專利名稱：一種基于星光角距的深空探測器upf自主天文導(dǎo)航方法
技術(shù)領(lǐng)域：
本發(fā)明涉及航天導(dǎo)航技術(shù)領(lǐng)域，可應(yīng)用于轉(zhuǎn)移軌道段深空探測器導(dǎo)航參數(shù)的確定，特別涉及一種基于星光角距的深空探測器的UPF(UnscentedParticle Filter)自主天文導(dǎo)航方法，適用于轉(zhuǎn)移軌道上的深空探測器的導(dǎo)航定位。
背景技術(shù)：
目前，深空探測是國際航天領(lǐng)域研究的熱點(diǎn)，我國也已將深空探測作為近期航天發(fā)展的目標(biāo)之一。由于深空探測器長時(shí)間運(yùn)行于轉(zhuǎn)移軌道，而在轉(zhuǎn)移軌道運(yùn)動(dòng)的特點(diǎn)之一是航行距離遠(yuǎn)、速度快，電磁波往返時(shí)延長，由地面站進(jìn)行遙測與測控十分困難；二是自由運(yùn)行時(shí)間長，且在微重力環(huán)境下，無法用慣性導(dǎo)航技術(shù)進(jìn)行導(dǎo)航；三是精度要求高，在飛行中途必須進(jìn)行定位并對(duì)誤差加以校正；四是要求深空探測器載設(shè)備的功耗小、設(shè)備輕、可靠性高。
現(xiàn)階段深空探測器的導(dǎo)航方式主要是采用地面站測控，該方法雖然可以提供精確的導(dǎo)航信息，但當(dāng)探測器距離地球太遠(yuǎn)時(shí)，很難保證其實(shí)時(shí)性。而天文導(dǎo)航是一種傳統(tǒng)的完全自主的導(dǎo)航方法，它具有以下特點(diǎn)①不需與外界進(jìn)行任何信息交換，是一種完全自主的導(dǎo)航方法；②可以同時(shí)提供位置、速度和姿態(tài)信息；③僅需利用探測器姿態(tài)敏感部件星敏感器和地平敏感器，而不需額外增加其它硬件設(shè)備；④不需任何先驗(yàn)知識(shí)。由天文導(dǎo)航的特點(diǎn)可知，天文導(dǎo)航克服了地面站測控難以保持實(shí)時(shí)性的缺點(diǎn)，是一種完全自主的導(dǎo)航方式，已成為現(xiàn)階段深空探測自主導(dǎo)航的主要方案之一。
常用的深空探測器自主天文導(dǎo)航方法是基于軌道動(dòng)力學(xué)方程的濾波方法，即利用天文量測信息結(jié)合軌道動(dòng)力學(xué)方程，通過最優(yōu)估計(jì)的方法得到深空探測器的導(dǎo)航信息。目前，在深空探測器天文量測信息的選擇上有以下幾種主要類型1)太陽、地球矢量方向利用探測器到太陽、地球的矢量方向作為量測信息。
2)太陽、地球、行星矢量方向之間的夾角利用太陽矢量方向、地球矢量方向，行星矢量方向之間的夾角作為量測信息。
3)星光角距即從探測器上觀測到的導(dǎo)航恒星星光的矢量方向與中心天體球心的矢量方向之間的夾角。
使用矢量方向作為量測信息，可得到比較好的濾波精度和收斂效果，但矢量方向與探測器姿態(tài)存在耦合關(guān)系，矢量方向的測量精度受姿態(tài)精度的影響，因此，現(xiàn)有深空探測器自主天文導(dǎo)航方法存在導(dǎo)航精度低、不易控制的缺陷。

發(fā)明內(nèi)容
本發(fā)明的技術(shù)解決問題是克服地面站測控在深空探測器導(dǎo)航方面的不足，采用以太陽、地球、行星與恒星之間的星光角距作為量測量的UPF天文導(dǎo)航方法進(jìn)行深空探測器的導(dǎo)航定位。
本發(fā)明的技術(shù)解決方案是一種基于星光角距的深空探測器的UPF自主天文導(dǎo)航方法，首先精確建立深空探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程(即多體軌道動(dòng)力學(xué)模型)，然后以太陽、地球、行星與恒星之間的星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程，最后采用先進(jìn)的UPF濾波算法得到高精度的位置、速度估計(jì)，具體步驟如下(1)建立深空探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程為 式中，rps為日心到探測器的矢徑；rpm為行星到探測器的矢徑；rpe為地球到探測器的矢徑；rse為地心到日心的矢徑；rsm為行星中心到日心的矢徑；μs，μm，μe分別為太陽引力常數(shù)、行星引力常數(shù)和地球引力常數(shù)。假定行星繞太陽作勻速圓周運(yùn)動(dòng)，半徑為太陽到行星的平均距離rsm；地球繞太陽作勻速圓周運(yùn)動(dòng)，半徑為1個(gè)天文長度單位AU。
(2)以探測器與太陽、地球、行星以及恒星的三個(gè)星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程，即從深空探測器上觀測到的導(dǎo)航恒星星光的矢量方向分別與太陽、地球和火星球心的矢量方向之間的夾角，表達(dá)式如下θs=arccos(-rps·s1rps)θe=arccos(-rpe·s2rpe)θm=arccos(-rpm·s3rpm)]]>式中，s1，s2，s3分別為恒星星光方向的單位矢量，由星敏感器識(shí)別。
(3)采用UPF濾波算法提高轉(zhuǎn)移軌道上深空探測器的導(dǎo)航精度，UPF算法利用UKF(Unscented Kalman Filter)來得到粒子重要密度函數(shù)，首先根據(jù)前一時(shí)刻粒子及其方差確定一組西格馬點(diǎn)，此點(diǎn)集的位置和權(quán)值是由粒子的期望和方差唯一確定的，能較準(zhǔn)確地抓住粒子概率分布的特征。然后將這些點(diǎn)分別代入狀態(tài)方程，得到一新點(diǎn)集，用這些點(diǎn)集的加權(quán)和作為期望，用其方差的加權(quán)和作為方差，然后再用測量方程對(duì)已經(jīng)求得的期望和方差進(jìn)行修正，并用修正后的值作為高斯分布的期望和方差，產(chǎn)生一個(gè)當(dāng)前時(shí)刻的粒子。因?yàn)槠涑浞挚紤]當(dāng)前量測對(duì)后驗(yàn)概率分布的影響，提高了粒子的利用效率。
本發(fā)明的原理是由于自然天體總是按其固有規(guī)律運(yùn)動(dòng)的，它們?cè)谀硞€(gè)時(shí)刻相對(duì)特定坐標(biāo)系的位置矢量是可以精確得到的，因此在深空探測器飛行過程中那些便于用星載設(shè)備進(jìn)行觀測的自然天體就構(gòu)成了天文導(dǎo)航的信標(biāo)，通過對(duì)信標(biāo)觀測所獲得的數(shù)據(jù)進(jìn)行處理，就可獲得深空探測器所在的位置。具體方法是首先精確建立深空探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程(多體軌道動(dòng)力學(xué)模型)，然后以探測器與太陽、地球、行星以及恒星的三個(gè)星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程，并采用UPF濾波算法，最終提高深空探測器的導(dǎo)航精度。
本發(fā)明與現(xiàn)有技術(shù)相比的優(yōu)點(diǎn)在于克服了當(dāng)探測器距離地球太遠(yuǎn)時(shí)地面站測控難以保證其實(shí)時(shí)性的缺點(diǎn)，構(gòu)建了一種用于轉(zhuǎn)移軌道上的深空探測器的全自主、高精度的天文導(dǎo)航方法，它具有以下優(yōu)點(diǎn)(1)采用星光角距作為量測量的天文導(dǎo)航方法，僅需利用深空探測器姿態(tài)敏感部件星敏感器和紅外地平儀，而不需額外增加其它硬件設(shè)備，不需與外界進(jìn)行任何信息交換，是一種完全自主的導(dǎo)航方法；(2)采用UPF濾波算法，克服了標(biāo)準(zhǔn)的粒子濾波沒有考慮最新量測信息和UKF只能應(yīng)用于噪聲為高斯分布的不足，能夠取得比標(biāo)準(zhǔn)的粒子濾波和UKF更快的濾波收斂性和更高的濾波精度。


圖1為本發(fā)明的自主天文導(dǎo)航方法的一種實(shí)施例的流程圖；圖2為本發(fā)明中的量測信息——星光角距示意圖。
具體實(shí)施例方式
如圖1和圖2所示，本實(shí)施例采用的深空探測器為一種火星探測器，本發(fā)明的具體方法如下1、建立火星探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程(即多體軌道動(dòng)力學(xué)模型)，本發(fā)明中的狀態(tài)模型考慮為圓形限制性四體模型。圓形限制性四體模型需要考慮探測器、太陽中心引力、火星中心引力和地球中心引力間的相互作用，其他攝動(dòng)的影響則不考慮。
假定火星繞太陽作勻速圓周運(yùn)動(dòng)，半徑為日火平均距離rsm；地球繞太陽作勻速圓周運(yùn)動(dòng)，半徑為1個(gè)天文長度單位AU。一般限制性四體模型中，火星探測器狀態(tài)方程可表示為式(1)。
式中，rps為日心到探測器的矢徑；rpm為火星到探測器的矢徑；rpe為地球到探測器的矢徑；rse為地心到日心的矢徑；rsm為火心到日心的矢徑；μs，μm，μe分別為太陽引力常數(shù)、火星引力常數(shù)和地球引力常數(shù)。實(shí)際計(jì)算中，把矢量形式化成直角坐標(biāo)形式，選取地心黃道慣性坐標(biāo)系，可得 式中，(x1，y1，z1)為火星坐標(biāo)，(x2，y2，z2)為地球坐標(biāo)，(x，y，z)為火星探測器坐標(biāo)，其中火星和地球坐標(biāo)為時(shí)間函數(shù)，可以由星歷表求得。
式(2)可簡寫為 其中，狀態(tài)矢量X＝[x y z vxvyvz]T；x，y，z，vx，vy，vz分別為探測器在X，Y，Z三個(gè)方向的位置和速度；w為系統(tǒng)模型噪聲。
2、以太陽、地球、行星與恒星之間的星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程。星光角距是天文導(dǎo)航中常用的一種觀測量，指從深空探測器上觀測到的導(dǎo)航恒星星光的矢量方向與天體球心的矢量方向之間的夾角。
圖2所示為探測器與太陽、地球、火星以及三顆恒星的星光角距，可得到星光角距的表達(dá)式如下。
θs=arccos(-rps·s1rps)θe=arccos(-rpe·s2rpe)θm=arccos(-rpm·s3rpm)--(4)]]>
式中，s1，s2，s3分別為三顆恒星星光方向的單位矢量，由星敏感器識(shí)別。
令Z＝[θsθeθm]T，量測噪聲v=[vθsvθevθm]T]]>，由式(4)可得系統(tǒng)的量測方程為Z(t)＝H(X(t)，v(t))(5)3、采用UPF濾波算法提高深空探測器的導(dǎo)航精度。
粒子濾波(PF)是遞推貝葉斯濾波器的另一種實(shí)現(xiàn)形式，其基本思想是用隨機(jī)樣本來描述概率分布，這些樣本被稱為“粒子”，然后在測量的基礎(chǔ)上，通過調(diào)節(jié)各粒子權(quán)值的大小和樣本的位置，來近似實(shí)際概率分布，并以樣本的均值作為系統(tǒng)的估計(jì)值，原則上可用于任意非線性非高斯隨機(jī)系統(tǒng)的狀態(tài)估計(jì)。但該方法的缺點(diǎn)是存在退化現(xiàn)象，消除退化可依賴于適當(dāng)選取重要密度函數(shù)。
UPF算法就是利用UKF來得到粒子重要密度函數(shù)的一種粒子濾波方法，由于該重要密度函數(shù)中包含了最新量測信息，因此具有更好的性能。深空探測器導(dǎo)航系統(tǒng)實(shí)際上是非線性、噪聲非高斯分別的系統(tǒng)，因此UPF方法是比較適用的一種濾波方法。首先根據(jù)前一時(shí)刻粒子及其方差確定一組西格馬點(diǎn)，此點(diǎn)集的位置和權(quán)值是由粒子的期望和方差唯一確定的，能較準(zhǔn)確地抓住粒子概率分布的特征。然后將這些點(diǎn)分別代入狀態(tài)方程，得到一新點(diǎn)集，用這些點(diǎn)集的加權(quán)和作為期望，用其方差的加權(quán)和作為方差，然后再用測量方程對(duì)已經(jīng)求得的期望和方差進(jìn)行修正，并用修正后的值作為高斯分布的期望和方差，產(chǎn)生一個(gè)當(dāng)前時(shí)刻的粒子。因?yàn)槠涑浞挚紤]當(dāng)前量測對(duì)后驗(yàn)概率分布的影響，提高了粒子的利用效率。具體步驟如下系統(tǒng)的狀態(tài)方程和量測方程可由式(2)和式(4)得到，且xk＝f(xk-1，wk-1)p(xk，xk-1)，zk＝f(xk-1，vk)p(zk，xk)①初始化T＝0時(shí)，對(duì)于i＝1，......，N，生成服從先驗(yàn)分布q(x0)的N個(gè)采樣粒子{x01，x02，L，x0n}，并將每個(gè)樣本的初始權(quán)值ω0i均設(shè)為1/N。
x‾0i=E[x0i]]]>P0i=E[(x0i-x‾0i)(x0i-x‾0i)T]]]>②對(duì)于T＝1，2，......，T＝k時(shí)的濾波過程如下(a)重要采樣對(duì)于N個(gè)粒子分別用UKF方法更新，由{xk-1i，Pk-1i}得到 ，并采集一個(gè)新的采樣點(diǎn) ，使得x^ki~q(xki|xk-1i,Zk)=N(x‾ki,P‾ki).]]>根據(jù)樣本的相似程度更新權(quán)值，使得ω‾ki=ωk-1ip(Zk|x^ki)p(x^ki|xk-1i)q(x^ki|xk-1i,Zk-1).]]>然后對(duì)每個(gè)粒子的權(quán)值進(jìn)行歸一化，即令ωki=1Σj=1Nω‾ki.]]>最后計(jì)算有效粒子的尺寸Neff，Neff=1Σi=1N(ωki)2]]>。如果Neff小于門限值Nth，說明粒子多樣性降低，需轉(zhuǎn)入步驟(b)進(jìn)行重采樣，否則轉(zhuǎn)入步驟(c)輸出該次的濾波結(jié)果。
(b)重采樣重采樣的目的是消除權(quán)值較小的粒子，增加權(quán)值較大的粒子，使重采樣后的樣本集的分布符合后驗(yàn)密度p(xk|Zk)。重采樣時(shí)每個(gè)樣本的權(quán)值ωki被重新設(shè)置為1/N。
(c)結(jié)果輸出用權(quán)重ωki分別乘以粒子(xki，Pki)得到N個(gè)隨機(jī)粒子序列。
狀態(tài)估計(jì)值為xk=ΣiNωkixki.]]>狀態(tài)估計(jì)誤差陣為Pk=Σi=1NωkiPki=Σi=1Nωki(xki-x^ki)(xki-x^ki)′.]]>UPF算法利用UKF得到粒子濾波的重要性采樣密度函數(shù)，從而克服了標(biāo)準(zhǔn)的粒子濾波沒有考慮最新量測信息和UKF只能應(yīng)用于噪聲為高斯分布的不足。仿真結(jié)果表明，該方法可以取得比標(biāo)準(zhǔn)的粒子濾波和UKF更快的濾波收斂性和更高的濾波精度。
本發(fā)明說明書中未作詳細(xì)描述的內(nèi)容屬于本領(lǐng)域?qū)I(yè)技術(shù)人員公知的現(xiàn)有技術(shù)。
權(quán)利要求
1.一種基于星光角距的深空探測器UPF自主天文導(dǎo)航方法，其特征在于包括以下步驟(1)建立深空探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程，即多體軌道動(dòng)力學(xué)方程；(2)以太陽、地球、行星與恒星之間的星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程；(3)采用UPF濾波算法提高深空探測器的導(dǎo)航精度。
2.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種基于星光角距的深空探測器的UPF自主天文導(dǎo)航方法，其特征在于步驟(1)中所述的深空探測器在轉(zhuǎn)移軌道上的狀態(tài)方程為 式中，rps為日心到探測器的矢徑；rpm為行星到探測器的矢徑；rpe為地球到探測器的矢徑；rse為地心到日心的矢徑；rsm為行星中心到日心的矢徑；μs，μm，μe分別為太陽引力常數(shù)、行星引力常數(shù)和地球引力常數(shù)。
3.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種基于星光角距的深空探測器的UPF自主天文導(dǎo)航方法，其特征在于步驟(2)中所述的以星光角距作為量測量建立系統(tǒng)的量測方程為從深空探測器上觀測到的三顆導(dǎo)航恒星星光的矢量方向分別與太陽、地球和行星球心的矢量方向之間的夾角，表達(dá)式如下θs=arccos(-rps·s1rps)θe=arccos(-rpe·s2rpe)θm=arccos(-rpm·s3rpm)]]>式中，s1，s2，s3分別為恒星星光方向的單位矢量，由星敏感器識(shí)別。
4.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種基于星光角距的深空探測器的UPF自主天文導(dǎo)航方法，其特征在于步驟(3)中所述的采用UPF濾波算法提高深空探測器的導(dǎo)航精度的方法為利用UKF來得到粒子重要密度函數(shù)，根據(jù)前一時(shí)刻粒子及其方差確定一組西格馬點(diǎn)，此點(diǎn)集的位置和權(quán)值由粒子的期望和方差唯一確定；將所述西格馬點(diǎn)分別代入狀態(tài)方程，得到一新點(diǎn)集，用這些點(diǎn)集的加權(quán)和作為期望，用其方差的加權(quán)和作為方差，再用測量方程對(duì)已經(jīng)求得的期望和方差進(jìn)行修正，并用修正后的值作為高斯分布的期望和方差，產(chǎn)生一個(gè)當(dāng)前時(shí)刻的粒子。
全文摘要
本發(fā)明涉及一種基于星光角距的深空探測器UPF自主天文導(dǎo)航方法。該方法先對(duì)處于轉(zhuǎn)移軌道上的深空探測器的軌道動(dòng)力學(xué)模型進(jìn)行精確建模，然后采用星光角距作為量測量，最后采用UPF(Unscented Particle Filter)濾波方法進(jìn)行了導(dǎo)航參數(shù)的最優(yōu)估計(jì)。本發(fā)明適用于轉(zhuǎn)移軌道上的深空探測器的導(dǎo)航定位，屬于航天導(dǎo)航技術(shù)領(lǐng)域，可應(yīng)用于轉(zhuǎn)移軌道段深空探測器導(dǎo)航參數(shù)的確定。
文檔編號(hào)G01C21/02GK1995915SQ20061016971
公開日2007年7月11日 申請(qǐng)日期2006年12月27日 優(yōu)先權(quán)日2006年12月27日
發(fā)明者房建成, 宋婷婷, 寧曉琳, 楊照華 申請(qǐng)人:北京航空航天大學(xué)