Hideo HANADA,Seiitsu TSURUTA,Kazuyoshi ASARI,Hiroshi ARAKI, Hirotomo NODA,Shingo KASHIMA,Ken-ichi FUNAZAKI, Fuyuhiko KIKUCHI,Koji MATSUMOTO,Yusuke KONO, Hiroo KUNIMORI,Sho SASAKI

(1.日本國(guó)立天文臺(tái)RISE研究室,奧州,日本;2.綜合研究大學(xué)院大學(xué)天文學(xué)部,三鷹,日本;3.巖手大學(xué)工學(xué)院,盛崗,日本; 4.國(guó)立天文臺(tái)水澤VLBI觀測(cè)站,三鷹,日本;5.國(guó)立信息通信技術(shù)研究院無(wú)線網(wǎng)絡(luò)研究所,小金井,日本;6.大阪大學(xué)地球與空間科學(xué)部,豐永,日本)

用于未來(lái)月球探測(cè)的ILOM技術(shù)現(xiàn)狀

Hideo HANADA1,2,Seiitsu TSURUTA1,Kazuyoshi ASARI1,Hiroshi ARAKI1,2, Hirotomo NODA1,2,Shingo KASHIMA1,Ken-ichi FUNAZAKI3, Fuyuhiko KIKUCHI1,Koji MATSUMOTO1,2,Yusuke KONO2,4, Hiroo KUNIMORI5,Sho SASAKI6

(1.日本國(guó)立天文臺(tái)RISE研究室,奧州,日本;2.綜合研究大學(xué)院大學(xué)天文學(xué)部,三鷹,日本;3.巖手大學(xué)工學(xué)院,盛崗,日本; 4.國(guó)立天文臺(tái)水澤VLBI觀測(cè)站,三鷹,日本;5.國(guó)立信息通信技術(shù)研究院無(wú)線網(wǎng)絡(luò)研究所,小金井,日本;6.大阪大學(xué)地球與空間科學(xué)部,豐永,日本)

使用面包板模型和仿真方法,在實(shí)驗(yàn)室內(nèi)研究月球指向就位測(cè)量望遠(yuǎn)鏡(ILOM)的基本特征,如望遠(yuǎn)鏡星像中心點(diǎn)位置精度、溫度效應(yīng)、傾斜以及地面震動(dòng)的影響。使用這個(gè)技術(shù)預(yù)期在月球表面觀測(cè)月球自轉(zhuǎn)時(shí)可以達(dá)到1 ms的精度。將在地面上開(kāi)展測(cè)試驗(yàn)證觀測(cè)以全面評(píng)價(jià)達(dá)到優(yōu)于0.1″觀測(cè)精度目標(biāo)所需條件和特征。

月球;ILOM;望遠(yuǎn)鏡;照相天頂筒;水銀槽

0 引 言

測(cè)月觀測(cè),如月球自轉(zhuǎn)、重力場(chǎng)及其潮汐形變等,是研究月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)的最重要和最基本的觀測(cè)之一。我們?yōu)椤霸屡?號(hào)”和后續(xù)的月球探測(cè)計(jì)劃研發(fā)了用于研究和探測(cè)月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)的設(shè)備,包括差分VLBI射電源、LLR激光測(cè)月后向反射器以及月球指向就位測(cè)量望遠(yuǎn)鏡(ILOM)。

VLBI技術(shù)是月球探測(cè)器軌道測(cè)定的有效方法手段。“月女神”任務(wù)中的測(cè)軌和月球重力場(chǎng)探測(cè)使用了差分VLBI技術(shù),并且在X-波段達(dá)到了1 ps的延遲測(cè)量精度,從而實(shí)現(xiàn)了10 m精度的衛(wèi)星軌道測(cè)量[1]。鑒于設(shè)計(jì)中考慮了更多的同波束差分VLBI測(cè)量的機(jī)會(huì),預(yù)期測(cè)量軌道器與著陸器之間的雙差分單向距離觀測(cè)量的精度將比“月女神”任務(wù)期間獲得的精度更高。S/X雙頻段雙波束地面天線系統(tǒng)可以增加同時(shí)觀測(cè)兩個(gè)探測(cè)器的機(jī)會(huì),為此,我們正在開(kāi)發(fā)一個(gè)自互補(bǔ)相位陣天線系統(tǒng)。同時(shí),我們針對(duì)未來(lái)著陸探測(cè)任務(wù)研發(fā)了一類可以工作在-200～120℃溫度范圍的140 MHz帶寬的60°波束寬度-5 d Bi增益的天線系統(tǒng)[2]。

我們建議在月球上放置一個(gè)新的反射器用以改善目前月面上LLR激光反射器網(wǎng)的分布,使得更多的地面臺(tái)站有機(jī)會(huì)參與LLR的觀測(cè),進(jìn)而改進(jìn)和提高LLR觀測(cè)的精度[3]。新的反射器一改傳統(tǒng)的角反射器陣列的概念,將僅僅使用一個(gè)大體積角反射器。它不會(huì)因?yàn)楣饩€入射角的變化而對(duì)光學(xué)中心產(chǎn)生移位的影響,這樣可以把測(cè)距精度提高到1 mm。反射器的2個(gè)相交表面構(gòu)成的二面角加工精度將優(yōu)于0.1″以使得更有效地反射回程光子的能量[4]。因此,反射器的加工方式正在沿著兩個(gè)技術(shù)途徑研發(fā),可以是三個(gè)鏡面的粘合,也可以是整個(gè)晶體制作一個(gè)后像反射鏡。

在ILOM計(jì)劃中,我們正在開(kāi)發(fā)小型數(shù)字化照相天頂筒,通過(guò)在月面上以1 mas的測(cè)量精度觀測(cè)恒星的位置及變化測(cè)量月球的自轉(zhuǎn)。這個(gè)技術(shù)與地球和月球的軌道運(yùn)動(dòng)無(wú)關(guān),為此與LLR相互獨(dú)立。利用這種技術(shù)在月面上進(jìn)行1年以上的觀測(cè),可以檢測(cè)與月球內(nèi)部構(gòu)造關(guān)聯(lián)的月球物理天平動(dòng)的微小成分和自由天平動(dòng)[5-6]。我們已經(jīng)研發(fā)了一個(gè)面包板模型樣機(jī),并設(shè)置在地面臺(tái)站開(kāi)展測(cè)試觀測(cè),作為未來(lái)月球表面望遠(yuǎn)鏡技術(shù)的初步驗(yàn)證。

1 月面ILOM望遠(yuǎn)鏡技術(shù)研發(fā)

1.1 面包板模型樣機(jī)

照相天頂筒使用水銀槽作為反射鏡面設(shè)置在望遠(yuǎn)鏡光路的中間位置。星像焦平面與物鏡重合,通常使用一個(gè)與光路成45°角的反射鏡把光線從物鏡附近引開(kāi),從側(cè)面成像。圖1給出了模型的光路原理?；谶@個(gè)基本的理念,我們研發(fā)了ILOM的BBM樣機(jī)。望遠(yuǎn)鏡的環(huán)境測(cè)試結(jié)合日本國(guó)立天文臺(tái)的JASMINE光學(xué)天體測(cè)量望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃,由國(guó)立天文臺(tái)和巖手大學(xué)合作完成。望遠(yuǎn)鏡參數(shù)見(jiàn)表1。

圖1 面包板樣機(jī)原理光路Fig.1 Bread board model for PZT

在測(cè)試實(shí)驗(yàn)中,使用5μm×5μm像素大小的CCD成功地測(cè)得了1/300像素的恒星位置精度,對(duì)應(yīng)于3 mas的望遠(yuǎn)鏡空間位置分辨能力[7]。PZT形式的望遠(yuǎn)鏡的鏡筒傾斜效應(yīng)將會(huì)混入觀測(cè)中。如果傾斜角度小于80″,影響將小于1 mas[8]。姿態(tài)控制系統(tǒng)可以把望遠(yuǎn)鏡的傾斜控制在20″左右[9]。光線追蹤仿真可以揭示環(huán)境溫度變化的效應(yīng),這部分的影響大小約為3 mas/℃。如果引入繞射光學(xué)元件,這個(gè)影響可以控制在0.1 mas/℃[10]。

表1 望遠(yuǎn)鏡特性參數(shù)Table 1 Specification of the telescope

1.2 地面試驗(yàn)?zāi)Ｐ蜆訖C(jī)

為了適應(yīng)地面測(cè)試觀測(cè)試驗(yàn),我們改進(jìn)了BBM模型樣機(jī)升級(jí)到地面測(cè)試模型樣機(jī),見(jiàn)圖2。新的三角架支撐結(jié)構(gòu)使得望遠(yuǎn)鏡可以被設(shè)置在傾斜度30°的斜坡上。新版PZT可以作為測(cè)量地面垂線偏差DOV的設(shè)備以0.1″的精度工作[11-12]。然而這種觀測(cè)并非總能順利進(jìn)行,主要是地面觀測(cè)受到大氣擾動(dòng)、地面震動(dòng)以及大氣溫度變化的影響,使得星像出現(xiàn)抖動(dòng)。后續(xù)工作將進(jìn)一步確認(rèn)這臺(tái)儀器觀測(cè)DOV的極限精度是多少。望遠(yuǎn)鏡的空間分辨率一般取決于天文臺(tái)站視寧?kù)o度、望遠(yuǎn)鏡衍射極限和CCD像素尺寸。后兩個(gè)因素是光學(xué)系統(tǒng)和探測(cè)器固有的,不依賴于環(huán)境。

圖2 ILOM地面測(cè)試BBM模型Fig.2 The BBM ground experiment model of ILOM

衍射極限θ可以表達(dá)為艾利斑的半徑,θ= 1.22λ/D rad,這里λ是光波波長(zhǎng)、D是望遠(yuǎn)鏡物鏡的孔徑。當(dāng)D=0.1 m和λ=600 ns時(shí),θ=7.32× 10-6rad或1.5″。采用點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)擬合估計(jì)星像質(zhì)心,就可以確定優(yōu)于衍射極限的恒星位置。我們以1 mas為目標(biāo)觀測(cè)精度考慮星像質(zhì)心估計(jì)以及CCD像素尺寸。對(duì)衍射極限和CCD像素尺寸的要求,在就月面和地面觀測(cè)而言沒(méi)有顯著的差異。

在地面觀測(cè)時(shí),可以通過(guò)延長(zhǎng)積分時(shí)間來(lái)抑制大氣抖動(dòng)中的隨機(jī)擾動(dòng)部分帶來(lái)的效應(yīng)影響。粗略地講,如果在積分時(shí)間內(nèi)可以獲得100份數(shù)據(jù),標(biāo)準(zhǔn)差可以降低到1份數(shù)據(jù)的1/10。長(zhǎng)積分時(shí)間還可以提高觀測(cè)的信噪比SNR,這一項(xiàng)改進(jìn)對(duì)提高恒星的位置測(cè)量精度至關(guān)重要。

然而,由于PZT類型的望遠(yuǎn)鏡不對(duì)恒星進(jìn)行跟蹤,為此積分時(shí)間的延長(zhǎng)是有限的。地面觀測(cè)試驗(yàn)過(guò)程中,恒星在視場(chǎng)中由于地球自轉(zhuǎn)而移動(dòng)。最長(zhǎng)積分時(shí)間受到地球自轉(zhuǎn)速率的約束。對(duì)于7.3 rad/s的地球自轉(zhuǎn)速率而言,最長(zhǎng)積分時(shí)間為48 s。ILOM在月球表面的設(shè)計(jì)積分時(shí)間長(zhǎng)于100 s[8]?？紤]到月球比地球轉(zhuǎn)速快數(shù)十倍,實(shí)際上月球上的觀測(cè)積分時(shí)間比100 s要長(zhǎng)許多,可以預(yù)期得到的恒星位置觀測(cè)精度也要比地球上高許多。在地球上觀測(cè),可以把大氣抖動(dòng)的效應(yīng)抑制到0.1″以下。

2 地面初步試驗(yàn)

地面的振動(dòng)是影響這類高精度天體測(cè)量觀測(cè)的因素。為此,試驗(yàn)觀測(cè)中需要對(duì)望遠(yuǎn)鏡的水銀槽及其中的水銀面變化特別關(guān)注[13]。

在地面初步試驗(yàn)中,我們研究了水銀面由于地面振動(dòng)而導(dǎo)致的星像在CCD上的移動(dòng)。試驗(yàn)中記錄了人工恒星圖像質(zhì)心高斯擬合質(zhì)心的60 Hz和30 Hz采樣頻率的變化。地面抖動(dòng)通過(guò)并置3個(gè)方向成分的地震儀觀測(cè)記錄低于1 Hz頻率的振動(dòng)。圖3顯示了水銀槽中水銀厚度為0.5 mm時(shí)星像質(zhì)心的變化。作為對(duì)比,圖4給出了不使用水銀槽的情況下星像位置抖動(dòng)測(cè)量結(jié)果,二者一致。比較表明水銀槽內(nèi)0.5 mm厚的水銀是合理的。

圖3 0.5 mm厚水銀槽反射得到的星像中心位置變化(實(shí)驗(yàn)時(shí)間是2013/12/3 15:51:3)Fig.3 Variations of the centroids with a mercury pool of 0.5 mm depth (Time:2013/12/3 15:51:3)

上述實(shí)驗(yàn)結(jié)果對(duì)應(yīng)的星像質(zhì)心位置變化的頻譜分析分別在圖5和圖6中給出,結(jié)果表明,頻率低于0.7 Hz的譜比較強(qiáng)。而在0.5、1.0和2.0 Hz上沒(méi)有看到以前出現(xiàn)的強(qiáng)干擾信號(hào)[14]。這可能是由于試驗(yàn)時(shí)地面振動(dòng)沒(méi)有那么強(qiáng)烈,不足以激發(fā)水銀槽和水銀面產(chǎn)生顯著的抖動(dòng)。在觀測(cè)中,如果使用了地面振動(dòng)數(shù)據(jù)校準(zhǔn)星像質(zhì)心位置,有機(jī)會(huì)把地面振動(dòng)的影響抑制在5×10-7m以下。由于初步的試驗(yàn)是在試驗(yàn)室環(huán)境下進(jìn)行的,后期在室外使用真實(shí)星像開(kāi)展的實(shí)現(xiàn)可能會(huì)有所不同,但是這里研發(fā)的校正方法仍然有效。

圖4 無(wú)水銀槽的得到星像中心位置變化(實(shí)驗(yàn)時(shí)間是2013/12/3 14:55:16—14:56:16)Fig.4 Variations of the centroids without a mercury pool (Time:2013/12/3 14:55:16—14:56:16)

圖5 5 mm厚水銀槽反射的星像中心位置變化的頻譜特征Fig.5 Power spectra of the variation of stellar position in the case with a mercury pool of 5 mm depth

圖6 無(wú)水銀槽反射鏡得到的星像中心位置變化的頻譜特征Fig.6 Power spectra of ground vibrations for the period corresponding to the experiment with the mercury pool (upper)and that with a mirror instead of it(lower)

3 結(jié)束語(yǔ)

在搭載月球著陸探測(cè)奔赴月球之前,我們將使用研制的ILOM模型樣機(jī)在地球上開(kāi)展觀測(cè)驗(yàn)證試驗(yàn),用于檢驗(yàn)整個(gè)ILOM PZT樣機(jī)的軟硬件系統(tǒng)。并且對(duì)試驗(yàn)中地面抖動(dòng)和溫度效應(yīng)導(dǎo)致的CCD星像位置變化的效應(yīng)進(jìn)行測(cè)量模制。地面試驗(yàn)預(yù)期達(dá)到的星像位置測(cè)量精度是0.1″。這個(gè)試驗(yàn)的重要的科學(xué)目標(biāo)是檢測(cè)由于火山活動(dòng)或者地震活動(dòng)導(dǎo)致的鉛垂線DOV變化。未來(lái)還將在試驗(yàn)室模擬月球表面環(huán)境,進(jìn)一步驗(yàn)證1 mas測(cè)量精度的技術(shù)能力。

致謝

作者感謝中科院國(guó)家天文臺(tái)平勁松研究員及其團(tuán)隊(duì)將本文由英文翻譯成中文。

[1]Kikuchi F,Liu Q,Hanada H,Kawano N,Matsumoto K, Iwata T,et al.Pico-second accuracy VLBI of the two subsatellites of SELENE(KAGUYA)using multi-frequency and same beam methods[J].Radio Science,2009(44):1-7. doi:10.1029/2008RS003997

[2]Kikuchi F,Matsumoto K,Hanada H,Tsuruta S,Asari K, Kono Y,et al.Recent status of SELENE-2/VLBI instrument[J].Trans.JSASS Aerospace Tech.Japan, 2014(12):Pk_13-Pk_19.

[3]Sasaki S,Hanada H,Noda H,Kikuchi F,Araki H, Matsumoto K,et al.Lunar gravity and rotation measurements by Japanese Lunar Landing Missions,Trans. JSASS Aerospace Tech.Japan[J].2012(10):Tk_33-Tk_36.

[4]Otsubo T,Kunimori H,Noda H,Hanada H,Araki H, Katayama M.Asymmetric dihedral angle offsets for largesize lunar laser ranging retroreflector[J].Earth Planets Space,2011(63):313-316.doi:10.5047/eps.2011. 11.001.

[5]Heki K.Observation of the lunar physical libration and tidal deformation by ILOM[C]∥Proc.Symp.on Tidal Studies in Tectonic Active Regions.Japan:[s.n.],2000:99-104.

[6]Petrova N,Hanada H.Computer simulation of observations of stars from the Moon using the polar zenith telescope of the Japanese project ILOM[J].Solar Sys.Res.,2013(47): 463-476.doi:10.1134/S0038094613060051.

[7]Yano T,Gouda N,Kobayashi Y,Tsujimoto T,Nakajima T,Hanada H,et al.CCD centroiding experiment for the Japan Astrometry Satellite Mission(JASMINE)and In situ Lunar Orientation Measurement(ILOM)[J].Publ.Astron. Soc.Pacific,2004(116):667-673.

[8]Hanada H,Araki H,Tazawa S,Tsuruta S,Noda H,Asari K,et al.Development of a digital zenith telescope for advanced astrometry[J].Science China(Physics,Mechanics &Astronomy),2012(55):723-732.doi:10.1007/s11433-012-4673-1.

[9]Funazaki K,Sato J,Taniguchi H,Yamada T,Kikuchi M, et al.Studies on controllability and optical characteristics of BBM for ILOM telescope[C]∥Proc.52th Symposium on Space Science and Technology.Japan:[s.n.],2008:3A12_ 1-4.

[10]Kashima S,Araki H,Tsuruta S,Hanada H.Application of DOE to the telescope for In-Situ lunar orientation measurement[C]∥Proc.Symp.Technologies on Astronomy 2012.Japan:[s.n.],2012:80-82.

[11]Hirt C,Bürki B.The digital zenith camera—a new highprecision and economic astrogeodetic observation system for real-time measurement of deflections of the vertical[C]∥Proc.3rd Meeting of the International Gravity and Geoid Commission of the International Association of Geodesy. Thessaloniki,Greece(ed.I.Tziavos):[s.n.],2002: 161-166.

[12]Li Z X,Li H,Li Y F,Han Y B.Non-tidal variations in the deflection of the vertical at Beijing observatory[J].J. Geodesy,2005(78):588-593.doi:10.1007/s00190-004-0421-2.

[13]Tsuruta S,Hanada H,Araki H,Asari K,Kashima S, Utsunomiya S,et al.Stellar imaging experiment using a mercury pool as a ground test of the telescope for in-situ lunar orientation measurements(ILOM)[C]∥Proc.14th Space Science Symposium.Japan:[s.n.],2014.

[14]Hanada H,Tsuruta S,Araki H,Asari1 K,Kashima1 S, Tazawa S,et al.Some technological problems in development of a small telescope for gravimetry[C]∥Proc.IAG Symp. on Terrestrial Gravimetry.Saint Petersburg,Russia:[s. n.],2014,inpress.

Hideo HANADA(1954—),男,副教授,博士生導(dǎo)師,主要研究方向:月球測(cè)量學(xué),地球物理學(xué)。

通信地址:日本巖手縣奧州市國(guó)立天文臺(tái)

E-mail:Hideo.Hanada@nao.ac.jp

[責(zé)任編輯:宋宏]

Present Status of ILOM for Future Lunar Missions

H
ideo HANADA1,2,Seiitsu TSURUTA1,Kazuyoshi ASARI1,Hiroshi ARAKI1,2, Hirotomo NODA1,2,Shingo KASHIMA1,Ken-ichi FUNAZAKI3, Fuyuhiko KIKUCHI1,Koji MATSUMOTO1,2,Yusuke KONO2,4, Hiroo KUNIMORI5,Sho SASAKI6
(1.RISE Project,National Astronomical Observatory,Oshu,Japan;2.Department of Astronomical Science, The Graduate University for Advanced Studies(SOKENDAI),Mitaka,Japan;3.Faculty of Engineering, Iwate University,Morioka,Japan;4.Mizusawa VLBI Observatory,National Astronomical Observatory, Mitaka,Japan;5.Wireless Network Research Institute,National Institute of Information and Communications Technology,Koganei,Japan;6.Department of Earth and Space Science,Osaka University,Toyonaka,Japan)

We investigated basic characteristics of the telescope for In-situ Lunar Orientation Measurement (ILOM),such as the centroid accuracy and the effects of temperature change,tilt and ground vibrations,by laboratory experiments using a Bread Board Model and by simulations.We have a prospect to observe the lunar rotation on the lunar surface with the accuracy of 1 milliarcsecond.We will make test observations on the ground in order to evaluate overall characteristics with the target accuracy of better than 0.1 arcseconds.

Moon;ILOM;telescope;PZT;mercury pool

P1

:A

:2095-7777(2014)03-0200-05

10.15982/j.issn.2095-7777.2014.03.006

2014-07-25

2014-08-05

先端技術(shù)中心項(xiàng)目(2013-031);JSPS科研補(bǔ)助金(A)(20244073);JSPS日本-俄羅斯雙邊合作項(xiàng)目(14037711-000085)