gleichnamigen Parameter w hlbar Ist eine Kette gefunden so wird im Speicher ein
45. chtbildern basierenden Forschungen 2 3 zu leisten Von besonderem Interesse war hier das 1000mm Objektiv mit seiner theoretischen Bo denaufl sung von 6 m da bislang keine Nachtbilder anderer Satelliten mit ver gleichbarer Aufl sung ver ffentlicht wurden Das Kernproblem welches zur Erreichung dieser beiden Ziele gel st werden musste war das der Vorstabilisierung des Satelliten bei Nacht Unter Vorstabilisierung ver steht man das auf einige Grad genaue Ausrichten des Satelliten auf ein Zielgebiet welches anschlie end interaktiv erkundet werden soll Um dieses Problem zu l sen wurde eine komplexe Vorstabilisierungssoftware ent wickelt welche sich aus boden und bordseitigen Komponenten zusammensetzt Mit der Software l sst sich der Satellit in drei Schritten von einer beliebigen unbekannten Lage zu Beginn des berflugs der sogenannten Lost In Space Konfiguration in den geforderten vorstabilisierten Zustand berf hren Die drei Schritte sind e Aufnahme und bertragung eines Sternbilds zur Bodenstation e Ermittlung der Lage des Satelliten durch Auswertung des Sternbilds Zusammenfassung und Ausblick 9 90 e Berechnung und Kommandierung der notwendigen Schwenkman ver um von der ermittelten zur gew nschten vorstabilisierten Lage zu gelangen Zu jedem dieser Schritte wurde zun chst eine eigenst ndige Software entwickelt anschlie end wurden die einzelnen Teile zu der Vorstabilisierungssoftware zusam mengesetzt F r d
46. d Kar tographie Daneben stehen die Satelliten auch dem US Milit r zu Aufkl rungszwe Stand der Technik 2 9 cken zur Verf gung Die Satelliten befinden sich ebenfalls in einer sonnensynchro nen niedrigen Erdumlaufbahn Die Bahnh he betrug bei LANDSAT 1 bis LANDSAT 3 1972 1983 917 km ab LANDSAT 4 1982 wurde eine Bahnh he von 705 km ge w hlt Bei den derzeit in Betrieb befindlichen Satelliten betr gt das maximale Aufl sungsverm gen 30m LANDSAT 5 bzw 15m LANDSAT 7 8 Entwicklung des Sternsensors 3 10 3 Entwicklung des Sternsensors 3 1 Ausgangssituation 3 1 1 Kamera Hardware Das Kamerasystem des DLR TUBSAT wurde urspr nglich so konzipiert dass es zwei Funktionen erf llt Zum einen war der Einsatz als Nutzlastkamerasystem zur Erdbeobachtung vorgesehen zum anderen sollte es aber gleichzeitig als Sternsensor und somit als Teil des Lageregelungssystems eingesetzt werden k nnen Die Nutzlastplattform wurde mit drei optischen K pfen mit jeweils unterschiedli chen Brennweiten 16mm 50mm und 1000mm ausgestattet um bei der Erdbeobach tung die interaktive Zielfindung zu erleichtern Dem 16mm und dem 50mm Kopf analoger Signalweg CCD gt Verst rker gt Gamma gt O o gt 1 Camera 2 H v 2 Memory 16mm Optik digitaler Signalweg i 1 A D Wandler T Bildspeicher D A Wandler oO i 1 write i i Kappa Kamera 2 freeze i 4 TTC e H8 OB
47. d der Speicherplatz wird freigegeben Aus Tabelle 3 1 geht die Aufteilung des f r Variablen zur Verf gung stehenden RAM Bereichs hervor Er wurde derart aufgeteilt dass 62 Pixelfelder und 126 Bl cke abgelegt werden k nnen Zur Veranschaulichung der in diesem Unterkapitel verwendeten Begriffe und Para meter zeigt Abbildung 3 9 schlie lich noch beispielhaft die Suche nach Bl cken f r die Parameterwerte Breite 4 H he 3 und Versatztoleranz 2 F r die Realisierung der Datenreduktion an Bord musste noch ein weiteres Problem gel st werden Da der Kamera Mikrocontroller mit Ausnahme des nicht beschreib baren ROM Bereichs nur ber fl chtigen Speicher verf gt wird der gesamte Spei cherinhalt und damit auch das Programm PHDRA bei jedem Abschalten der Kame ra gel scht Da die Kamera zwischen zwei Sternaufnahmen abgeschaltet werden muss um den Bildspeicher f r die neue Aufnahme freizugeben siehe Kapitel 3 2 1 muss jedes Mal wenn ein neues Sternbild gemacht werden soll zun chst das Daten reduktionsprogramm in den Kamera Speicher bertragen werden Damit diese bertragung nicht m hsam von der Bodenstation aus erfolgen muss befindet sich ei ne Kopie von PHDRA im EEPROM des OBDH Rechners welche mittels eines weite ren Assemblerprogramms PHLOAD vom OBDH in die Kamera bertragen wird Das Programm PHLOAD ist ebenfalls im EEPROM des OBDH untergebracht Entwicklung des Sternsensors 3 21 Beispiel Suche nach Bl cken mit
48. de Muster handelt Im Beispielbild finden sich f nf solcher ber einstimmungen z B die unter c markierten Positionen Durch Anwendung dieser beiden Kriterien k nnen auch Sternbilder identifiziert werden in denen zun chst nur 3 oder 4 eindeutige Sterne markiert werden konnten und deren rechnerische Auswertung daher mehrere passende Muster liefert Daf r werden vom Programm nacheinander alle passenden Muster eingeblendet bis der Operator per Tastendruck best tigt dass es sich um das richtige Sternbild handelt 4 2 6 Bestimmung der Satellitenlage Im Zuge des im vorigen Abschnitt beschriebenen Mustervergleichs wurde jedem CCD Stern ein Musterstern ber die Variable PATCP zugeordnet Damit ist der CCD Stern gewisserma en identifiziert d h es k nnen nun ber sein Muster Gegenst ck alle wichtigen Daten wie z B RA DE und Richtungswinkel abgerufen werden Diese Daten bilden wiederum die Grundlage f r die Lagebestimmung Die Berechnung der Lage des Satelliten wird innerhalb des Programms MusterPr von zwei Unterroutinen durchgef hrt die im Folgenden beschrieben werden Die Routine CalcAzimut berechnet den Azimut F r die Berechnung wird zuerst f r jeden identifizierten CCD Stern der Azimutwin kel einzeln bestimmt Der Azimutwinkel AZ eines einzelnen Sterns i ergibt sich als Differenz seines Richtungswinkels der dem Musterkatalog entnommen werden kann und seines CCD Richtungswinkels Occii der bereits nach den Gleichung
49. den berfl gen welche in den beiden vorangegangenen Unterkapiteln doku mentiert sind war es nicht m glich nach dem Umschalten auf die 1000mm Optik im Bild Lichtquellen zu erkennen anhand derer die Stabilisierung des Bildes h tte er folgen k nnen Vor dem Start des Satelliten wurde die relativen Ausrichtung der 50mm und der 1000mm Optik vermessen und dokumentiert 4 Ein Vergleich die ser Messung mit Abbildung 8 4 unten ergibt dass die 1000mm Optik bei beiden berfl gen auf das Berliner Stadtgebiet ausgerichtet war Zwei der Ursachen daf r dass dennoch keine Lichtquellen ausgemacht werden konnten konnten bei diesen berfl gen unmittelbar identifiziert werden Zum einen ist die 1000mm Optik mit Abbildung 8 5 Berlin bei Nacht 50mm ihrem ffnungsverh ltnis von 1 12 und der auf 40ms begrenzten Belichtungszeit siehe Kapitel 3 2 1 offenbar nicht lichtstark genug f r die Aufnahme von Nachtbil dern Zum anderen treten im Live Videobild starke Interferenzen in Form von dia Flugergebnisse 8 83 gonalen Streifen hervor sobald die Kamera aufgrund der schwachen Beleuchtungs verh ltnisse die Verst rkung anhebt Diese Interferenzen werden von anderen bis lang nicht identifizierten elektronischen Komponenten an Bord des Satelliten verur sacht Bei guten Beleuchtungsverh ltnissen am Tage wirken sich die Interferenzen nicht st rend auf das Bild aus Hierin liegt wohl auch der Grund warum sie bei Tests vor dem Start des Sa
50. den Parameterwerten Breite 4 H he 3 und Versatztoleranz 2 f m a unvollst ndige Ketten I e Deea DEE er j Breite 4 c unvollst ndiges Pixelfeld m H he 3 tr d vollst ndiges Pixelfeld Block Ve Kette 2 zu Kette 1 er Versatz 2 Kette 3 zu Kette 1 Abbildung 3 9 Beispiel zur Datenreduktion 3 2 4 Bodenseitige Datenvisualisierung Nachdem die Sternbilddaten an Bord reduziert wurden werden sie zum Boden bertragen und dort weiterverarbeitet Der erste Schritt dieser Weiterverarbeitung ist die Visualisierung der Daten d h das Umsetzen der Blockliste in ein Bild Dieses wieder zusammengesetzte Sternbild dient dann als Grundlage f r die Sternmuster erkennung bzw die Lagebestimmung des Satelliten deren Beschreibung in Kapitel 4 folgt F r die Visualisierung wurde das Programm Star Imager entwickelt Neben der Darstellung des Sternbildes bernimmt es auch die Steuerung der beiden Software komponenten an Bord PHLOAD und PHDRA Abbildung 3 10 zeigt die Benutzer oberfl che dieses Programms Die Schaltfl chen sind so angeordnet dass sich von links nach rechts eine sinnvolle Befehlsabfolge ergibt Schaltfl che a l st das Programm PHLOAD aus welches wie im vorangegangenen Unterkapitel beschrieben das Programm PHDRA vom OBDH in den RAM des Kamera Mikrocontrollers kopiert Entwicklung des Sternsensors 3 22 Die Eingabefelder im Bereich b erm glichen die Einstellung der
51. des Bildes sind hingegen keinerlei Strukturen zu erkennen Selbst die Reduktion des Rauschens durch das Addieren mehrerer Frames und die Durchf hrung einer Tonwertkorrektur bringen wenig zus tzliche Bildin Abbildung 8 8 1000mm Aufnahme bei Tag formation In Abbildung 8 6 l sst sich gerade noch der Verlauf einiger gut be leuchteter Hauptstrassen erkennen Von der hochaufl senden Optik des DLR TUBSAT war bereits vor Beginn dieser Ar beit bekannt dass es mit einer dreieckf rmigen Point Spread Funktion abbildet Ab bildung 8 8 zeigt ein bei Tag aufgenommenes Bild des DLR TUBSAT mit derselben Optik Anhand des hellen Objekts im unteren Bereich des Bildes l sst sich die Licht verteilung einer punktf rmigen Lichtquelle gut erkennen Entlang der Oberkante des Dreiecks befinden sich zwei Intensit tsmaxima die sich in der Regel gegen die bri gen Pixel durchsetzten Der Schaden bei einem gleichm ig ausgeleuchteten Bild ist damit begrenzt auf eine Verdopplung der Konturen in X Richtung Ist eine Lichtquelle jedoch so stark dass diese Maxima in die S ttigung gehen dann wird das gesamte Dreieck sichtbar Bemerkenswert ist dass dem aufgenommenen Nachtbild nun offenbar eine ver n derte Point Spread Funktion zugrunde liegt welche anstelle eines einfachen Drei ecks eine doppelte Dreiecksform liefert M gliche Ursache dieser Ver nderung des Flugergebnisse 8 86 Abbildungsfehlers k nnte die niedrigere Temperatur des Satelliten u
52. des Satelliten genauso ben tigt wie f r die Anpassung der Parameter des Re duktionsalgorithmusses Nicht zu vergessen ist auch dass auf die Vorstabilisierung ja die interaktive Lageregelung folgt welche auch nicht ohne den Operator aus kommt Es ist also nur konsequent den Operator auch in die Mustererkennung ein zubeziehen und damit Programmieraufwand einzusparen Der Operator kann im reduzierten Sternbild bis zu 10 Sterne anw hlen Mit den ein gestellten Toleranzparametern auf welche in den folgenden Unterkapiteln noch ein gegangen wird f hrt aber bereits die Anwahl von nur f nf Sternen in der Regel zu einem eindeutigen Fit des Sternmusters Bei der Auswahl sollten Sterne bevorzugt werden die aus zwei oder mehr Bl cken bestehen da einzelne Bl cke mitunter keine echten Sterne sind Sehr helle und damit entsprechend gro fl chige Sterne sollten ebenfalls gemieden werden da sich bei Ih nen das genaue Markieren der Sternmitte schwierig gestaltet 4 2 3 Verwendete Datenstrukturen Zum besseren Verst ndnis der entwickelten Software zur Sternmustererkennung werden im Folgenden kurz die eingesetzten Datenstrukturen vorgestellt Software zur Sternmustererkennung 4 30 Datenstruktur f r Sterne auf dem CCD Array TCCDStar Typ X Koordinate Y Koordinate PATCP PATternCounterPart Nr des zugeh rigen Mustersterns RefDist Entfernung zum Referenzstern Tabelle 4 1 Datenstruktur TCCDStar Die Software wurde in der Prog
53. die Erde ausgerichtet ist Das Ergebnis w re dann eine sehr pr zise Ausrichtung sodass ein Ziel auch direkt mit der hochaufl senden Optik anvisiert werden k nnte ohne dass das 50mm Objektiv als Vorfeldsensor ben tigt w rde Bei den Versuchen in S dafrika hat es sich gezeigt dass sich die interaktive Lagerre gelung sehr viel einfacher gestaltet wenn die Bodenstation von der aus die interak tive Steuerung des Satelliten vorgenommen wird auch ber eine S Band Antenne geeigneter Gr e verf gt Auf diese Weise kann das Videosignal vom Satelliten in guter Qualit t direkt vor Ort empfangen und dem Operator verz gerungsfrei ange zeigt werden F r ein Folgeprojekt sollte das Bodensegment in Berlin daher entspre chend ausgebaut werden Symbolverzeichnis A 93 Symbolverzeichnis Abk rzungen ACS Attitude Control System CCD Charge Coupled Device DFD Deutsches Fernerkundungsdatenzentrum DLR Deutsches Zentrum f r Luft und Raumfahrt DMSP Defense Meteorological Satellite Program EEPROM Electrically Erasable Programmable Read Only Memory EPLD Electrically Programmable Logic Device ILR Institut f r Luft und Raumfahrt NASA National Aeronautics and Space Administration NORAD North American Aerospace Defense Command OBDH On Board Data Handling OLS Operational Linescan System OpenGL Open Graphics Library OTB Overberg Test Range RAM Random Access Memory ROM Read Only Memory TTC Telemetrie und Telekommando Einheit TUBSAT Techn
54. e Bildachse nach abgeschlossener Vorstabilisierung beliebig sein darf sind zwei Winkelman ver um zwei verschiede Achsen f r die Ausrichtung ausreichend Bei der Wahl der Ach sen existieren mehrere M glichkeiten Es wurde hier das in Abbildung 5 9 dargestell te Verfahren gew hlt bei dem zuerst um die X Achse und anschlie end um die Y Achse des Satelliten geschwenkt wird lxs gt lys Abbildung 5 9 Schwenkwinkel Simulation und Man ver 5 56 Zur Bestimmung der Schwenkwinkel MX und MY wird der Vektor p zun chst mit Hilfe der SQ Iransformationsmatrix aus Gleichung 4 1 ins S System berf hrt P 5 23 Durch Normierung von ps erh lt man dessen Einheitsvektor ups Dieser wiederum Pl so l sst sich nun in Kugelkoordinaten darstellen als Xu sin MY up Yu sin MX cos MY 5 24 Zu cos MX cos MY Damit ergeben sich die Schwenkwinkel schlie lich aus seinen Komponenten zu MY arcsin Xu 5 25 MX arctan Yu Zu 5 26 Nach Ausf hrung dieser Schwenks ist die optische Achse nun entlang des Zielvek tors ausgerichtet die Lage des vorstabilisierten Satelliten um die Bildachse ist belie big Letzteres ist wie in Kapitel 2 1 bereits angedeutet f r die interaktive Lagerege lung eigentlich kein Problem Es hat sich in der Praxis jedoch herausgestellt dass ein eingenordetes Bild der Nutzlastkamera die Orientierung w hrend des berflugs er leichtert Aus diesem Grund wird noch ein drit
55. eagieren Wenn der Algorithmus ohne Fehler durchl uft wird die Bytefolge 1A 1A gemel det Die Darstellung der Objekte erfolgt indem zun chst aus dem 8 Byte gro en Parame terbereich der mit dem ersten Block zum Boden bertragen wurde die Parameter Breite und H he ermittelt werden Anschlie end wird f r jeden Block aus der ber tragenen Liste an den entsprechenden Koordinaten im Ausgabefenster ein Rechteck mit diesen Abma en gezeichnet Die Prozedur des Anpassens der Parameter und des Herunterladens der Bl cke muss in der Regel mehrmals durchgef hrt werden bis ein verwertbares reduziertes Sternbild entsteht Damit ein Sternbild verwertbar ist darf die Anzahl der Bl cke die Listenkapazit t nicht berschreiten gleichzeitig darf sie aber auch nicht zu niedrig sein da sonst nicht gen gend Sterne f r die Mustererkennung zur Verf gung ste hen Software zur Sternmustererkennung 4 24 4 Software zur Sternmustererkennung 4 1 Sternmustererkennung beim Sternsensor KM 1301 Die Sternmustererkennung ist der n chste Verarbeitungsschritt f r das Sternsensor bild Es werden dabei die im Bild gefundenen Sterne mithilfe eines Mustervergleichs den realen Sternen deren Daten in Form eines Sternkatalogs vorliegen zugeordnet Ist das Sternbild identifiziert so l sst sich anschlie end daraus die Lage des Satelliten berechnen Da die f r diese Arbeit programmierte Sternmustererkennung dem Verfahren des Sternsensors KM 1301
56. ekte wie z B Flugergebnisse 8 88 Flugh fen erkennen Damit ist es m glich w hrend der Vorstabilisierung des Satelli ten St dte zu identifizieren In Abbildung 8 11 ist nochmals eine mit dem 50mm Objektiv aufgenommene Szene dargestellt Es handelt sich um die S dk ste Norwegens mit Vororten von Oslo rechts im Bild Auff llig an dem Bild ist dass die Strassen sehr viel deutlicher her vortreten als bei anderen Aufnahmen Eine m gliche Erkl rung hierf r ist dass die Abbildung 8 11 59 mm Aufnahme der norwegischen K ste Strassen dieser Gegend zum Aufnahmezeitpunkt schneebedeckt waren und daher das Licht der Stra enlaternen besonders stark reflektierten Wie die brigen Objektive auch liefert das 50mm Objektiv ein leicht defokussiertes Bild die Qualit t dieses optischen Kopfs ist jedoch ausreichend um seine Aufgabe als Vorfeldsensor zu erf llen 8 3 3 1000mm Objektiv Das 1000mm Objektiv hat sich unter den gegebenen Bedingungen als f r Nachtauf nahmen nicht geeignet erwiesen Negativ auf die Bildqualit t haben sich wie bei den anderen Objektiven auch die zu kurze maximale Belichtungszeit von 40ms die In terferenzmuster und die Unsch rfe ausgewirkt Damit kann das System DLR TUBSAT nicht wie erhofft hochaufl sende Nachtaufnahmen f r die in Kapitel 1 an gesprochenen Forschungsanwendungen 2 3 liefern Auch die Nutzung des Sys tems f r Verkehrs berwachungszwecke ist mit der im Orbit befindlichen Kamera pl
57. en 4 12 und 4 13 berechnet wurde AZ a ccd _i 4 29 Danach wird aus den einzelnen Winkeln ein gewichteter Mittelwert gebildet Durch die Gewichtung wird ber cksichtigt dass der Azimutfehler eines Sterns umso gerin Software zur Sternmustererkennung 4 41 ger ist je weiter er vom Referenzstern entfernt ist Der Azimutwinkel des Satelliten berechnet sich daher als S Z decai azsa n 4 30 n gt doai i l wobei n die Anzahl der markierten Sterne darstellt Die Routine CalcChipCenter berechnet die Rektaszension und die Deklination des Sternbildmittelpunkts bzw des Satelliten Die Berechnung erfolgt nach dem Drei beinansatz 11 Die Vorgehensweise soll anhand von Abbildung 4 8 kurz beschrie ben werden Ausgehend von den Positionen dreier bekannter Sterne bzw deren Richtungsvektoren U1 U gt und Us kann der gesuchte Richtungsvektor des Bildmittel punkts U bestimmt werden Bei der Software MusterPr werden hierf r einfach die ersten drei CCD Sterne der Liste bzw deren ber die Variable PATCP zugeordneten Katalogsterne herangezo gen Die Rektaszension und Deklination dieser Sterne wird dabei dem Sternkatalog entnommen die Umrechnung in kartesische Koordinaten erfolgt dann nach Glei chung 4 2 F r den Dreibeinansatz werden au erdem noch die Abstandswinkel der drei Sterne untereinander w z y s und W2s sowie die Abst nde der Sterne zum gesuchten Bild mittelpunkt w y2 und Ws ben tigt Da kx und ky
58. ende Lage quaternion qc kann man aus dem urspr nglichen Lagequaternion qa und dem Ma n verquaternion qs nun nach folgender Formel bestimmen 4a g4 Taa 4e Gas Ie Ta e ga 93 a2 Ina Taa ae taas ae 5 13 Aa 952 74a Ie Aas Ina Taas ae ga 951 T Ia Ie Gas Ie Taas aB dc 7 Simulation und Man ver 5 53 Auf diese Weise k nnen beliebig viele Man ver aneinander gereiht werden Es m s sen jedoch nach jedem Schwenk des Satelliten auch seine Achsen entsprechend trans formiert werden Daf r wird folgende Gleichung herangezogen I v v q IV V v 024 D v 2 gv ga 4v 9 244 qays qw 514 v v q3 JY y re Die Gleichung stellt den allgemeinen Fall der Transformation eines Vektors v in ei nen Vektor v mittels eines Quaternions q dar Im vorliegenden Fall steht v f r eine Achse des zum Fr hlingspunkt ausgerichteten Satelliten mit RA DE AZ 0 Der Quaternion q beschreibt die aktuelle Satellitenlage v steht schlie lich f r die sich ergebende transformierte Satellitenachse Nach der Berechnung des neuen Lagequaternions muss nun noch die Umrechnung in Sternwinkel erfolgen damit diese dem Benutzer der Software angezeigt werden k nnen und damit die Simulationsszene neu gezeichnet werden kann Im ersten Schritt wird die zum aktuellen Lagequaternion geh rige Rotationsmatrix gebildet X q q 4244 Waaa u a Fe so 2992 4394 M q q 2 9 93 q q4 5 15 2 2 2 2
59. er Variable AzRef abgelegt Der Vorteil der Berechnung der Richtungswinkel liegt darin dass sp ter beim Mustervergleich die Winkel zwischen den Sternen sehr schnell durch einfache Differenzbildung ermittelt werden k nnen F r die Bestim C Himmelsnorpol B Musterstern A Referenzstern Abbildung 4 4 Richtungswinkel AzRef Software zur Sternmustererkennung 4 33 mung des Richtungswinkels wird der Seitenkosinussatz der sph rischen Trigono metrie herangezogen F r das in Abbildung 4 4 dargestellte sph rische Dreieck gilt cosa cosb cosc sinb sinc cos 4 4 Durch Umstellung der Gleichung ergibt sich f r den vorl ufigen Richtungswinkel a cosa cosb cosc a arccos 4 5 sin b sin c Wobei s mtliche Seiten des Dreiecks bekannt sind a 90 DE user 4 6 b m 90 E DE ferenzstern 4 7 c dre ferenzstern _ Musterstern 4 8 Um auch f r Richtungswinkel zwischen 180 und 360 richtige Ergebnisse zu erhal ten muss zuletzt noch eine Fallunterscheidung durchgef hrt werden F r RAMusterstern lt R AReferenzstern a a 4 9 F r RA Musterstern gt R Aketerenzstern a 360 a 4 10 Ist das erste Sternmuster fertiggestellt so wird mit dem zweiten Stern des Sternkata logs als Referenzstern das n chste Muster erstellt Auf diese Weise wird mit allen Sternen der Liste verfahren sodass sich am Ende ein Katalog mit 5000 Sternmustern ergibt 4 2 5 Mustererkennung F
60. ernbild und im Katalog kleiner als der festgelegte Abstands bzw Winkeltoleranzwert ist Bei dem Vergleich wird eine bestimmte Anzahl von falschen Entfernungen und Zwi schenwinkeln toleriert Software zur Sternmustererkennung 4 26 F r die im Rahmen dieser Forschungsarbeit programmierte Sternmustererkennung wurde das Prinzip der Mustererstellung und des Mustervergleichs des beschriebe nen Verfahrens bernommen Die verwendeten Muster bestehen ebenfalls aus einem zentralen Referenzstern und einer gr eren Anzahl von Nachbarsternen innerhalb eines festgelegten Musterradius Zur Musteridentifizierung werden auch hier die Abst nde der Sterne zum Referenzstern und die Zwischenwinkel von CCD und Ka talogmustern verglichen Ver ndert wurde hingegen der Umfang des Sternkatalogs sowie die Gr e der Mus ter Der neu erstellte Sternkatalog enth lt 5000 Muster bestehend aus jeweils 150 Sternen Der Musterradius wurde von 8 auf 20 erh ht Weiterhin wurden im Rah men dieser Arbeit andere Toleranzkriterien f r den Winkelvergleich entwickelt wel che im Abschnitt 4 2 5 vorgestellt werden Eine weitere nderung gegen ber der Vorlage stellt das strengere Mustervergleichs kriterium dar Ein Muster wird nur dann als passend gewertet wenn ausnahmslos alle Zwischenwinkel und Abst nde in diesem vorkommen W hrend des Ver gleichsprozesses wird daher sobald zu einem im Sternbild vorkommenden Abstand oder Zwischenwinkel im Muster kein Ge
61. ernsensor gelieferten Azimutwerte be stimmt werden Die Werte f r die X und Y wurden grafisch aus Abbildung 8 1 ermit telt Der Z Wert ist mit der gr ten Unsicherheit behaftet da die Messgenauigkeit des Sensors um die Bildachse am geringsten ist Abweichungen beim Markieren der Sterne wirken sich in dieser Achse besonders stark aus Es wird daher die X Achse mit einem Wert von etwa 4 nach 8 Minuten als Orientierungspunkt herangezogen Die Drift liegt damit in der Gr enordung von 0 5 min Um bei dieser Driftrate die Lageabweichung in einem akzeptablen Rahmen zu hal ten muss die Zeit zwischen Aufnahme des Sternbildes und Abschluss der Vorstabili sierung m glichst kurz gehalten werden Flugergebnisse 8 76 8 1 2 Schwenkman ver von Sternbild zu Sternbild Um den Gesamtfehler des Vorstabilisierungsverfahrens absch tzen zu k nnen wur de ein weiterer Vorversuch durchgef hrt Hierbei wurde der Satellit wieder inertial stabilisiert und seine Lage mittels Sternsensor bestimmt Anschlie end wurde als Man verziel anstelle eines Ziels auf der Erde ein Punkt im Sternbild Cassiopaia mit den Koordinaten RA 15 und DE 60 in die Man versoftware eingegeben Diese Koordinaten wurden gew hlt da sich an dieser Stelle im Sternhimmel mehrere sehr markante Sterne befinden und das Sternbild sich damit besonders leicht auswerten l sst Au erdem befindet es sich so weit n rdlich dass weder Planeten noch Mond die Aufnahme beeintr chtigen k
62. es Satelliten ermittelt so wird sie wiederum auf Knopfdruck des Operators von der Simulationssoftware bernommen Der virtuelle Satellit bernimmt damit die Lage des realen Satelliten Im OpenGL Fenster a was zu jeder Zeit das Blickfeld des simulierten Satelliten darstellt siehe Kapitel 5 er scheint daraufhin derselbe Ausschnitt des Sternenhimmels wie in Fenster d Zus tz lich wird die Satellitenlage auch in Fenster b angezeigt Mithilfe der Eingabefelder und Schaltfl chen von Fenster b werden schlie lich wie unter Kapitel 5 beschrieben die notwendigen Schwenks f r die Vorstabilisierung des Satelliten berechnet und ausgef hrt 6 2 Ablauf der Vorstabilisierung In diesem Unterkapitel soll die Funktionsweise der integrierten Vorstabilisierungs software bzw das Zusammenspiel der einzelnen Komponenten anhand des ber flugs vom 27 02 2003 um 23 05 UTC n her erl utert werden Es sei an dieser Stelle darauf hingewiesen dass die unter 5 2 1 beschriebenen Schwenkreihenfolge X Y erst sp ter implementiert wurde Zum Zeitpunkt des im Folgenden beschriebenen berflugs wurde zun chst um Z und anschlie end um X geschwenkt FManCalce lolx 7 Altitude Star ngles M Target Ra 260 00 Long 133 ra Edt DE foo z Lat 525 de Edi a po RetTime 231311 increment by 5 D calc best 78 32 FE Calc M Calc 5 Timer 00 06 50 mixa max Abbildung 6 2 Fenster b optimaler Aufnahm
63. ew lkt sind der S d Westen jedoch frei ist Insbesondere gut erkennbar ist der Flughafen Heathrow oben links sowie ein helles Autobahnst ck unten links Im Abbildung 8 10 Aufnahme von London 50mm Objektiv 16mm Bild hingegen sind nur gr erer St dte als helle Wolken zu sehen die Kontu ren der St dte sind nicht erkennbar Auch bei weiteren Aufnahmen von anderen St dten wie Madrid und Paris konnte dieser unscharfe Bildeindruck best tigt wer den Eine Ursache hierf r ist dass die Objektive wie in Kapitel 3 bereits erw hnt neben ihrer Funktion als Nutzlast auch als Sternsensoroptiken fungieren sollten F r die Verwendung als Sternsensor wurden sie absichtlich geringf gig defokussiert Ein zweiter m glicher Grund f r die Unsch rfe vor allem des 1000mm Objektivs k nn ten wie in Kapitel 8 2 schon angesprochen Temperatureffekte sein Abbildung 8 9 zeigt au erdem dass die Lichtst rke des 16mm Objektivs nicht aus reicht um abseits der St dte Strukturen der Landschaft sichtbar zu machen Die Er h hung des Kontrasts bringt dabei auch keine Verbesserung es f hrt lediglich dazu dass das diagonale Interferenzmuster wie im Bild erkennbar noch st rker hervor tritt 8 3 2 50mm Objektiv Das 50mm Objektiv lieferte als einziges der drei Objektive unter den durch Interfe renz und Kurzzeitbelichtung erschwerten Bedingungen ein verwertbares Bild Im Bild kann man stark beleuchtete Strassen und Pl tze sowie andere Obj
64. ezeitpunkt Zur Verbesserung der bersicht wird in jedem Abschnitt der Beschreibung jeweils nur der relevante Teil der Benutzeroberfl che abgebildet der Operator hat w hrend des berflugs jedoch zu jeder Zeit alle vier Fenster wie in Abbildung 6 1 gezeigt vor sich Noch bevor der Operator Funkkontakt zum Satelliten hat werden die Koordinaten des Ziels eingegeben In diesem Fall soll Berlin mit A 13 3 und 52 5 aufgenom men werden Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 61 Dann wird die Berechnung des optimalen Aufnahmezeitpunktes ausgel st Fenster b zeigt nun die Werte wie in Abb 6 2 dargestellt Der Satellit hat um 23 13 11 seine h chste Elevation von 78 92 Der Timer zeigt dem Operator an dass ihm noch 6 Mi nuten und 50 Sekunden f r die Durchf hrung der Man ver bleiben 7 Starimager___ ee Jalxl File tsi Cooma saxymijja p 5 BR Rwmora Getsh Status 25 26 r Storrattemeconnition nn 01x File Stars gT e F o o Find Match Clear Stars Found Lock Cursor 272 Y 283 LG Abbildung 6 3 Reduziertes Sternbild in Fenster d Beim ersten Funkkontakt werden die Schaltfl chen in Fenster c der Reihe nach bet tigt Der Satellit wird zun chst inertial stabilisiert und ein Sternbild wird aufgenom men Anschlie end wird das Programm zur Bilddatenreduktion vom Bordrechner in die Kamera kopiert Nach der Festlegung der Parameter f r die Datenreduktion wird diese ausgel st
65. fehl durch erneutes dr cken der Steuerungstaste wiederholt Objektiv Schrittweite 16 mm 50 mm 1000 mm Tabelle 7 1 Drehrateninkremente f r die 3 Optiken kann der Befehl durch erneutes dr cken der Steuerungstaste wiederholt werden Damit kommt es nicht zu dem f r die Maussteuerung typischen aufschaukeln der Steuerbewegung die dadurch entsteht dass der Operator beim Ausbleiben einer Reaktion des Satelliten auf das Steuerkommando die Maus st rker auslenkt als n tig siehe Kapitel 2 Die Drehrate um die X Achse wird analog durch die Tasten Cursor Links Rechts ver ndert Die Ausf hrung des Befehls erfolgt wiederum mit der Steuerungstaste Die Taste ist also keiner der Achsen fest zugeordnet Es wird jeweils die Achse kom mandiert welche zuletzt ver ndert wurde Ein Ver ndern beider Werte vor dem Ab senden des Befehls ist nicht zugelassen Im Betrieb hat sich herausgestellt dass die Reaktionszeit des Satelliten selbst bei ide aler Funkverbindung durch die Dauer der Funk bertragung oberhalb von einer Se kunde liegt Der Operator muss also vor jeder Drehraten nderung geduldig die Re aktion des Satelliten auf das vorangegangene Kommando abwarten Hier ist die imp lementierte Keyboardsteuerung ebenfalls von Vorteil da sie den Operator nicht zu hektischen Man vern verleitet Unten links im Fenster sind die Schaltfl chen zum Umschalten der Optiken ange ordnet Die Vorstabilisierungssoftware initialisiert die Ka
66. g 6 5 gezeigt Fenster a zeigt nun denselben Himmelsauschnitt wie Fenster d In Fenster b ist die aktuelle Satellitenlage mit RA 164 16 DE 43 53 und AZ 283 64 eingetragen Der Timer in Fenster b zeigt an dass die verbleibende Zeit f r die Man ver noch 00 04 20 betr gt Die Lagebestimmung hat also etwa 2 5 Minuten in Anspruch ge nommen Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 64 Per Knopfdruck erfolgt nun die Berechnung der Schwenkman ver die Ergebnisse der Berechnung werden in den zugeh rigen Ausgabefeldern eingetragen Die Aus f hrung der Schwenks erfolgt der Reihe nach von oben nach unten Als erstes wird der Befehl f r den Schwenk von 50 8 um die Bildachse des Satelliten erteilt An schlie end wird nach einer Wartezeit von etwa 10 20 Sekunden im Abstand von we nigen Sekunden die Telemetrie der kommandierten ACS Einheit ausgelesen Dies FManCalc loj xj Attitude Star Angles r Target Ra fiese Long 133 ra Edi DE 43 53 H Lat 525 defEdie az 23282 H oo BBE increment by 5 5 calc best 78 92 i r ri Timer 00 03 26 50 8 M 1 xA M 1 nu Eec Freeze Thaw Send 167 2 M 2 XA M 2X m2st_ed m st init live video Set pm ro pm RMB 136 8 M 3 XA M 3X m3st_ed m3st start iac g Abbildung 6 6 Fenster a und b nach 1 Teilman ver geschieht solange bis der ausgelesene also tats chlich ausgef hrte Winkel dem kommandierten Winkel entspricht In der S
67. g zum Programmende Sprungmarke 3 Gefundenes Muster bzw Fehlermeldung nach erfolglosem Durchlaufen aller Muster ausgeben Verzweigung Schleife Sprunganweisung Anweisung Abbildung 4 5 Struktogramm MusterPr Software zur Sternmustererkennung 4 35 Bildrand Sterne befinden Es wird daher der zuerst markierte Stern automatisch als Referenzstern bernommen Anschlie end werden die Entfernungen der anderen CCD Sterne zu dem Referenz stern berechnet Die folgende Formel berechnet den Abstand des i ten Sterns zum Referenzstern auf dem CCD Chip dei sen ARefstern k j b Sterni YRe ME k 4 11 Dabei beschreiben die Koeffizienten kx und ky den Winkel dem ein Pixel in X bzw Y Richtung entspricht Die Werte von 0 0292 Pixel und 0 0282 Pixel wurden expe rimentell anhand von identifizierten Sternbildern ermittelt Die unterschiedlichen Werte ergeben sich da die Pixel des CCD Chips nicht quadratisch sind Die Pixelab messungen betragen 8 6 um 8 3 um 4 Bei dem Sternbild auf dem CCD Chip han delt es sich um die Projektion eines Ausschnitts der Himmelskugel einer zweifach gekr mmten Fl che auf eine Ebene was eine Verzerrung des Bildes zur Folge hat Das Gesichtsfeld der 16mm Optik ist mit 22 0 16 8 jedoch ausreichend klein so dass diese Verzerrung gegen ber anderen Fehlern in den Hintergrund tritt Es wer den daher die Werte kx und ky f r den gesamten Chip als konstant angenommen Nach der Best
68. genst ck gefunden werden kann sofort zum n chsten Muster gesprungen Diese Vorgehensweise spart Rechenzeit bei der Auswertung Ein Nachteil ist jedoch dass keine falschen Sterne auftreten d rfen z B Fehlbl cke oder Planeten da der Algorithmus das Bild dann nicht auswerten kann Der gr te Unterschied besteht jedoch darin dass die neuentwickelte Mustererken nungssoftware nicht autonom arbeitet wie der KM1301 Der Operator ist in den Auswertungsprozess des Sternbilds einbezogen Er muss vor Beginn der Auswer tung die zu verwendenden Sterne im Bild markieren und auch abschlie end beurtei len ob das passende Sternbild gefunden wurde Die genaue Beschreibung der Funk tionsweise dieses halbautomatischen Verfahrens zur Mustererkennung folgt im n chsten Unterkapitel F r die der Mustererkennung nachgelagerte Lagebestimmung wurde ein eigener Weg auf der Basis des Dreibeinansatzes entwickelt Die Beschreibung der Lagebe stimmung ist Thema von Kapitel 4 2 6 4 2 Halbautomatische Sternmustererkennung 4 2 1 Koordinatensysteme In diesem Unterkapitel sollen die verschiedenen Koordinatensysteme vorgestellt werden die in der entwickelten Sternsensorsoftware eine Rolle spielen Software zur Sternmustererkennung 4 27 Das in Abbildung 4 2 unter a dargestellte C System wurde bereits in Kapitel 3 einge f hrt und dient der Positionsbeschreibung von Objekten auf dem CCD Chip Es fin det Verwendung bei der Umwandlung des red
69. h einem passenden Sternpaar gesucht Ein Muster sternpaar ist dann passend wenn erstens die beiden Mustersterne den CCD Ster nen im Zuge des Entfernungsvergleichs ber die Variable CCDCP zugeordnet wurden und wenn sie zweitens denselben Winkel bez glich des Referenzsterns bil den Diese Stufe des Vergleichs wurde ebenfalls so implementiert dass sofort zum n chsten Muster gesprungen wird sobald f r eine Kombination kein entsprechendes Sternpaar gefunden wird Dieser Winkelvergleich ist im Struktogramm zwar als nur eine Anweisung angege ben es stecken jedoch mehrere Einzelschritte dahinter welche im Folgenden kurz beschrieben werden sollen Zun chst wird f r die Sterne i und j der Zwischenwinkel auf dem CCD Chip als Differenz der CCD Richtungswinkel bestimmt Peea_ij 7 Qodi Qecd_j 4 15 Software zur Sternmustererkennung 4 37 Anschlie end wird auch f r die Stern_i und Stern_j zugeordneten Mustersterne de ren Richtungswinkel ja bereits zum Zeitpunkt der Katalogerstellung berechnet wur den der Zwischenwinkel bestimmt 9 0 Q 4 16 Die Winkel caj und i werden nun verglichen Die Messfehler der X und Y Koordinaten f hren zu entsprechenden Toleranzen die beim Vergleich mit den kata logisierten Werten ber cksichtigt werden m ssen Die Standardabweichung einer Funktion F X1 Xn berechnet sich aus den Stan dardabweichungen der Parameter Xi zu IF Y IF Y attal E Oya 4 17 F r den Winkel zw
70. hen Elevationen ein ausreichend klares Bild empfangen werden 8 2 2 Vorstabilisierung Abb 8 3 zeigt die letzten 40 Sekunden der Vorstabilisierungsphase zweier berfl ge welche im Februar 2003 im Abstand von wenigen Tagen aufgezeichnet wurden Flugergebnisse 8 79 Abbildung 8 3 Vorstabilisierung bei Nacht auf Berlin 50mm Objektiv Flugergebnisse 8 80 F r die Abbildungen wurde das vom DFD Neustrelitz aufgezeichnete Orginalvideo zun chst digitalisiert Anschlie end wurde in Abst nden von einigen Sekunden je weils Bl cke von 15 Frames aus dem digitalisierten Video herauskopiert Aus diesen Bl cken wurden dann mittels einer astronomischen Bildbearbeitungssoftware Sum menbilder errechnet um den st renden Einfluss von Rauschen und Interferenzen zu minimieren Die einzelnen Summenbilder wurden zuletzt mittels einer weiteren Bildbearbeitungssoftware zusammengef gt Bei beiden berfl gen war Berlin das Ziel der Vorstabilisierung Durch das in Kapi tel 5 beschriebene Verfahren sind die Bilder in Abbildung 8 3 grob eingenordet Wie bereits erw hnt kommt der Satellit bei Nacht aus dem S den die chronologische Reihenfolge der digitalisierten Frames in der Abbildung ist also von unten nach o ben Da der Satellit in dieser letzten Flugphase inertial stabilisiert ist ergibt sich bei jedem berflug dieselbe Anflugszene sofern die maximale Elevation der berfl ge nicht zu stark voneinander abweicht Anhand der Position der be
71. hmen die anschlie end f r die Ausf hrung der Man ver fehlen w rde Um diese beiden Probleme zu umgehen wurde f r diese Forschungsarbeit ein Algo rithmus entwickelt mit dessen Hilfe sich die Bilddaten an Bord reduzieren lassen Es kann damit eine schnelle bertragung des Bildes ber die schmalbandige TTC Funkstrecke deren Nutzung von der Satellitenlage nahezu unabh ngig ist stattfin den Die Datenreduktion erfolgt derart dass zun chst im Bild nach gr eren Bl cken heller Pixel gesucht wird Anstelle des vollst ndigen Bildes werden dann nur die Koordinaten dieser Bl cke bertragen Zur Beschreibung der Koordinaten von Ob jekten auf dem CCD Chip wird dabei ein im Folgenden als C System bezeichnetes Koordinatensystem verwendet Die X Koordinate legt die Spalte des Blockmittel punkts auf dem CCD Chip fest die Y Koordinate die Zeile Der Ursprung des Koor dinatensystems befindet sich in der Bildmitte Abbildung 3 5 Invertiertes Sternbild tonwertkorrigiert Entwicklung des Sternsensors 3 17 Bild 3 6 ist w hrend des Entwicklungsprozesses f r die Bilddatenreduktionsoftware entstanden Das Originalbild wurde von einer zun chst f r einen PC entwickelten Testsoftware nach fl chigen Objekten durchsucht Der Schwellwert d h die Ampli tude ab der ein Pixel als hell interpretiert wird wurde dabei auf 10 festgelegt In diesem Fall wurde nach quadratischen Bl cken mit einer Kantenl nge von 4 Pixeln gesucht Beim Verg
72. hnet wird Auf diese Weise wird die OpenGl Szene mehrmals pro Sekunde aktualisiert und erscheint daher animiert 5 1 3 Lagebeschreibung F r die Lagebeschreibung des Satelliten bzw der Kamera wurden Sternwinkel RA De und AZ gew hlt da sie eine besonders anschauliche Beschreibung erm gli chen Es war dadurch auch m glich w hrend der Entwicklungsphase Fehler in der Simulation aufzudecken da bei einem Schwenk durch den Sternenhimmel Rektas zension und Deklination der im Bild befindlichen Sterne mit der berechneten Blick richtung der Kamera abgeglichen werden konnten F r die Berechnung der Schwenkman ver und f r die fl ssige Animation derselben wurde jedoch auf die sogenannten Euler Parameter oder auch Quaternionen zur ck gegriffen welche mathematisch bequemer zu handhaben sind Es werden in der Software also parallel zwei verschiedene Lagerepr sentationen verwendet Einerseits die Sternwinkel an den Schnittstellen zum Benutzer und zum Sternsensor und ande rerseits Quaternionen f r die Simulationsberechnungen im Hintergrund Im folgen den Abschnitt soll dieses Verfahren genauer erl utert werden Da die Simulation dem Zweck dient einen echten berflug zu unterst tzen und die echte Satellitenlage mitzukoppeln muss zu Beginn des berflugs die durch den Sternsensor ermittelte Lage welche von der Software MusterPr im Format von Sternwinkeln ausgegeben wird von der Simulation bernommen werden Hierf r ist eine Umrechnung de
73. ick aus dem Satelliten auf den Fr hlingspunkt wobei sich der Himmelsnordpol ber dem Betrachter befindet W hrend der Simulation kann die Satellitenlage dann beliebig ver ndert werden Nach der erfolgreichen Lageermittlung des echten Satelliten mittels Sternsensor kann diese Ist Lage von der Simulation bernommen werden und alle folgenden Schwenkman ver k nnen parallel zum berflug in der Simulation mitgekoppelt werden Abbildung 5 7 zeigt beispielhaft den simulierten Blick aus dem Satelliten w hrend eines berflugs Die Ver nderung der Satellitenlage bzw der Kamerablickrichtung erfolgt indem vor dem Zeichnen der Simulationsszene Sonne Sterne und Erde das OpenGl Koordinatensystem rotiert und verschoben wird Die Rotationen und Verschiebun gen ergeben sich direkt aus der aktuellen Lage und Position des Satelliten Soll die Kamera von der Position x y z q mit der Lage RA DE AZ die Szene betrachten so Simulation und Man ver 5 51 wird das G System zun chst in der angegebenen Reihenfolge um Az De und Ra rotiert und um x y z q verschoben bevor die Objekte gezeichnet werden Damit die so erstellte Umgebung zu einer Echtzeitsimulation wird durchl uft der Rechner eine Schleife in der zuerst die f r die Darstellung relevanten Parameter Sa tellitenposition Sonnenposition Greenwicher Stundenwinkel zur aktuellen System zeit berechnet werden und dann die OpenGl Szene entsprechend der obigen Be schreibung neu gezeic
74. ie Implementierung des ersten Schritts wurde eine sehr kompakte Assembler software entwickelt die das Sternbild an Bord des Satelliten reduziert sodass es schnell ber die schmalbandige TTC Funkstrecke des Satelliten zum Boden bertra gen werden kann Der Reduktionsalgorithmus sucht im Bild nach Bl cken heller Pi xel mit vom Operator vorzugebender Gr e Das Ergebnis der Reduktion sind die Koordinaten der gefundenen Bl cke Diese werden anschlie end an die Bodenstation bermittelt und dort von einer weiteren Software wieder in ein Sternbild umgewan delt Mit der Suche nach fl chigen Objekten anstelle von besonders hellen Pixeln wurde im Rahmen dieser Forschungsarbeit ein Verfahren entwickelt das auf dem nach ber 3 Jahren im Orbit stark strahlengesch digten CCD Chip Sterne bis etwa zur Magni tude 5 finden kann Diese Empfindlichkeit reicht aus um die Lagebestimmung in beinahe jeder Himmelregion zu erm glichen F r die Ermittlung der Lage des Satelliten wurde eine bodenseitige Sternmusterer kennungssoftware entwickelt welche auf dem Algorithmus des Sternsensors KM1303 basiert Wichtigster Unterschied zu der Vorlage ist die Tatsache dass der Operator in den Auswertungsvorgang eingebunden ist Er muss die Sterne markie ren und auch abschlie end beurteilen ob das gefundene Sternbild tats chlich passt Im Gegensatz zur Sternerkennung an Bord des Satelliten stehen bei der hier vorge nommenen Implementierung am Boden gr ere Re
75. ie aktuelle Satellitenlage in Sternwinkeln angezeigt Die Anzeige wird w hrend der Man ver in Echtzeit aktualisiert FManCalc Of x Attitude Star Angles F Target RA 113 59 Long 13 3 ra Edit oe foe H ER de Edt2 AZ 237 10 Ref Time 23 10 15 increment by 5 i _calc best 75 56 FF bj Calc M Calc m Timer 00 03 04 523 Maxa MAX S sted mist Init z 2 reeze Thaw Send eo Maul mox m2st_ed m2st ej init live video Set rpm 1000 pm ame Rs M 3XA M 3 m3st ed m3st start iac m m Abbildung 5 10 Benutzeroberfl che der Man versoftware Die Angabe des Ziels erfolgt ber die Eingabefelder g Auf der linken Seite k nnen L nge und Breite eines Zielorts auf der Erde angegeben werden alternativ dazu k nnen rechts Rektaszension und Deklination eines Ziels im Sternenhimmel angege ben werden Soll ein Ziel auf der Erde aufgenommen werden so muss unter h der Zeitpunkt fest gelegt werden f r den die Berechnung der Man ver durchgef hrt werden soll Die Zeit kann der Operator entweder direkt vorgegeben oder er kann die Schaltfl che i anw hlen Letzteres f hrt dazu dass die Software automatisch den Zeitpunkt be stimmt zu dem der Satellit bezogen auf den Zielort die h chste Elevation bzw die geringste Schr gentfernung hat F r die Berechnung des Zeitpunktes wird eine Simulation und Man ver 5 58
76. iel absuchen oder ein gefundenes Ziel im Blickfeld halten Die Forschun gen zum Thema interaktive Lageregelung wurden an der TU Berlin bis Ende 2000 von Dr Ing Stefan Schulz durchgef hrt an dessen Dissertation 1 diese For schungsarbeit anschlie t Im Rahmen dieser Arbeit soll ein Verfahren entwickelt werden welches die Anwen dung der interaktiven Lageregelung auch bei Nacht erm glicht Eine Nutzung der Nacht berfl ge des Satelliten w rde zu einer Verbesserung des zeitlichen Aufl sungsverm gens des Satelliten f hren So k nnten bspw Waldbr nde bei Tag und bei Nacht aufgenommen werden und somit ihre Entwicklung genauer verfolgt wer den Eine weitere potentielle Einsatzm glichkeit der interaktiven Lageregelung bei Nacht stellt die Verkehrs berwachung dar Die theoretische Aufl sung des 1000mm Objektivs an Bord von DLR TUBSAT von 6 m reicht zwar nicht aus um einzelne Fahrzeuge zu erkennen es ist aber denkbar dass bei Nacht die Scheinwerferkegel der Fahrzeuge aufgel st werden k nnen In diesem Fall k nnte man die Tatsache nutzen dass der Satellit mit der Kamera ber mehrere Minuten auf dem selben Ziel gebiet verweilen kann um z B ruhenden von flie endem Verkehr auf Autobahnen zu unterscheiden Um die interaktive Lageregelung bei Nacht zu erm glichen muss vor allem das Problem der Vorstabilisierung des Satelliten gel st werden Unter Vorstabilisierung versteht man das grobe auf einige Grad genaue Ausrichten des
77. immung s mtlicher Entfernungen werden die Sterne aufsteigend nach ihrem Abstand zum Referenzstern sortiert mithilfe eines Bubblesort Algorithmusses Anschlie end werden die f r den sp teren Winkelvergleich ben tigten CCD Richtungswinkel der Sterne bez glich der Y Richtung des Chips welche senkrecht nach oben weist siehe Abbildungen 4 1 und 4 2 berechnet Vereinfachend erfolgt diese Berechnung unter Anwendung von ebener anstelle von sph rischer Trigono metrie Wiederum sind die hierdurch entstehenden Fehler vernachl ssigbar gegen ber der Ungenauigkeit beim Markieren der Sterne F r die Bestimmung des Rich tungswinkels jedes Sterns werden zun chst Sinus und Kosinus des Winkels nach folgenden Formeln berechnet Y Yn F k COSA oa Re m Stern _i y 4 12 ccd_i X X k sin Aigi Stern _i E Re ferenzstern x 4 13 ccd _i Durch den Einsatz der Arctan2 Funktion ergibt sich daraus der gesuchte Richtungs winkel 1 Den Hauptfehler stellt das Markieren der Sternmittelpunkte in dem durch die Datenreduktion stark vergr berten Sternbild dar Software zur Sternmustererkennung 4 36 Nun folgt die Suche nach einem passenden Muster im Katalog Daf r durchl uft die Hauptz hlschleife s mtliche Muster des Katalogs Innerhalb der Hauptschleife er folgt der Mustervergleich in zwei Stufen In der ersten Stufe werden zun chst nur die Sternabst nde zum Referenzstern ver glichen Mittels einer Z hlschleife wird f
78. imulation wird zeitgleich derselbe Schwenkwinkel ausgef hrt d h das Bild in Fenster a dreht sich um die Bildachse Wie bereits an anderer Stelle erw hnt wurde bei der Animation der Schwenks auf die Modellierung des dynamischen Verhaltens des echten Satelliten verzichtet Die Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 65 Schwenks werden in der Simulation mit einer konstanten Winkelgeschwindigkeit ausgef hrt bieten also keinen Anhaltspunkt f r den Operator wann der Schwenk des echten Satelliten abgeschlossen ist Abbildung 6 6 zeigt Fenster a und b nachdem das erste Teilman ver abgeschlossen ist Das Simulationsbild in Fenster a ist nun um die 50 8 gedreht In Fenster b er kennt man dass das letzte Auslesen des Z Rad Kreisel Paares einen ausgef hrten OpenGl Base F FManlalc lolx Tage III Long 133 ra jEdit La 525 deftatz 2 es AetTime 231311 incrementby 5 cale best 7892 a Calc M Calc s er 0 02 33 508 Maxa max in s07 Em E Freeze Thaw Sena 167 2 m2xa _m2x Fiss m2st initlive video Set pm o pm RMB fs _maxa max masted Emas satia m Abbildung 6 7 Fenster a und b nach 2 Teilman ver Winkel von 50 7 geliefert hat Die in Fenster b angezeigte Satellitenlage der Simu lation wurde nach dem Schwenk automatisch angepasst Da die Lage lediglich mitgekoppelt wurde und nicht neu ermittelt wurde entspricht die angezeigte Lage
79. inkel jeweils als Differenz ihrer CCD Richtungswinkel be Software zur Sternmustererkennung 4 25 stimmt Der Zwischenwinkel ist damit der Winkel den zwei Sterne auf dem CCD Chip bez glich des Referenzsterns bilden siehe Abbildung 4 1 Dieser Winkel wird f r jede m gliche Kombination aus zwei CCD Sternen gebildet im vorliegenden Fall von 5 Nachbarsternen ergeben sich also 10 Zwischenwinkel Stern 1 Referenzstern Abbildung 4 1 Richtungswinkel und Zwischenwinkel auf dem CCD Chip 5 Search Muster In diesem letzten Schritt wird das aufgenommene Sternbild mit einem Musterkatalog verglichen Der Musterkatalog ist fest im ROM des KM 1301 eingebrannt Die in ihm abgelegten Sternmuster liegen im selben Format vor wie das in den vorangegange nen Schritten erstellte CCD Sternmuster Jedes Muster hat im Zentrum einen Refe renzstern Ihm zugeordnet sind die Entfernungen und Richtungswinkel von 20 Nachbarsternen Der Richtungswinkel eines Sterns ist hier der Winkel den der Vek tor Referenzstern Stern mit dem Vektor Referenzstern Himmelsnordpol bildet Aus den Richtungswinkeln geht analog zur Berechnung der Winkel auf dem CCD Chip durch Differenzbildung der Zwischenwinkel zweier Sterne hervor Der Mustervergleich erfolgt nun so dass die f r das aufgenommene Sternbild er rechneten Referenzsternabst nde und Zwischenwinkel mit denen der Katalogmuster verglichen werden d h es wird gepr ft ob die Differenz der Werte im St
80. ische Universit t Berlin Satellit UTC Universal Time Coordinated Indizes E Erdfestes System G OpenGL System Q Inertialsystem S Satellitenfestes System X X Achse Y Y Achse Z Z Achse Konstanten kx Winkel pro CCD Pixel in X Richtung ky Winkel pro CCD Pixel in Y Richtung Trix Toleranzwert f r Sternmarkierung Symbolverzeichnis A 94 Variablen AZ Azimut DE Deklination RA Rektaszension A Rotationsmatrix B Ortsvektor eines Ziels auf der Erdoberfl che decai Abstandswinkel zum Referenzstern CCD Chip di Abstandswinkel zum Referenzstern Sternenhimmel q Quaternion r Ortsvektor des Satelliten V Hilfsvektor Olced_i Richtungswinkel CCD Chip Qi Richtungswinkel Sternenhimmel QM Schwenkwinkel Vorstabilisierungsman ver B Geografische Breite N 2 Eulerwinkel Og Greenwicher Stundenwinkel A Geografische L nge p Zielvektor p 1 Eulerwinkel ccdij Zwischenwinkel CCD Chip Pi Zwischenwinkel Sternenhimmel Yp 3 Eulerwinkel Literaturverzeichnis A 95 Literaturverzeichnis 1 S Schulz Interaktive Lageregelung zur Erdbeobachtung mit Mikrosatelliten am Beispiel DLR TUBSAT Der Andere Verlag 2001 2 P Sutton A Preliminary Investigation of the Utility of Low Gain DMSP OLS Nighttime Satellite Imagery for Modeling Population Density http www spatial maine edu ucgis testproc sutton sutton htm 2002 3 P Cinzano The night sky in the World http www lightpollution it The night sky in the
81. ischen den Sternen i und j aus Abbildung 4 6 ergibt sich Va Vy Pij_cca ACCCOS AA 4 18 gt j ri oder Xi Xr Xj Xr Wi Yr Yj Yr xi xr i Yr Xj Xr xj Yr P a Xi Yi Xj Yj Xr Yr nl 4 19 Die Parameter werden dabei direkt in Pixeln angegeben Die Tatsache dass die Pixel nicht exakt quadratisch sind kann vernachl ssigt werden Nach einigen elementaren Rechenschritten ergeben sich die partiellen Ableitungen schlie lich mit di V l dj Vs Xi Xr Xir Yi Yr Yir Xj Xr Xjr Yj Yr Yjr und s Vri V zu IP cu _ sd Xir Xjr e 4 20 X aa s IP ccd _ sd Yir Yjr 4 21 oYi dd T 5 dP a sd Xir Xir er 4 22 J dd s 2 r IP cc _ sd Yjr Yir 4 23 N Jaa 5 Software zur Sternmustererkennun 4 38 OP aa _ Xir Kir sld Xir 4 Xjr das oXr dd r g IP ccd B Yir Yjr sld Yir d Yjr 4 25 oYr dd i 5 Im vorliegenden Fall kann ein einheitlicher Wert opf r die Standardabweichung aller Koordinaten angenommen werden F r op gilt o T 4 26 Damit l sst sich nun die Standardabweichung der Gesamtfunktion nach Gleichung 4 19 bestimmen Sie lautet 2 2 2 2 2 2 Ge OP cca 4 OPi eca amp OP eca OPi eca amp IP cca IP cca 4 27 oXi oYi oXj oYj Xr oYr Abschlie end ergibt sich folgende Bedingung f r den Winkelvergleich Pj Peea_ij lt 2 f O 4 28
82. kannten St dte in der Anflugschneise quer zur Flugrichtung kann der Operator bereits lange vor Erreichen des eigentlichen Ziels Lageabweichungen feststellen und gegebenenfalls Korrektur man ver einleiten Zun chst wird unten im Bild erkennbar die Stadt Prag berflo gen Beim rechts abgebildeten berflug befindet sich die Stadt zu weit links im Bild Dies h tte durch ein Schwenk von 3 5 um die X Achse des Satelliten korrigiert werden k nnen Ungef hr auf halber Strecke zwischen Prag und Berlin wird Dresden berflogen Da Dresden gegen ber der Achse Prag Berlin etwas nach Westen versetzt ist ist die Stadt beim rechten berflug au erhalb des Blickfelds Oben in den Abbildungen ist schlie lich Berlin zu erkennen Beim linken berflug sogar mit verh ltnism ig geringem Querversatz Sofort nach erreichen Berlins wur de bei beiden berfl gen das Kompensationsman ver eingeleitet 8 2 3 Interaktive Lageregelung mit der 50mm Optik Im Anschluss an das Kompensationsman ver wurde mittels der in Kapitel 7 vorge stellten Software mit der interaktiven Lageregelung begonnen Die erste Aufgabe bestand darin das Ziel in diesem Fall Berlin in der Bildmitte des 50mm Objektivs zu zentrieren Abbildung 8 4 zeigt diesen Vorgang f r beide berfl ge die zeitliche Reihenfolge der Bilder ist von oben nach unten Bei dem links dargestellten Zentriervorgang wurde zun chst die Winkelgeschwin digkeit um die X Achse des Satelliten durch
83. ktor wird dann noch m OpenGl Base Jo Abbildung 5 5 Von der Sonne beschienene Erdkugel Simulation und Man ver 5 49 um einen Faktor 100 gek rzt da die Entfernung von Erde und Sonne in der Simula tion nicht notwendigerweise der echten Entfernung entsprechen muss Wichtig ist lediglich dass die Entfernung gro ist gegen ber dem Erddurchmesser sodass das Sonnenlicht im erdnahen Bereich als parallel erscheint An dieser Position wird die Sonne anschlie end wiederum mithilfe des Befehls GluSphere als wei e Kugel erstellt F r die Simulation des Sonnenlichts kommt eine weitere Funktion von OpenGl zum Einsatz Mit OpenGl ist es m glich Lichtquellen im virtuellen Raum zu positionie ren Hierf r gen gt eine Koordinatenangabe und eine Festlegung der Intensit t der Lichtquelle Um das Sonnenlicht zu simulieren wird eine solche Lichtquelle an die Im OpenGl Base Jog Abbildung 5 6 Simulation mit Erde Sonne und Sternen Sonnenposition gesetzt Nun sind auf der Erdkugel Tag und Nachtseite voneinander zu unterscheiden siehe Abbildung 5 5 Zus tzlich zum Positionieren von Lichtquel len bietet OpenGl auch noch die M glichkeit eine Hintergrundbeleuchtung einzu stellen Das Niveau der Hintergrundbeleuchtung wird so gew hlt dass der Operator auch auf der Nachtseite der Erde K stenlinien und andere Strukturen erkennen kann 5 1 2 3 Sterne F r die Darstellung des Sternenhimmels in der Simula
84. l Edinburgh Schottland Conrad Grundschule Berlin Zehlendorf Schadow Gymnasium Berlin Zehlendorf Carmel High School Kalifornien USA Sch leraustausch Studium der Luft und Raumfahrttechnik an der TU Berlin Grundwehrdienst Berlin Gatow Praktikum Siemens AG Berlin Praktikum Siemens AG Berlin Abschluss des Vordiploms Praktikum Astrium GmbH Friedrichshafen Abschluss des Hauptdiploms Wissenschaftlicher Mitarbeiter im Fachgebiet Raumfahrtger te und anlagen des ILR der TU Berlin Englisch Franz sisch
85. l hat siehe Abbildung 3 3 Durch diese Nachbarn werden die Fehlstellen dann f lschlicherwei se als Sterne interpretiert F r den Sternsensor bedeutet dies wiederum dass er in dieser Form unbrauchbar ist Entwicklung des Sternsensors 3 13 3 2 Sternerkennung trotz Strahlensch den 3 2 1 Aufnahme der Sternbilder Um eine neue Software f r die Sternerkennung entwickeln zu k nnen musste zu n chst die M glichkeit geschaffen werden mit dem Satelliten Sternbilder aufzuneh men Um dies zu erreichen wurde ein bestehendes Programm f r zeitgesteuerte Sternaufnahmen ver ndert Das Ergebnis war das Programm PHTSI dessen Struk togramm in Abbildung 3 2 dargestellt ist und dessen Funktionsweise im Folgenden kurz beschrieben wird Zun chst wird die Kamera ausgeschaltet Dies ist notwendig falls w hrend eines berfluges mehr als ein Sternbild aufgenommen werden soll Ein einmal eingefrore ner Bildspeicher l sst sich aufgrund eines Defekts der Kamera nur durch Aus und Anschalten derselben wieder berschreiben der regul re Befehl zum Auftauen des Bildes wird ignoriert Dann werden Kamera Reaktionsr der und Kreisel eingeschal tet Den ACS Einheiten aller drei Achsen wird ein Sollwinkel von 0 vorgegeben was den Satelliten inertial stabilisiert Dann werden die Kameraparameter eingestellt Dass f r die Belichtungszeit ein Wert von 5 s gew hlt wurde hat seine Ursache in einem weiteren Defekt der Kamera Eingestellte Werte f r das un
86. leich mit Bild 3 5 erkennt man dass die Positionen der Bl cke gut mit den hellen Flecken bereinstimmen p Abbildung 3 6 Blocksuche im invertierten Sternbild Bei dem Verfahren muss darauf geachtet werden dass die Parameter Schwellwert und Objektgr e nicht auf zu niedrige Werte gesetzt werden da ansonsten zuf llig benachbarte Fehlstellen f lschlicherweise als Bl cke interpretiert werden 3 2 3 Bordseitige Datenreduktion Das Hauptproblem bei der Entwicklung einer Software f r die Datenreduktion an Bord war der geringe zur Verf gung stehende Speicher Das Gesamte Programm inklusive aller Variablen musste im internen RAM des Kamera Rechners auf insge samt knapp 1 5 KB untergebracht werden Aus Tabelle 3 1 geht die Speicherauftei lung des Kamera Mikrocontrollers nach der Implementierung des Assemblerpro gramms zur Bilddatenreduktion PHDRA hervor Entwicklung des Sternsensors 3 18 Abbildung 3 7 zeigt das Struktogramm welches dem Programm PHDRA zugrunde liegt Zu Beginn werden die Parameter H he Breite Versatztoleranz und Schwelle eingelesen welche die Bl cke charakterisieren nach denen das Bild durchsucht wer den soll Sie wurden zuvor von der Bodenstation zum Satelliten bertragen und am Ende des RAM abgelegt Anschlie end wird dem Logik Baustein mitgeteilt welcher Bereich des CCD Arrays ausgelesen werden soll Bei dem entwickelten Verfahren wird stets das gesamte erste Halbbild ausgewertet Das zweite Halbbild kann ni
87. liche Pixel die eine Amplitude gr er als 10 haben sind nun im Bild schwarz dargestellt Man erkennt nun mehrere Sterne als Ansammlungen von Pixeln hoher Amplitude Besonders deutlich zu er kennen ist unten rechts der Stern Mira aus dem Sternbild Walfisch Links dar ber in der N he der Bildmitte erkennt man den Stern Alrescha der zum Sternbild Fische geh rt Diese Ma nahme w rde bereits ausreichen f r einen eingeschr nkten Einsatz des Systems als Sternsensor Man k nnte die vollst ndigen Sternbilder ber die S Band Funkstrecke des DLR TUBSAT zur Bodenstation bertragen und dort mit einer ent Abbildung 3 4 Invertiertes Sternbild nach 3 Jahren im Orbit sprechenden Software die Sternmustererkennung und Lagebestimmung durchf h ren F r die Bild bertragung m sste jedoch gew hrleistet sein dass die S Band Antenne welche sich wie die Nutzlastoptiken auf der Z Seite des Satelliten befin det grob auf die Bodenstation ausgerichtet ist Dies w rde wiederum bedeuten dass Sternbilder nur tangential an der Erde vorbei aufgenommen werden k nnten Da der Satellit sich zu Beginn des berflugs jedoch in der Lost In Space Konfiguration be findet die Satellitenlage also unbekannt ist ist dies nur sehr m hsam zu erreichen Entwicklung des Sternsensors 3 16 etwa durch eine Kombination aus Trial And Error und Auswertung der S Band Sig nalst rke Weiterhin w rde das bertragen des gesamten Bildes viel Zeit in An spruch ne
88. lkette Schleife PF Pixelfeld Anweisung Abbildung 3 7 Struktogramm PHDRA Zu Beginn jeder neuen Zeile werden alle Pixelfelder in der Liste als inaktiv mar kiert Im Verlauf der Auswertung dieser Zeile wird nun jedes neu begonnene Pixel feld und jedes bereits bei vorangegangenen Zeilendurchl ufen angelegte Feld dem eine neue Kette zugeordnet werden kann als aktiv markiert Letztere werden al lerdings nur dann als aktiv vermerkt sofern ihre Ausdehnung in Y noch nicht den Entwicklung des Sternsensors 3 20 ber den Parameter H he festgelegten Wert erreicht hat ansonsten werden diese vollst ndigen Pixelfelder als sogenannter Block mit X und Y Koordinate wiederum in einer entsprechenden Liste der Blockliste abgelegt und sie bleiben inaktiv Auch bei Pixelfeldern denen beim Zeilendurchlauf keine neue Kette zugeordnet werden kann bleibt das 4 Byte auf dem Wert inaktiv Beispiel Abbildung 3 9 c Pixelfeld 1 Byte 2 Byte 3 Byte 4 Byte 5 m AA Aktiv X Koordinate HB X Koordinate LB 11 nicht aktiv Block 1 Byte 2 Byte 3 Byte 4 Byte X Koordinate HB X Koordinate LB Y Koordinate HB Y Koordinate LB Abbildung 3 8 Datenformate Pixelfeld und Block Die Einf hrung dieser Variable hat den Zweck dass der Auswertungsalgorithmus dadurch mit sehr wenig Speicherplatz auskommt Nach jedem Zeilenwechsel wer den alle inaktiven Elemente der Feldliste sofort gel scht un
89. llt 5 1 2 Modellierung mit Open GL OpenGL erlaubt das Erstellen und Positionieren von Objekten in einem virtuellen dreidimensionalen Raum Au erdem ist es m glich die Betrachterperspektive frei zu w hlen und damit quasi eine Kamera beliebig in diesem Raum zu bewegen Auch der ffnungswinkel dieser Betrachterkamera l sst sich einstellen Bei der erstellten Simulation wurde das Gesichtsfeld des 16mm Objektivs gew hlt um die Bordkame raperspektive m glichst realistisch nachbilden zu k nnen In diesem Unterkapitel soll die Entwicklung der Simulation mit OpenGL schrittweise erl utert werden Es werden zu jedem Entwicklungsschritt auch die eingesetzten grafischen Funktionen kurz vorgestellt Simulation und Man ver 5 45 Die Simulation wurde als Windows basiertes Programm entwickelt daher erfolgt auch die Ausgabe der OpenGL Grafik in einem Fenster Um ein Objekt zu positionie ren beginnt man mit dem Befehl glLoadldentity Dieser Befehl bewirkt dass die Betrachter bzw Kameraposition initialisiert wird Im initialisierten Zustand gilt f r das Ausgabefenster das in Abbildung 5 1 dargestellte Koordinatensystem Hierbei ist zu beachten dass sich der Koordinatenursprung in der Bildebene befin det sodass nur Objekte mit negativer Z Koordinate sichtbar sind Objekte mit positi ver Z Koordinate befinden sich gewisserma en hinter dem Betrachter OpenGl Base lolxI Abbildung 5 1 Initialisiertes OpenGl Koordiantensystem Es
90. mera auf die 50mm Optik Die erste Aufgabe w hrend der interaktiven Phase des Nacht berflugs besteht f r den Operator darin das Ziel im Bild der 50mm Optik zu zentrieren Ist dies gelun gen so kann mithilfe der eben erw hnten Schaltfl chen auf die 1000mm Optik um geschaltet werden und das Zielgebiet genauer abgesucht werden F r die interaktive Lageregelung mit der 1000mm Optik sind wesentlich kleinere Ver nderungen der Drehraten notwendig Die Schrittgr e wird daher wenn der Befehl zum Wechseln des Objektivs erfolgt automatisch angepasst In der Praxis haben sich f r die ver schiedenen Objektive die in Tabelle 7 1 aufgelisteten Schrittgr en bew hrt Erreicht der Blickpunkt des vorstabilisierten Satelliten das Gebiet welches interaktiv abgesucht werden soll so ist es sinnvoll zun chst mit einem gezielten Drehraten Interaktive Steuerungssoftware 7 70 kommando um die Nickachse die schnelle Vorschubbewegung des Satelliten zu kompensieren Wie schon in Kapitel 2 beschrieben hat der Betrachter des Videobildes nach Einsetzten dieser Gegenrotation den Eindruck der Satellit w rde sich nicht mehr mit einer Geschwindigkeit von 7 km s ber Grund bewegen sondern wie ein Hubschrauber auf der Stelle stehen Aus dieser Situation l st sich die im oberen Ab schnitt beschriebene interaktive Lageregelung mit den Cursortasten bequem einlei ten Welche Drehrate zur Kompensation erforderlich ist h ngt von der Position und Bewegung des Sa
91. metriefeld 4 ausgege ben Mithilfe dieser Abfragem glichkeit l sst sich sicherstellen dass alle Winkel kor rekt und vollst ndig ausgef hrt werden Mit der Schaltfl che e wird die Nutzlastkamera f r die Live Video Modus initiali siert Zus tzlich wird auch die Bild bertragung via S Band aktiviert Sie wird sinn vollerweise erst nach dem zweiten Schwenkman ver bet tigt da sich die Bodensta tion in der Regel erst nach Abschluss dieses Man vers innerhalb der Keule der S Band Antenne des Satelliten befindet Die Schaltfl che ist daher unterhalb des Schalt feldes zum zweiten Man ver angeordnet Schaltfl che m leitet den bergang von der Vorstabilisierung zu der interaktiven Lageregelung ein Sie startet die Software zur interaktiven Lageregelung deren Be schreibung in Kapitel 7 folgt Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 59 6 Integrierte Vorstabilisierungssoftware 6 1 Benutzerinterface Durch Integration der in den Kapiteln 3 bis 5 vorgestellten Softwarekomponenten ergibt sich ein Programmpaket welches es erm glicht den Satelliten w hrend eines Nacht berflugs ausgehend von einer beliebigen unbekannten Lage der Lost In Space Konfiguration auf ein Ziel vorauszurichten Target p Attitude Star Angles ma mo Long 33 afem w po La 25 deftaz z jo Reime 231311 increment tu cacb 2 3 Ti Calc M _Cale S b 7 j Mimer 00 06 50 53 3 M 1XA
92. n So gibt es beispielsweise keine Verwechslungsm glichkeiten da es sich um nur eine klar definierte und relativ gerade verlaufende K ste handelt Anhand des K stenverlaufs im eingenordeten Bild l sst sich zudem schnell feststel len ob man sich westlich oder stlich von Kapstadt befindet Die K ste westlich ver l uft von Nord West nach S d Ost die K ste im Osten verl uft eher in Ost West Richtung Abbildung 7 3 zeigt beispielhaft zwei der in S dafrika durchgef hrten berfl ge F r die Erstellung der Abbildungen wurden die analogen Videoaufnahmen zun chst digitalisiert Danach wurden im Abstand von wenigen Sekunden einzelne Frames herauskopiert und per Bildbearbeitungssoftware zusammengesetzt Die zu den Abbildungen geh rigen Videofilme wurden im Rahmen des 4th Symposium On Small Satellites in Berlin pr sentiert Bei beiden berfl gen wurde die K ste westlich von Kapstadt gekreuzt und an schlie end dem K stenverlauf Richtung S dosten nach Kapstadt gefolgt Da die Er probung der Joystick bzw Keyboardsteuerung den Hauptzweck der Versuche dar stellte wurde in beiden F llen nur kurz in Kapstadt verweilt um der K ste weiter zufolgen Es ist bei beiden berfl gen zu erkennen dass es mit der neuentwickelten interakti ve Lageregelungssoftware m glich ist die Lage des Satelliten bzw die Blickrichtung der Kamera so pr zise zu steuern dass selbst bei Verwendung der hochaufl senden Optik mit einem Gesichtsfeld vo
93. n Sternbild Bei der f r diese Dissertation implementierten Sternmustererkennung werden die Sterne im reduzierten Sternbild vom Operator am Boden manuell d h per Maus klick angew hlt Dieser Weg hat sich als sehr n tzlich erwiesen Ein Operator kann schnell feststellen ob es sich bei dem aufgenommenen Bild um ein brauchbares Sternbild handelt oder ob sich z B die Erde im Blickfeld befindet und daher eine neue Aufnahme ausgel st werden muss Er erkennt beim Betrachten des Bildes un mittelbar ob es sich bei den hellen Objekten im Bild um Sterne oder um das Licht von St dten auf der Erde handelt Sterne bilden sich in der Regel als kompakte Blockgruppierung mit scharfer Begrenzung ab wohingegen Lichtquellen auf der Er de eher ausgefranst wirken Bei ausreichend steilem Blickwinkel bilden sich St dte zudem aufgrund der langen Belichtungszeit und der hohen Geschwindigkeit des Satelliten ber Grund l nglich ab Diese Unterschiede springen dem menschlichen Betrachter sofort ins Auge wohingegen sich eine Automatik damit schwer tun w r de Mit den gewonnenen Erfahrungen w re eine vollst ndige Automatisierung der Mus tererkennung technisch zwar realisierbar jedoch mit erheblichem Programmier und Testaufwand verbunden der bertrieben erscheint da dass das gesamte Vorstabili sierungsman ver ohnehin von Beginn an von einem Operator begleitet werden muss So wird er f r das koordinierte Ausl sen der verschiedenen Programme an Bord
94. n nur 0 37 0 28 4 m helos dem K stenverlauf gefolgt werden kann Flugergebnisse 8 74 8 Flugergebnisse 8 1 Vorversuche 8 1 1 Driftmessung Dieser Vorversuch wurde durchgef hrt um zu ermitteln mit welcher Geschwindig keit der Satellit im inertial stabilisierten Zustand also mit einer Winkelvorgabe von 0 f r alle drei Achsen seine Lage verliert Mit dem neu entwickelten Sternsensor ist es nun erstmals m glich das Driftverhalten aller drei Achsen im Orbit zu vermessen 0 49 UTC 0 46 UTC P 0 41 UTC r StaPattemRecogy D E li Q 1 4 4 l 3 2 p 9 a I ol o Find Matoh Clear Stars p Found fra 146 55 de 2374 40 7 P BETTER lt S 2 2 Lock Carson 2287 V 204 lrs A l 247 E Find Match Dear Stars j round ia 50 22 de 20 40 az 71 32 i nn Cursor X 314 v 282 j Abbildung 8 1 Driftverhalten des intertial stabilisierten Satelliten Flugergebnisse 8 75 Achse Fehler nach 5 min 9 Fehler nach 8 min 7 Mitt Driftrate min x 2 9 4 1 0 51 1 4 2 1 0 26 4 8 6 3 0 79 Tabelle 8 1 Driftmessung Der Driftfehler entsteht durch die Integration des Kreiselrauschens und ist damit ver nderlich ber der Zeit Da die Nacht berfl ge in erster Linie f r die interaktiven Lageregelungsexperimente genutzt werden sollten wurden im Rahmen dieser Ar beit nur bei einem berflug Driftmessungen durchgef hrt Diese wenigen Messer
95. nd damit der Kameraplattform w hrend des Nacht berflugs sein Vor dem Erreichen Berlins be findet sich der Satellit bereits etwa 20 Minuten im Erdschatten Messungen zum Thermalhaushalt des DLR TUBSAT im Orbit 1 haben gezeigt dass sich der Satellit w hrend der Schattenphase um etwa 5 C abk hlt 8 3 Potential der Objektive f r Nachtaufnahmen 8 3 1 16mm Objektiv In der Anfangsphase dieser Arbeit war noch die Verwendung des 16mm Objektivs als Vorfeldsensor vorgesehen Dies h tte vor allem das Vorstabilisierungsman ver erleichtert da sich aufgrund des gr eren ffnungswinkels die zul ssige Abwei chung nach abgeschlossenem Man ver von 3 5 auf 11 quer zur Flugrichtung erh ht h tte Au erdem weist das 16mm Objektiv mit 1 0 95 ffnungsverh ltnis 50mm 1 1 8 das gr ere ffnungsverh ltnis auf und ist damit lichtst rker zumindest Abbildung 8 9 Aufnahme von London 16mm Objektiv dann wenn es darum geht fl chige Motive aufzunehmen wie z B eine vom Voll mond beleuchtete Landschaft Es hat sich jedoch gezeigt dass das Objektiv f r Nachtaufnahmen nicht geeignet ist da abgesehen von gro en St dten nur sehr wenig im Bild zu erkennen ist Bei Abbil dung 8 9 handelt es sich um ein 16mm Bild von London und Umgebung Abbildung 8 10 zeigt dagegen das 50mm Bild kurz vor dem Umschalten auf das 16mm Objektiv Flugergebnisse 8 87 Im 50mm Bild ist erkennbar dass das Stadtzentrum und der Nord Osten der Stadt b
96. nfachung wird f r die Berechnung dieses Vektors stets der mittlere Erdradius von 6378 km angenommen Um B nun vom E System in das inertial feste Q System zu berf hren wird folgende Umrechnungsmatrix 11 verwendet cosd sind O sine cos o 5 20 0 0 1 Der Greenwicher Stundenwinkel Og wird dabei wieder mit Hilfe der entsprechenden Funktion aus der SGP 4 Bibliothek f r den Ausrichtungszeitpunkt bestimmt Der Ortsvektor des Ziels lautet damit im Q System cos cos cos sin 6 sin A Bo r cos sin 0 cos cos sin A 5 21 sin p Aus B und dem Ortsvektor des Satelliten r zum Aufnahmezeitpunkt dessen Be stimmung wiederum unter Heranziehung der SGP 4 Bibliothek erfolgt ergibt sich der Vektor p der vom Satelliten zum Ziel auf der Erdoberfl che weist als Po B rg 9 22 Abbildung 5 8 veranschaulicht diese Beziehung Simulation und Man ver 5 55 Abbildung 5 8 Berechnung des Zielvektors Ziel der Vorausrichtung des Satelliten ist es nun die optische Achse des Satelliten welche in Abbildung 5 9 mit 1zs bezeichnet ist entlang des Vektors p auszurichten Damit ist gew hrleistet dass sich das Ziel zum vorgegebenen Aufnahmezeitpunkt im Blickfeld des Satelliten befindet Da das Lageregelungssystem des Satelliten Rotationen um schiefe Achsen nicht un terst tzt muss die Ausrichtung durch eine Folge von Schwenks um die drei Achsen des Lageregelungssystems erfolgen Da die Lage des Satelliten um di
97. ngssoftware 6 67 Nach Abschluss des zweiten Schwenks wird der Befehl zum initialisieren der Nutz last erteilt d h die Nutzlastkamera wird auf Live Video Modus eingestellt und die S Band Bild bertragung wird zugeschaltet Da der ffnungswinkel der S Band An tenne deutlich gr er ist als der der Optik 70 gegen ber 22 hat der Operator be reits einige Minuten vor dem Erreichen des Ziels das echte Videobild zur Verf gung Mit der Information aus der Simulation wird es dem Operator erleichtert die Szene im Live Videobild richtig zu deuten Abbildung 6 8 zeigt die Fenster a und b nach Abschluss des dritten Man vers Das Bild ist damit nun eingenordet d h im Simulationsfenster bewegt sich die Land schaft n herungsweise senkrecht von oben nach unten Die Vorstabilisierung ist da mit abgeschlossen und es bleibt dem Operator noch etwas ber eine Minute Zeit bevor der Blickpunkt Berlin erreicht und die interaktive Lageregelung des Satelliten beginnt Interaktive Steuerungssoftware 7 68 7 Interaktive Steuerungssoftware 7 1 Funktionsprinzip In Kapitel 2 wurden bereits die Probleme beschrieben die bei der interaktiven Steue rung mit der im Rahmen von 1 entwickelten Software auftreten Um diese zu um gehen wurde eine neue Software entwickelt welche unempfindlicher ist gegen ber kurzen Ausf llen der Funkstrecke und welche eine feinere Dosierung der Drehraten um die Satellitenachsen erm glicht Nach erfolgreichem Abschl
98. qi 49 tq 2 q 9 939 29193 9294 Durch den Vergleich dieser Matrix mit der aus Gleichung 4 1 ergeben sich folgende Bestimmungsgleichungen f r die Sternwinkel DE arcsin 2 g 9 3 9 9 5 16 _ 2 2 2 2 AZ arctan 2 2 9 9 4144 4 9 95 4 5 17 RA arctan2 2 q 9 444 q Eri 4 5 18 5 2 Man verberechnung 5 2 1 Berechnung der Schwenkwinkel In diesem Unterkapitel sollen die Berechnungen der Schwenkman ver vorgestellt werden welche notwendig sind um den Satelliten vorzustabilisieren d h grob auf ein Ziel auf der Erde auszurichten Simulation und Man ver 5 54 Zun chst muss f r die folgenden Berechnungen noch ein erdfestes Koordinatensys tem eingef hrt werden mit dem die Position eines Ziels auf der Erdoberfl che be schrieben werden kann das sogenannte E System 11 Der Koordinatenursprung dieses Systems liegt im Erdmittelpunkt die X Achse weist zum Schnittpunkt von Nullmeridian und quator und die Z Achse ist zum Nordpol ausgerichtet Die Y Achse erg nzt das System zum Rechtssystem Ausgangspunkt f r die Berechnung ist die Eingabe von geographischer L nge und Breite des Ziels sowie die Festlegung des genauen Zeitpunktes zu dem der Satellit auf das Ziel ausgerichtet sein soll Der Ortsvektor B des Ziels mit der L nge A und Breite l sst sich im E Koordinatensystem darstellen als cos cos 8 B r sinA cos 5 19 sin p wobei r den Erdradius am Zielort meint Zur Verei
99. r nun zu starke Steuerbefehl schlie lich durch so f hrt dies zu einer ungewollt schnellen Drehrate um die entsprechende Satellitenachse Auf diese Weise verliert der Operator dann das Ziel aus dem Bild Die Maussteuerung wurde daher im Zuge dieser Ver nderung durch eine Tastatursteuerung ersetzt deren Vorz ge in Kapitel 7 ausf hrlich beschrieben werden 2 2 Bestehende Systeme f r die Erdbeobachtung bei Nacht Mit Erdbeobachtung bei Nacht ist in dieser Dissertation immer Erdbeobachtung bei Nacht im sichtbaren Spektralbereich gemeint d h die Beobachtung von nat rli chen und k nstlichen Lichtquellen welche f r das menschliche Auge sichtbar sind Streng genommen umfasst der Begriff der Erdbeobachtung auch Bereiche wie Infra rot oder Radarbilder welche tags wie nachts aufgenommen werden k nnen Sie sol len aber nicht Gegenstand dieser Arbeit sein Zun chst ist festzustellen dass es bis heute keine Erdbeobachtungssatelliten gibt welche ausschlie lich f r die Aufnahmen von Nachtbildern konzipiert wurden Bei Gro satelliten zur Erdbeobachtung handelt es sich vielmehr um Systeme welche eine Vielzahl unterschiedlicher Sensoren mit sich f hren von denen sich einige auch aber in der Regel nicht nur f r Nachtaufnahmen eignen Ein Beispiel hierf r sind die DMSP Satelliten des US Milit rs Diese Satelliten wur den als Wettersatelliten ausgelegt und verf gen ber insgesamt 7 verschiedene In strumente zur Erdbeobachtung
100. r Sternwinkel in einen Ist Lage Quaternion notwendig F r die Umrechnung werden Formeln aus 14 herangezogen In ihnen tauchen jedoch keine Sternwinkel auf sondern nur Eulerwinkel Der einzige Unterschied ist dass das Vorzeichen der Deklination umgekehrt definiert ist als bei dem entsprechenden Eu ler Winkel S Die mathematisch positive Drehrichtung um die Y Achse im Q System w re eine Nickbewegung nach unten Die Deklination ist aber per Definition auf der n rdlichen Himmelshalbkugel positiv Es gilt RA 5 2 DE 9 5 3 AZ y 5 4 Simulation und Man ver 5 52 Nun kann die Berechnung des Ist Lage Quaternions erfolgen Die Gleichungen f r seine Komponenten lauten sn COS u 5 5 s 6 6 il A 5 7 q co cod 2 co sn 2 sin gt sa 5 8 2 2 2 2 2 Soll nun der Satellit ausgehend von dieser Ist Lage ein Rotationsman ver um eine seiner Achsen ausf hren so wird dieses Man ver von der Simulationssoftware eben falls in Quaternionenform gebracht Ein Schwenk um einen Winkel a bez glich einer Achse bzw eines Einheitsvektors e mit den Komponenten exey und ez l sst sich fol genderma en als Quaternion darstellen q e sin 5 9 q e in 5 10 q e il 5 11 q cof Z 5 12 Bezogen auf das Satellitenman ver stellt e die Rotationsachse des Satelliten dar also je nach Man ver seine X Y oder Z Achse Die sich durch dieses Man ver ergebende neue Lage bzw den resultier
101. rammiersprache Delphi geschrieben Wie auch in vielen anderen Hochsprachen ist in Delphi die Deklaration von eigenen Datenfor maten bzw Datenstrukturen m glich Der Hauptnutzen solcher Strukturen ist die Verbesserung der bersicht ber die gro e Datenvielfalt f r den Programmierer Datenstruktur f r Sternmuster TStarPat Typ Referenzstern TPatStar zum Muster geh rige Sterne Array of TPatStar Anzahl der zum Muster geh rigen Sterne Integer Tabelle 4 2 Datenstruktur TStarPat F r die Mustererkennungssoftware werden die zu verwaltenden Daten in zwei Bl cken organisiert Den ersten Block stellen die Sterne auf dem CCD Array dar den zweiten Block der Musterkatalog mit dessen Hilfe das aufgenommene Sternbild identifiziert werden soll Die vom Operator per Mausklick im Sternbild angew hlten Sterne werden als Array von CCD Sternen abgelegt Tabelle 4 1 zeigt die daf r verwendete Datenstrukur TCCDStar Jeder Stern ist zun chst charakterisiert durch seine Koordinaten auf dem CCD Chip Im Zuge der Bildverarbeitung werden weitere sternbezogene Daten wie z B die Entfernung zum Referenzstern berechnet auf die im n chsten Abschnitt n her eingegangen wird Diese k nnen dann ebenfalls in dem ma geschneiderten Da tenbeh lter abgelegt werden Jeder Stern kann sich also gewisserma en die f r ihn berechneten Daten selbst merken Der Sternmusterkatalog ist ein Array von Sternmustern F r die Sternmuster wurde die St
102. rd daher auf eine detaillierte Beschrei bung des Mikrosatelliten DLR TUBSAT verzichtet Ausgenommen hiervon ist das Nutzlastkamerasystem des Satelliten das eine zentrale Rolle bei dem implementier ten Verfahren zur Vorstabilisierung bei Nacht spielt F r weitergehende technische Informationen zu den Subsystemen wird an dieser Stelle auf die anderen wissen schaftlichen Arbeiten zum Thema DLR TUBSAT 1 4 verwiesen Die Dissertation ist folgenderma en gegliedert Zun chst wird in Kapitel 2 der Stand der Technik aufgezeigt Einerseits soll ein berblick ber die interaktive Lagerege lung bei Tag 1 vermittelt werden Hierbei wird auch begr ndet warum die ver wendete Lageregelung nicht auf Nacht berfl ge anwendbar ist Andererseits sollen bestehende Satellitensysteme f r die Erdbeobachtung bei Nacht n her vorgestellt werden Die Vorstabilisierung des Satelliten auf das Gebiet welches in der Folge interaktiv mit dem Joystick erkundet werden soll stellt den Kern dieser Forschungsarbeit dar Ihr sind daher gleich mehrere Kapitel gewidmet Die Kapitel 3 4 und 5 enthalten aus f hrliche Beschreibungen der f r die Vorstabilisierung wichtigen boden und bord seitigen Softwarekomponenten Kapitel 6 beschreibt die fertige Man versoftware welche durch Integration der einzelnen Komponenten entstanden ist Kapitel 7 besch ftigt sich mit der Software zur interaktiven Lageregelung und deren Unterschieden zu der Software welche von Schulz 1
103. ren Bahnen um 6 Stunden versetzt sind sodass eine globale Abde ckung alle 6 Stunden gew hrleistet ist Um das System bis heute in Betrieb zu halten wurden regelm ig ausgefallene Satelliten durch neue ersetzt Die Anzahl der insge samt im Rahmen von DMSP gestarteten Satelliten bel uft sich mittlerweile auf 15 der letzte Start erfolgte 1999 6 Die Abbildung 2 3 zeigt einen Ausschnitt des Bildes Earth at Night welches von der NASA 5 ver ffentlicht wurde Es zeigt Europa Stand der Technik 2 8 und Nordafrika bei Nacht und wurde mit dem OLS Instrument der DMSP Satelliten aufgenommen Dieses Instrument zeichnet sich dadurch aus dass es auch bei sehr schwachen Beleuchtungsverh ltnissen Bilder aufnehmen kann Der Hintergrund hierf r ist dass das OLS daf r ausgelegt wurde auch bei Nacht Wolken zu erken nen welche allenfalls durch den Mond schwach beleuchtet werden Die Aufl sung des OLS betr gt maximal 500m 6 Die Abbildung 2 4 zeigt Deutschland bei Nacht 7 Sie wurde aus einzelnen Bildern des Erdbeobachtungssatelliten LANDSAT 5 zusammengesetzt und nachbearbeitet Das ebenfalls US amerikanische LANDSAT Programm ist fast ebenso alt wie das Abbildung 2 4 LANDSAT Nachtaufnahme von Deutschland 7 DMSP LANDSAT 1 wurde 1972 gestartet Die Aufgabe der LANDSAT Satelliten ist das Sammeln von multispektralen Bilddaten der Erdoberfl che f r zivile Anwen dungen z B in den Bereichen Wasser und Landwirtschaft Umweltschutz un
104. rkennung 4 2 1 Koordinatensysteme 4 2 2 Sternauswahl im reduzierten Sternbild 4 2 3 Verwendete Datenstrukturen 4 2 4 Erstellung des Musterkatalogs 4 2 5 Mustererkennung 4 2 6 Bestimmung der Satellitenlage 5 SIMULATION UND MAN VER 5 1 Orbit Simulator 5 1 1 Allgemeines 5 1 2 Modellierung mit Open GL 5 1 3 Lagebeschreibung 5 2 Man verberechnung 5 2 1 Berechnung der Schwenkwinkel 5 2 2 Benutzerschnittstelle 6 INTEGRIERTE VORSTABILISIERUNGSSOFTWARE 6 1 Benutzerinterface 6 2 Ablauf der Vorstabilisierung 1 1 2 4 2 4 2 6 3 10 3 10 3 10 3 12 3 13 3 13 3 13 3 17 3 21 4 24 4 24 4 26 4 26 4 29 4 29 4 31 4 33 4 40 5 44 5 44 5 44 5 44 5 51 5 53 5 53 5 57 6 59 6 59 6 60 Inhaltsverzeichnis 7 INTERAKTIVE STEUERUNGSSOFTWARE 7 1 Funktionsprinzip 72 Orbiterfahrung 8 FLUGERGEBNISSE 8 1 Vorversuche 8 1 1 Driftmessung 8 1 2 Schwenkman ver von Sternbild zu Sternbild 8 2 Interaktive Lageregelung bei Nacht 8 2 1 Vorbemerkung zum Bodensegment 8 2 2 Vorstabilisierung 8 2 3 Interaktive Lageregelung mit der 50mm Optik 8 2 4 Interaktive Lageregelung mit der 1000mm Optik 8 3 Potential der Objektive f r Nachtaufnahmen 8 3 1 16mm Objektiv 8 3 2 50mm Objektiv 8 3 3 1000mm Objektiv 9 ZUSAMMENFASSUNG UND AUSBLICK 9 1 Zusammenfassung 9 2 Ausblick ANHANG Symbolverzeichnis Literaturverzeichnis 7 68 7 68 7 70 8 74 8 74 8 74 8 76 8 78 8 78 8 78 8 80 8 82 8 86 8 86 8 87 8 88 9 89 9 89 9 91
105. ruktur TStarPat siehe Tabelle 4 2 entworfen Die Struktur umfasst den Refe renzstern die Mustersterne sowie ihre Anzahl Software zur Sternmustererkennung 4 31 F r den Referenzstern und die Mustersterne wurde wiederum die Struktur TPatStar siehe Tabelle 4 3 erstellt die alle wichtigen Merkmale der Sterne im Sternmuster umfasst Es handelt sich bei TStarPat also um eine verschachtelte Datenstruktur Datenstruktur f r Mustersterne TPatStar Typ Nummer des Sterns im Sternkatalog Rektaszension Deklination Magnitude AzRef Richtungwinkel bez glich Referenzstern CCDCP CCDCounterPart Nr des zugeh rigen CCD Sterns RefDist Entfernung zum Referenzstern Tabelle 4 3 Datenstruktur TPatStar 4 2 4 Erstellung des Musterkatalogs Der f r die Sternmustererkennung ben tigte Musterkatalog wird vor dem ersten Einsatz der Sensorsoftware einmal erstellt und dann als Datei abgelegt Das Muster erkennungsprogramm kann dann sp ter die Muster f r den Vergleich schnell einle sen und umfangreichere Berechnungen fallen weg Ausgangspunkt f r die Erstel lung ist ein einfacher Sternkatalog Es handelt sich dabei um eine Liste in der die in diesem Fall 5000 hellsten Sterne jeweils mit ihrer Rektaszension Deklination und Magnitude abgelegt sind Bevor mit der Erstellung des Musterkatalogs begonnen werden kann muss zun chst noch die Mustergr e oder der Musterradius vorgegeben werden Dieser legt fest wie weit ein Musterstern
106. t geht mein Dank noch an die Herren Nel Str mpfer und Prof Du Plessis von der Universit t Stellenbosch und an die Herren van Staden und Korki vom OTB in Overberg f r die gute Zusammenarbeit w hrend meines Forschungsaufenthalts in S dafrika Abstract Prim res Ziel dieser Forschungsarbeit war es den Satelliten DLR TUBSAT f r die interakti ve Lageregelung bei Nacht einsetzbar zu machen und die Funktionsf higkeit des Systems anhand von Lageregelungsexperimenten im Orbit zu demonstrieren Unter interaktiver Lagerregelung versteht man das 1999 an der TU Berlin erstmals vorgestellte Lagerregelungs verfahren bei dem ein Mensch in der Bodenstation mittels eines Joysticks Steuerbefehle an den Satelliten sendet w hrend er vor sich auf einem Bildschirm das vom Satelliten bertrage ne Live Videobild sehen kann Er bekommt dadurch in Echtzeit die Reaktion des Satelliten auf die Steuerbefehle vermittelt Hinter diesem Ziel steckte die Motivation das zeitliche Aufl sungsverm gen des Satelliten zu erh hen sowie neue Anwendungsm glichkeiten zu erschlie en Neben diesem Hauptziel sollte zus tzlich das Potential der DLR TUBSAT Nutzlastoptiken f r Nachtaufnahmen untersucht werden Das Kernproblem welches zur Erreichung dieser beiden Ziele gel st werden musste war das der Vorstabilisierung des Satelliten bei Nacht Unter Vorstabilisierung versteht man das auf einige Grad genaue Ausrichten des Satelliten auf ein Zielgebiet welches anschlie end
107. te satellitenfeste System ist unter c darge stellt Die Bezeichnungen der Satellitenachsen wurde aus den DLR TUBSAT Projektunterlagen 12 bernommen Das S System dient im Zusammenspiel mit dem Q System zur Lagebeschreibung des Satelliten Damit die Beschreibung der Satellitenlage erfolgen kann muss zun chst definiert werden f r welche Lage des Satelliten bzw des satellitenfesten Koordinatensys tems innerhalb des Inertialraums RA DE AZ 0 gelten soll Der Inertialraum wird dabei repr sentiert durch das Q System Die Nulllage geht aus Abbildung 4 2 b und c hervor Das satellitenfeste Koordinatensystem ist f r RA DE AZ 0 innerhalb des Q Systems wie abgebildet orientiert Die Kameraachse Zs Achse weist zum Fr hlingspunkt Xq Richtung und die Xs Achse weist zum Himmelsnordpol Zq Richtung Wird die Satellitenlage in Form der Sternwinkel Rektaszension Deklination und A zimut angegeben so beschreiben die ersten beiden Winkel die Lage der Kameraachse Zs Achse im Q System und der Azimut die Lage des Satelliten um die Zs Achse In Abbildung 4 3 rechts ist dies grafisch dargestellt Die zugeh rige Transformations matrix lautet S AZ s RA c AZ s DE c RA s AZ c RA c AZ s DE s RA c AZ c DE Iso e AZ sCRA s AZ s DE c RA SCAZ SCDE sCRA c AZ c RA s AZ c DE 4 1 c DE c RA c DE s RA s DE verk rzte Schreibweise s sin c cos Software zur Sternmustererkennung 4 29 4 2 2 Sternauswahl im reduzierte
108. telliten nicht bemerkt wurden Aufgrund der Tatsache das diese berfl ge keinerlei verwertbare 1000mm Bilder lieferten wurde ein weiterer Versuch unternommen bei dem nun gezielt die waage recht verlaufende aus 5 sehr hellen Lichtquellen bestehende Kette anvisiert wurde Abbildung 8 5 zeigt das Ergebnis eines Vergleichs der 50mm Aufnahmen mit einer Karte von Berlin Bei der von links nach rechts betrachtet ersten Lichtquelle handelt Abbildung 8 6 1000mm Aufnahme in Berliner Innenstadt es sich um den Funkturm oder das Messezentrum da links darunter der Grunewald als dunkle Fl che deutlich erkennbar ist Ebenfalls gut erkennbar im Bild ist der Tempelhofer Damm in dessen Verl ngerung sich das Brandenburger Tor befindet Ganz rechts in der Kette befindet sich der Alexanderplatz in Verl ngerung der Frankfurter Allee Bei den beiden restlichen Punkten der Kette handelt es sich ver mutlich um den Breitscheidplatz sowie um den Potsdamer Platz Flugergebnisse 8 84 Abbildung 8 7 50mm Bild vor dem Umschalten auf die 1000mm Optik F r diesen berflug wurde ein Fadenkreuz auf dem Bildschirm aufgebracht um den Bereich des 1000mm Blickfeldes innerhalb des 50mm Blickfeldes kenntlich zu ma chen Mit diesem Hilfsmittel konnte die in Abbildung 8 6 dargestellte Szene mit dem 1000mm Objektiv aufgenommen werden Bei dem Bild handelt es sich wieder um ein Summenbild aus mehreren Frames Zur Verst rkung der Kontraste wurde es zu s tzli
109. telliten relativ zur Bodenstation ab Zur Unterst tzung des Opera tors wird die notwendige Drehrate durch die Software anhand von Satellitenposition und geschwindigkeit automatisch beim Programmstart bestimmt und im Eingabe feld f r die Y Drehrate angezeigt Der Wert f r die Drehrate um X wird hingegen zu Programmbeginn auf 0 gesetzt 7 2 Orbiterfahrung Die im Abschnitt 7 1 vorgestellte Software wurde vom Autor erfolgreich bei Lagere gelungsexperimenten in Stellenbosch S dafrika im Rahmen eines mehrw chigen Forschungsaufenthalts eingesetzt Ziel der Experimente vor Ort war es mittels in teraktiver Lageregelung den Satelliten auf Kapstadt auszurichten Die Versuche wurden in Zusammenarbeit mit der Universit t Stellenbosch durchgef hrt Der Empfang und die Aufzeichnung der Bilddaten wurde vom OTB in Overberg ber nommen Da die Experimente bei Tag durchgef hrt wurden konnten f r die Vorstabilisierung wieder die Solarzellenstr me ausgewertet werden Es wurde daher auf eine der bei den in Kapitel 2 vorgestellten Strategien zur Vorstabilisierung zur ckgegriffen n m lich die Ausrichtung der Z Seite des Satelliten zur Sonne Dieses Verfahren eignet sich sehr gut f r den Einsatz auf der S dhalbkugel Der ab steigende Knoten der sonnensynchronen Umlaufbahn des DLR TUBSAT befindet sich auf der Tagseite der Erde der Satellit fliegt daher tags ber immer von Norden nach S den Dadurch dass Kapstadt eine geographische Breite
110. terste der drei Langzeitregister der Kamera Register 13 9 werden von der Kamera ignoriert Dies hat zur Folge dass keine Belichtungszeiten zwischen 40 ms und 5 s eingestellt wer den k nnen Der Vorteil dieser langen Belichtungszeit ist wiederum dass sich auch dunklere Sterne etwa bis Klasse 6 abbilden lassen Nach einer Wartezeit von 10 s wird das Bild eingefroren und es wird ein Signal ber OBDH und TIC zum Boden gesendet um den Operator dar ber zu informieren dass das Sternbild aufgenom men wurde 3 2 2 Fl chenkriterium und Amplitudenkriterium Wie in Unterkapitel 3 1 2 erw hnt f hrt die Suche nach den hellsten Pixeln auf dem CCD Chip nicht zum Ziel da die Fehlstellen in der Regel gegen ber den echten Sternen in ihrer Amplitude dominieren Abbildung 3 3 zeigt zur Veranschaulichung einen vergr erten Ausschnitt aus einem Sternbild welches f nf Monate nach dem Start des Satelliten aufgenommen wurde Im Bild zu erkennen sind zwei Sterne und eine Reihe von Fehlstellen Die drei mar kierten Fehlstellen weisen eine h here Amplitude auf als die Sterne Der hellste Pixel von Stern 1 hat eine Amplitude von 4 der Maximalwert bei Stern 2 betr gt nur 3 Die Fehlstelle 2 hat hingegen eine maximale Amplitude von 11 Fehlstelle 1 und 3 haben Amplituden von 5 bzw 7 Diese drei Fehlstellen w rden sich folglich in einer nach Amplitude geordneten Rangliste vor die echten Sterne schieben Ebenfalls im Bild erkennbar sind die hellen Nach
111. tes Teilman ver durchgef hrt f r das allerdings kein zus tzlicher Rechenaufwand anf llt Es wird lediglich der Azimut auf 0 gebracht Hier wird ebenfalls der k rzeste Schwenkweg gew hlt F r 0 lt AZ lt 180 a AZ 5 27 F r 180 lt AZ lt 360 amp 360 AZ 5 28 Dies sorgt bei steilen berfl gen daf r dass das Bild ausreichend gut eingenordet ist die Landschaft also von oben nach unten durch das Bild l uft Neben der Vorstabilisierung auf ein Ziel auf der Erdoberfl che hat der Benutzer mit dieser Software auch die M glichkeit mit dem Satelliten einen bestimmten Punkt am Sternenhimmel anzupeilen Diese Funktionalit t wurde implementiert um den in Kapitel 8 1 2 dokumentierten Vorversuch durchf hren zu k nnen Mithilfe dieses Vorversuchs wurde die Genauigkeit des Vorstabilisierungsverfahrens vor der Durch Simulation und Man ver 5 57 f hrung der Versuche zur interaktiven Lageregelung berpr ft Der einzige Unter schied zu der beschriebenen Vorstabilisierung ist das der Zielvektor p anders be stimmt wird Bei Angabe der Ziel Sternkoordinaten in RA und DE ergibt sich p di rekt aus Gleichung 4 2 Die Vorgabe eines Beobachtungszeitpunktes f llt weg da p sich zeitlich nicht ver ndert Der weitere Rechenweg entspricht dem oben beschrie benen Ansatz 5 2 2 Benutzerschnittstelle Abbildung 5 10 zeigt die Benutzerschnittstelle f r die Man versoftware Oben links im Fenster unter a wird d
112. tion werden die 2500 hellsten Sterne genau wie die Sonne als wei e Kugeln erzeugt wobei sich der Radius der Ku gel an der Magnitude des jeweiligen Sterns orientiert Ausgangspunkt sind die Sternkoordinaten aus dem Sternkatalog Jeder Stern wird nun in Verl ngerung seines Richtungsvektors in einer Entfernung von 107 km vom Erdmittelpunkt positioniert Diese Entfernung ist wiederum beliebig gew hlt und soll nur sicherstellen dass das Sternlicht in Erdn he parallel einf llt S mtliche simulierte Sterne befinden sich somit Simulation und Man ver 5 50 auf einer Sph re mit einem Radius von 107 km in deren Mittelpunkt sich die Erde befindet Abbildung 5 6 zeigt die Simulationsumgebung mit Erde Sonne und Ster nenhimmel 5 1 2 4 Satellit Da die Simulation zu jeder Zeit die Perspektive der Nutzlastkamera bzw des Stern sensors an Bord des Satelliten darstellen soll muss nun noch die Kamera im simu lierten Raum positioniert und orientiert werden Die Position des Satelliten bzw der Betrachterkamera wird ebenfalls mit Routinen der SGP 4 Bibliothek bestimmt Die Positionierung erfolgt wiederum mit dem Befehl glTranslate Die Satellitenlage OpenGI Base ioii Abbildung 5 7 Simulierter Blick aus dem Satelliten wird zu Beginn der Simulation auf den Fr hlingspunkt ausgerichtet d h Rektaszen sion und Deklination werden auf 0 gesetzt Der Winkel um die Bildachse Azimut wird ebenfalls auf 0 gesetzt Es ergibt sich also der Bl
113. tor 5 1 1 Allgemeines Um den Operator bei der Durchf hrung des Vorstabilisierungsman vers zu unter st tzen wurde im Rahmen dieser Forschungsarbeit eine Software entwickelt welche w hrend des berflugs in Echtzeit die Bordkameraperspektive also gewisserma en den Blick aus dem Satelliten simuliert F r die interaktiven Lageregelungsexperi mente bei Nacht hat dies den Nutzen dass der Operator sich w hrend der Anflug phase auf das Ziel an den K stenlinien Bergen oder Fl ssen dieses simulierten Bil des orientieren kann Dies wiederum erm glicht es ihm die Szene im live bertrage nen Nachtvideo zu identifizieren Das Simulationsmodell umfasst den Satelliten die Erde die Sterne und die Sonne Da die Simulation nur f r den Einsatz w hrend der nur einige Minuten dauernden Vorstabilisierungsphase vorgesehen ist konnte auf die Modellierung der St reinfl s se auf die Satellitenlage verzichtet werden Auch auf die Modellierung des dynami schen Verhaltens der ACS Einheiten wurde verzichtet Schwenkman ver werden in der Simulation vereinfachend mit konstanter Winkelgeschwindigkeit ausgef hrt ansonsten bleibt die Satellitenlage konstant d h der simulierte Satellit driftet nicht Die grafische Ausgabe der Simulation erfolgt auf OpenGL Basis OpenGL steht f r Open Graphics Libary Es handelt sich dabei um eine Hardware unabh ngige Gra fikbibliothek welche sehr komfortable Funktionen zur Erstellung von 3D Grafiken bereitste
114. uss des im vorangegangenen Kapitel beschriebenen Vor stabilisierungsman vers wird diese Software vom Operator gestartet Dieser kann daraufhin mit der eigentlichen interaktiven Lageregelung beginnen dOControl mr lolx Delta Omega Control t Toem TC 2m ve 0 46 dj Pen Ea do 600 L ze Abbildung 7 1 Interaktive Steuersoftware Abbildung 7 1 zeigt die Oberfl che des Programms Die im Fenster angeordneten Schaltfl chen k nnen zwar per Mausklick bet tigt werden effektiver ist jedoch das Steuern mittels der Cursor Tasten auf dem PC Keyboard da dann der Blick des Ope rators auf das Live Bild gerichtet bleiben kann Gesteuert werden nur die beiden quer zur Bildachse liegenden Achsen X und Y Bei jedem Druck auf die Tasten Cursor Oben Unten erh ht bzw verringert sich der Wert f r die Y Drehrate welcher im gro en Eingabefeld links im Fenster angezeigt wird um einen Schritt Die Schrittgr e wird dabei im kleineren Eingabefeld daneben in rot angezeigt Ein Bet tigen der Cursor Tasten bewirkt jedoch noch nicht Interaktive Steuerungssoftware 7 69 dass ein Befehl zum Satelliten bertragen wird Dies geschieht erst durch anklicken der Taste Y_ex oder bei Keyboardsteuerung durch Dr cken der neben den Cur sor Iasten angeordneten Steuerungstaste Strg Kommt der gesendete Drehratenbefehl aufgrund einer zu schwachen Funkverbindung nicht zum Satelliten durch so kann der Be
115. uzierten Sternbildes in ein Sternmus ter das anschlie end mit den Mustern des Katalogs abgeglichen werden kann a Koordinaten auf dem CCD Chip c Satellitenfestes Koordinaten C System system S System X Yc b Intertial festes Koordinaten system Q System Za zum Himmels nordpol _ Zi Blickrichtung der Kamera Yo amp Xia zum Fr hlingspunkt Abbildung 4 2 Koordinatensysteme Unter b ist das inertial feste als Q System bezeichnete Koordinatensystem darge stellt Dieses Koordinatensystem wird f r die Darstellung von Richtungsvektoren z B von Sternen im Inertialraum ben tigt Die X Achse weist zum Fr hlingspunkt und die Z Achse zum Himmelsnordpol Die Y Achse erg nzt das System zu einem Rechtssystem 11 Die Darstellung von Vektoren im Q System erfolgt h ufig unter Verwendung der Winkelkoordinaten Rektaszension RA und Deklination DE Die Rektaszension beschreibt den Winkel den die Projektion eines Vektors V in die Xq Yq Ebene mit der Xq Achse bildet Die Deklination ist der Winkel zwischen dem Vektor V und der Xq Yq Ebene Abbildung 4 3 verdeutlicht dies Software zur Sternmustererkennung 4 28 A Za Yia Yia IOAN V Zo projeziert in X s Y syEbene Abbildung 4 3 Rektaszension Deklination und Azimut zur Beschreibung von Vektoren bzw der Satellitenlage im Inertialraum Das im Folgenden als S System bezeichne
116. von 36 hat ergibt sich hier eine g nstigere Konstellation f r die interaktive Lageregelung als auf der Nordhalbkugel In Abbildung 7 2 ist diese Konstellation abgebildet Man erkennt dass der Satellit in Flugrichtung voraus blickt d h dass sein Blickpunkt seinem Fu punkt vorauseilt Bei den in Kapitel 2 beschriebenen in Berlin durchgef hrten Experimenten eilt hin gegen der Fu punkt stets dem Blickpunkt voraus im Winter sogar so stark dass die ses Verfahren dann nicht mehr sinnvoll anwendbar ist Durch das Vorauseilen des Blickpunkts bleibt dem Operator nun mehr Zeit f r die interaktive Suche Zus tzlich besteht die Chance dass das Ziel sofern die Suche z Interaktive Steuerungssoftware 7 71 gig abgeschlossen werden kann zum Zeitpunkt der geringsten Entfernung zum Sa telliten aufgenommen werden kann wodurch eine h here Bodenaufl sung der Auf nahmen erzielt werden kann In Abbildung 7 2 ist die Geometrie der berfl ge vereinfachend zweidimensional dargestellt was suggeriert dass sich die Sonne in der Bahnebene des Satelliten be findet Dies war kurz nach dem Start des Satelliten Mai 1999 n herungsweise der Fall da sich der absteigende Knoten bei 12 Uhr befand Bis zum Zeitpunkt der Ver suche in S dafrika September 2001 hat sich die Bahn jedoch gegen ber der Sonne um etwa 15 weiterbewegt der Zeitpunkt der quatorkreuzung des Satelliten hat sich dadurch um eine Stunde in den Nachmittag verschoben Dies
117. wurde zun chst durch Man ver von einem Sternbild zu einem anderen getestet Bei keinem der drei durch gef hrten Versuchen trat eine Abweichung ber 2 5 auf F r die sich anschlie en den interaktiven Lageregelungstests wurde Berlin als Ziel ausgew hlt Die Funktion des Vorstabilisierungssystems konnte durch das Erreichen von Berlin mit dem 50mm Objektiv bei mehreren aufeinanderfolgenden berfl gen nachgewiesen wer den Auch die Funktion der interaktiven Steuerung konnte durch das erfolgreiche zentrieren des Ziels im Bild nachgewiesen werden Insgesamt wurde damit bewie sen dass das System DLR TUBSAT nun zur interaktiver Lageregelung bei Nacht ein setzbar ist Die Auswertung der Nachtaufnahmen welche im Zuge der Lageregelungsexperi mente aufgenommen wurden hat ergeben dass das System nicht wie erhofft in der Lage ist hochaufl sende Nachtbilder f r wissenschaftliche Anwendungen 2 3 o der f r Verkehrsbeobachtungszwecke zu liefern Es wurden drei Faktoren identifi ziert welche sich negativ auf die Bildqualit t aller drei Nutzlastoptiken niederschla gen besonders aber auf die des 1000mm Objektivs Erstens k nnen aufgrund eines Kameradefekts keine Belichtungszeiten oberhalb von 40ms eingestellt werden Zwei tens treten im Nachtbild starke Interferenzen in Form von diagonalen Streifen auf Und drittens bilden die Objektive teils aufgrund absichtlicher Defokussierung vor dem Start und teils aufgrund thermischer Effekte im Orbit
118. zweiten Achse untersucht So wurde z B die Z Seite auf ein Erdalbedo Maximum geregelt oder es wurde ver sucht direkt anhand des Live Bildes zu entscheiden ob das Zielgebiet bereits er reicht wurde Alle beschriebenen Verfahren basieren wie oben bereits erw hnt auf der Auswer tung der Solarzellenstr me Diese M glichkeit besteht bei Nacht berfl gen nicht An die Stelle der Solarzellen muss folglich ein anderer externer Sensor treten Im Rah men dieser Forschungsarbeit wurde daher die Nutzlastkamera durch die Entwick lung einer speziellen Software zu einem Sternsensor erweitert dessen Beschreibung im n chsten Kapitel folgt Stand der Technik 2 6 Auch die eigentliche interaktive Regelung ist im Rahmen dieser Arbeit weiterentwi ckelt worden Bei dem von Schulz 1 beschriebenen Verfahren schlie t sich an die Akquisition die interaktive Steuerung mithilfe einer PC Maus an Hierbei wird im Sekundentakt die Mausposition in X und Y in Drehratenkommandos f r die ACS Einheiten der entsprechenden Satellitenachsen umgesetzt Im Betrieb hat sich gezeigt dass sich bei diesem Verfahren Probleme ergeben sobald die Funkverbindung zum Satelliten leicht gest rt ist und somit vereinzelt Steuerbe fehle nicht durchdringen Wenn ein Steuerbefehl den Satelliten nicht erreicht hat der Operator den Eindruck er h tte die Maus nicht weit genug ausgelenkt Um dies zu korrigieren f hrt er in der Folge eine st rkere Steuerbewegung aus Kommt diese

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