哥伦比亚航天飞机视频资料
4.2
4.2.1 推力器
执行机构
推力器是目前航天器控制使用最广泛的执行机构之 一。它根据牛顿第二定律，利用质射排出，产生反作用 推力，这也正是这种装置被称为推力器或喷气执行机构 的原因。当推安装使得推力方向通过航天器质心，则成 为轨道控制执行机构；而当推力方向不过质心，则必然 产生相对航天器质心的力矩，成为姿态控制执行机构。 根据产生推力所需能源的形式不同，质量排出型推 力器可以分为冷气推力器、热气推力器和电推力器。
加速度计
加速度计是用于测量航天器上加速度计安装点的绝对 加速度沿加速度计输入轴分量的惯性敏感器。虽然目前加 速度计没有广泛用于航天器的姿态稳定和控制，但它是航 天器导航系统中重要的器件。 加速度计的种类很多，有陀螺加速度计、摆式加速度 计、振动加速度计、石英加速度计等。
4.1.6
磁强计
磁强计是以地球磁场为基准，测量航天器姿态的敏 感器。磁强计本身是用来测量空间环境中磁场强度的。 由于地球周围每一点的磁场强度都可以由地球磁场模型 事先确定，因此利用航天器上的磁强计测得的信息与之 对比便可以确定出航天器相对于地球磁场的姿态。 磁敏感器根据工作原理不同可以分为感应式磁强计 和量子磁强计两种。
4.1.4 陀螺 陀螺是利用一个高速旋转的质量来敏感其自旋轴在 惯性空间定向的变化。 陀螺具有两大特性，即定轴性和进动性。 定轴性就是当陀螺不受外力矩作用时，陀螺旋转轴 相对于惯性空间保持方向不变； 进动性就是当陀螺受到外力矩作用时，陀螺旋转轴 将沿最短的途径趋向于外力矩矢量，进动角速度正比于 外力矩大小。
姿态敏感器小结
在实际的航天器姿态控制系统中，各种敏感器单独使 用一般是不能满足要求的，需要多种多个姿态敏感器组 合使用，形成一个姿态测量系统。原因主要有三方面：
一、相对于同一基准最多只能获得两个姿态角；
二、各种敏感器均存在条件限制； 三、航天器的长寿命工作特点要求敏感器可靠地长 时间提供高精度姿态信息，所以姿态敏感器的冗余便成 为必须考虑的重要问题。
4.1 姿态敏感器
姿态就是航天器在空间的方 位，而姿态敏感器用来测量航天 器本体坐标系相对于某个基准坐 标系的相对角位置和角速度，以 确定航天器的姿态。要完全确定 一个航天器的姿态，需要3个轴 的角度信息。由于从一个方位基 准最多只能得到两个轴的角度信 息，为此要确定航天器的三轴姿 态至少要有两个方位基准。
3．其他太阳敏感器 太阳指示器也称为太阳出 现探测器。当太阳出现在敏感 器视场内，并且信号超过门限 值时，表示见到了太阳，输出 为1；当信号低于门限值时， 输出为O，表示没见到太阳。 这种敏感器一般用来作保护器， 例如保护红外地平仪免受太阳 光的影响。
4.1.2 红外地平仪 红外地平仪就是利用地球自身的红外辐射来测量航 天器相对于当地垂线或者当地地平方位的姿态敏感器， 简称地平仪。 目前红外地平仪主要有3种形式：地平穿越式、边 界跟踪式和辐射热平衡式。 其中地平穿越式地平仪扫描视场大，其余两种地 平仪的工作视场较小，只能适用于小范围的姿态测量， 但精度较高. 下面分别介绍这3种红外地平仪的基本工作原理。
4.1.1 太阳敏感器
太阳敏感器是通过对太阳辐射的敏感来测量太阳视 线与航天器某一体轴之间夹角的敏感器。 太阳敏感器之所以有这样广泛的通用性是因为: 1.在大多数应用场合，可以把太阳近似看作是点光 源，因此就可简化敏感器的设计和姿态确定的算法； 2.太阳光源很强，从而使敏感器结构简单，其功率 要求也很小； 3.太阳敏感器的视场很大，可以从几分×几分到 128。× 128。 ，而分辨率可以从几度到几角秒。 太阳敏感器具有3种基本类型：模拟式、数字式和太 阳指示器。经常使用的为模拟式和数字式两种。
1．地平穿越式地平仪 地平穿越式地平仪的视场相对于地球作扫描运动。当 视场穿越地平线时，也就是说扫到地球和空间交界时，地 平仪接收到的红外辐射能量发生跃变，经过热敏元件探测 器把这种辐射能量的跃变转变成电信号，形成地球波形。 然后通过放大和处理电路，把它转变成为前后沿脉冲。最 后通过计算电路，把前后沿脉冲与姿态基准信号进行比较， 得出姿态角信息，也就是滚动角或俯仰角。 图4．5所示为地平穿越式地球敏感器工作原理图。
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1．狭缝式星敏感器
这种星敏感器利用航天器自旋对天体进行扫描。当 星光通过光学系统到达并穿过位于焦平面上的狭缝码盘 时，星光就被检测敏感到。若信号超过设置的门限位， 电子装置便产生一个脉冲来表示星的出现。在焦平面码 盘上的狭缝如图4.10(b)所示，测量星光通过第一条狭缝 的时间和经过两个狭缝之间的时间然后结合星历表和航 天器的自旋速度，计算得出姿态信息。
4.1.3 星敏感器
星敏感器是以某一颗亮度高于+2可见星等的恒星为基准， 测量其相对于航天器的角位置，并同星历表中该星的角位置 参数进行比较，来确定航天器的姿态。也即通过对恒星星光 的敏感来测量航天器的某一个基准轴与该恒星视线之间的夹 角。由于恒星张角非常小( ～ )，因此星敏感器的 0.04 0.005 测量精度很高。
敏感器由测量变换器和信号处理线路两部分组成， 姿态敏感器按不同方式的测量变换器可分为下列4种。 (1)光学敏感器：太阳敏感器，红外地平仪，星敏感 器，地球反照敏感器等；
(2)惯性敏感器：陀螺、加速度计；
(3)无线电敏感器：射频敏感器； (4)其他：磁强计。
下面介绍最常用的7种姿态敏感器：太阳敏感器，红 外地平仪，星敏感器，陀螺，加速度计，磁强计和射频 敏感器。
1．模拟式太阳敏感器 模拟式太阳敏感器的输出信号为模拟量，其大小和符号 是太阳光入射角的连续函数。模拟式太阳敏感器通常又 叫做余弦检测器，这是因为硅太阳电池输出电流与太阳 光入射角成正弦规律变化。
模拟式太阳敏感器视场在几十度时，精度可达到0.5 ； 当视场很小，仅为1 ～2 时，精度可达到秒级。
星敏感器分星图仪和星跟踪器两种类型，星跟踪器又可 分为框架式和固定式两种形式。 (1)星图仪：又称星扫描器。一般都是狭缝式，用 在自旋卫星上，利用星体的旋转来搜索和捕获目标恒星。 (2)框架式星跟踪器：是把敏感头装在可转动的框 架上，且通过旋转框架来搜索和捕获目标。 (3)固定式星跟踪器：这种跟踪器的敏感头相对航 天器固定，在一定的视场内具有搜索和跟踪能力，例如 采用析像管电子扫描和CCD器件成像。
目前应用较多的是感应式磁强计，它是建立在法拉 第磁感应定律的基础上的。感应式磁强计分为搜索线圈 式磁强计和磁通门磁强计两种类型。
4.1.7 射频敏感器 射频敏感器确定航天器姿态的原理是基于对航天器 天线轴与无线电波瞄准线之间夹角的测量。目前大多采 用两种射频敏感器，即单脉冲比相(干涉仪式)和比辐式。 单脉冲比相干涉仪是由光的干涉原理引伸而来，至 少要采用两个接收天线，其间矩为d，称为基线长度，如 图4．14所示。当天线与地面距离比基线长度d大得多时， 有如下关系式： cos (4．2) 2 d 式中， 为两个天线接收电波的相位差，A为波长。由式 (4· 2)可见， 2 d 是预先确定的，因此只要测出两个天线 接收信号的相位差 ，便可确定方向角 。同样，如果 在一基线的垂直方向增加另一套相同的设备，就可以测 出另一个方向角。
2．CCD星敏感器 CCD星敏感器采用电荷耦合器件图像列阵作为检测器， 电荷耦合器具有垂直和水平像素。CCD星敏感器与其他星 敏感器相比较具有非常突出的优点。 它能够同时跟踪多颗星，对磁场不敏感，精度得到 改善。 CCD星敏感器被认为是最有发展前途的星敏感器，我 国目前也正在积极地发展这一技术。
第四章 航天器姿态控制系统的组成与分类
4.1姿态敏感器 4.2执行机构 4.3控制器—星载控制计算机 4.4姿态控制系统的任务与分类
第四章 航天器姿态控制系统的组成与分类
航天器控制分为轨道控制与姿态控制两方面，而航 天器控制系统在原理上和其他工程控制系统基本上是一 样的，完成三个最基本的过程：敏感测量、信号处理和 执行过程。其结构如图4.1所示，仍然是由敏感器、控制 器和执行机构三大部分组成。敏感器用以测量某些绝对 的或相对的物理量，执行机构起控制作用，驱动动力装 置产生控制信号所要求的运动，控制器则担负起信号处 理的任务。人们把这三部分统称为控制硬件，而把完成 测量和控制任务所需的算法称为软件。
单脉冲比幅方法需要形成两个互相叠交的天线方向 图，当目标与天线轴不重合(成 角)时(见图4．15)， 下面的方向图收到的信号 E1将大于上面的方向图收到的 信号 E2。两个信号的振幅差表示目标与天线轴之间夹角， 而振幅差的符号则表示偏离的方向。当目标与天线轴重 合时，由上、下方向图收到的信号振幅相等，其差值就 等于零。
1．二自由度陀螺
图4.11表示一个二自由度陀螺(含转子的一个自转自 由度)的几何结构。基于陀螺进动性，由图可知，若转子 被迫以某个角速度绕输入轴转动，则绕输出轴(框架)就 会出现一个力矩。同时在输出轴也装有一个平衡弹簧， 从而这个力矩使输出轴转动一个角度，这个输出角度正 比于这个力矩，也就是正比于输入轴的角速度。
美国哈勃太空望远镜
姿态敏感器按不同的基准方位，可分为下列5类。 (1)以地球为基准方位：红外地平仪，地球反照敏感 器； (2)以天体为基准方位：太阳敏感器，星敏感器； (3)以惯性空间为基准方位：陀螺，加速度计；
(4)以地面站为基准方位：射频敏感器；
(5)其他：例如磁强计(以地磁场为基准方位)，陆 标敏感器(以地貌为基准方位)。
模拟式太阳敏感器工作原理
单轴模拟式太阳敏感器: 只能测量航天器相对于太阳光线的一个姿态角 两轴模拟式太阳敏感器: 同时获得航天器相对于太阳光线的两个姿态角
图4.3 两轴模拟式太阳敏感器
2．数字式太阳敏感器
数字式太阳敏感器的 输出信号是与太阳入射角 相关的以编码形式出现的 离散函数。在结构上，它 主要由狭缝、码盘、光敏 元件阵列、放大器和缓冲 寄存器组成， 光敏元件阵列是由一 排相互平行且独立的光电 池条组成，其数量决定了 太阳敏感器输出编码的位 数，从而在一定程度上影 响到敏感器的分辨率。