短波紅外全天時自主天文導航技術展望

韓艷麗，郭曉軍，婁樹理

（海軍航空工程學院控制工程系，山東煙臺264001）

天文導航是以已知的準確空間位置的自然天體為基準，通過天體測量設備獲得天體的視位置，經解算確定測量點所在載體平臺的經度、緯度、航向和姿態等定位定向信息。天文導航不依賴其他外部信息，具有被動探測、自主工作、精度高、可同時提供位置和姿態信息、導航誤差不隨時間積累等優點。即便在無線電導航、全球定位系統GPS 等技術高度發展的今天，其導航地位依然不容動搖[1]，已經成為夜間和天基平臺不可或缺的導航手段。特別是天文導航與慣性導航組合，利用天文導航提供的高精度姿態信息對慣導系統進行校正及誤差補償，可構成一個長航時、高精度、完全自主的組合導航系統，特別適用于空中和海上作戰平臺。

目前國內天文導航技術主要有：①小視場星體跟蹤器，視場內只出現一顆星體，需多次單星跟蹤測量，只在航海領域得到應用。②大視場星敏感器。采用大視場（8°×8°）CCD 攝像機，無須跟蹤系統就能同時探測到3顆以上恒星。經圖像處理檢測出恒星像點位置并構建星圖，將其與導航星庫中的星圖進行匹配識別，再根據多星矢量定位原理解算載體導航信息。由于大視場信噪比低，白天只能在30 km 以上高空應用。③射電天文設備。屬于全天候天文導航，但是設備體積龐大，主要應用于大型船艦和地面導航[2]。用于探測星體的星體跟蹤器或星敏感器都是工作在可見光波段，對于大氣層內的陸基和海基平臺，由于白天受到強烈的天光背景和不均勻云層背景的影響，可見光波段成像器件白天測星能力有限；可見光星表中可探測的恒星數量稀少，使得具有許多優點的多星矢量定位技術在白天根本無法使用[3]。

始于1997年6月的2MASS（Two Micron All Sky Survey），即2 微米全天巡天計劃，在短波紅外的J（1.24μm）、H（1.66μm）、Ks（2.16μm）3 個波段上對全天進行了巡查，覆蓋了天空99.998%的巡天數據于2003年3月發布[4]。2MASS星表的發布以及近年來紅外焦平面陣列技術的發展，特別是其在天體測量方面的應用[5]，使得在大氣層內實現全球晝夜測星成為可能，為實現全天自主天文導航奠定了堅實的基礎。

1 2MASS 短波紅外巡天計劃及點源星表簡介

2MASS 短波紅外巡天計劃由美國國家航空航天局（NASA）以及美國國家科學基金會（NSF）資助，馬薩諸塞大學和設在加州理工學院的紅外處理與分析中心（Infrared Processing and Analysis Center，California Institute of Technology）合作完成。分別在美國西南部亞利桑那州Hopkins山和智利的Tololo山上安裝了2 臺1.3 m 的高自動化望遠鏡。每臺望遠鏡均配有三通道的銻鎬汞（HgCdTe）CCD 相機，CCD 陣列為256×256，像素的空間分辨率為2″，探測光學系統視場為8.5′，能夠在J（1.25 μm）、H（1.65 μm）和Ks（2.17 μm）3個波段同時進行觀測[6]。

2MASS 計劃按照長6°，寬8.5′對全天天區進行了劃分，共探測出470 992 970 點源天體，每個源都給出了位置、星等、天體測量和測光的不確定度、源探測質量標識、與可見光星表的證認等信息。其中的341 317 908個點源被收錄到2MASS 的點源星表子集中，即2MASS PSC Catalog。2MASS 點源星表（PSC Catalog）中的天體在J、H、KS3 個波段上流量都大于1mJy、信噪比都大于10（High SNR）。經處理后的2MASS 點源坐標分別與第谷-2 星表（Tycho-2 Catalogue）、美國海軍天文臺CCD 天文成像星表（UCAC）等星表中相應源的坐標進行了比較與分析，結果表明2MASS點源的定位精度優于0.2"。

PSC覆蓋了99.997%的天空，略低于2MASS巡天的全天覆蓋率（99.998%），其中90%的源落在 ||b＜30°的半個天空中（b為緯度），說明2MASS 點源星表大部分是銀河系內的恒星。在無干擾情況下，各波段的完備極限星等為：J＜15.8 mag、H＜15.1 mag、Ks＜14.3 mag。表1～3 分別給出了2MASS 點源星表的各種統計特性，表3中的 ||b＜表示在-b°～b°緯度范圍。

表1 PSC中各波段點源數量

表2 全部PSC中所探測到源的波段組合情況

表3 隨著緯度變化PSC中點源的分布情況

2 短波紅外波段白天可探測恒星分布

利用多星矢量定位技術實現全天自主天文導航，首先要確保在任何位置都能夠同時探測到足夠多的恒星。國外研究顯示[7]，白天在海面上可探測到H 波段6.4、Ks波段5.8 星等的恒星。為此，依據2MASS 點源星表統計出了3 個波段星等不大于6.5 的恒星分別為：J 波段98314；H 波段215490；Ks波段308 718。分別就3個波段不大于6.5星等的恒星在1°×1°天區內的分布情況進行了統計，結果分別示于圖1～3。表4 列出了短波紅外3個波段在1°×1°小天區中低于6.5星等的恒星數量為0 即空洞的數量，和至少探測到一顆星的概率，以及1°×1°天區中含有的最多恒星數量（≤6.5）。當探測視場增加為1.5°×1.5°時，H 和Ks波段的可探測概率（至少探測到一顆星）達100%；同樣對于H和Ks波段，探測視場為2°×2°時，視場內可探測到至少3 顆恒星的概率為99.99%，當增加到2.5°×2.5°時，視場內可探測到至少3顆恒星的概率為100%，完全滿足多星矢量定位要求。

圖1 J波段1°×1°天區≤6.5恒星分布

圖3 Ks波段1°×1°天區≤6.5恒星分布

表4 各波段1°×1°天區中恒星（≤6.5）數量的統計

美國海軍天文臺基于2MASS 和其他可提供短波紅外天體的星表，統計了整個天空中H-波段低于7星等的恒星數量是350 000，在銀河系5°×5°的天區中平均有300顆到400顆白天紅外可見的星，其他5°×5°天區中平均有40顆紅外可見的星[7]。目前地基平臺白天觀星使用的可見光CCD 相機大多工作在可見光譜紅外部分，即I波段（0.8 μm）。根據目前精度最高的可見光星表Tycho-2，整個天空約有250萬顆恒星，而I波段不大于3.3星等的恒星只有300顆，白天可探測的恒星數量遠遠少于短波紅外波段。

白天大氣層內探測恒星關鍵是要克服背景輻射。雖然采取了一系列的技術抑制天光背景提高可見光極限探測星等，也取得了一定的成果[8-9]，但是，由于天空中滿足可探測條件的恒星數量極其有限，很難保證連續測量輸出導航數據。

3 天空背景輻射與大氣傳輸特性分析

白天的天空由于太陽輻射以及太陽光在地球大氣中的散射和地面（海面）反射光散射與折射，導致測星時背景輻射強烈，造成了恒星探測的困難。由于某些氣體分子的選擇性吸收和大氣中懸浮顆粒的散射作用，大氣對紅外輻射傳輸產生衰減。

3.1 天空背景輻射

白天天空背景輻射可以看作是太陽輻射和大氣輻射這2種輻射之和。由于大氣對太陽輻射有一定的吸收、散射和反射作用，使投射到大氣上界的輻射不能完全到達地球表面。圖4為用Modtran4.0計算的中緯度夏季大氣模型、大氣傳輸模型為能見度23 km 和高度角45°，在0.2～3 μm之間的太陽輻射功率譜，最下面的實曲線表示太陽輻射通過大氣層被吸收、散射、反射后到達地表的太陽輻射光譜。從中可以看到，太陽輻射屬于短波輻射，輻射峰值波長在0.5 μm 左右，在3個短波紅外波段（1.25 μm-J 波段、1.6 μm-H 波段、2.2 μm-Ks波段）的太陽輻射功率遠低于可見光。

大氣在吸收了一定的太陽熱量和地球的熱量后，具有一定的溫度，因而也會向外界進行輻射。由于大氣本身溫度較低，其有效溫度在200～300 K內，在波長小于4 μm的范圍內的輻射量很少[10]，用Modtran4.0軟件對其進行驗證（同樣的大氣模型和大氣傳輸模型情況下的大氣輻射功率譜），結果如圖5所示。

圖5 大氣輻射功率譜

由圖4 和圖5 可知，白天在短波紅外波段的天空背景輻射主要為太陽輻射，且其輻射功率遠小于可見光，H波段的天空背景輻射功率不到I波段的1/3。

3.2 紅外輻射的大氣傳輸

圖6 不同波段大氣透射率

恒星天體的輻射也要通過大氣才能到達地面，但由于大氣中水蒸汽和二氧化碳的選擇性吸收和一些懸浮顆粒的散射，恒星天體在不同波段輻射的衰減程度各異。利用Modtran4.0 分別計算了大氣在可見光、I、H、Ks波段的透射率，同樣使用了中緯度夏季大氣模型和能見度23 km、高度角45°的大氣傳輸模型，計算結果見圖6。從圖6中可以看到，短波紅外波段透過率比可見光波段高約20%～30%，短波紅外波段觀星比可見光波段更容易。另外在短波紅外波段大氣遮擋物如霾、霧和云對星光的衰減比可見光波段弱。因此，在紅外波段大氣散射更少，觀星圖像的信噪比更高。

4 CCD傳感器性能比較

白天可見光地面觀星需要較大的視場，通常選擇像素數大的CCD 相機以便準確測量恒星質心，如CCD 尺寸為4 096×4 096。而短波紅外波段觀星較小的視場，如2MASS 計劃中的光學視場為8.5'×8.5'，其探測器僅為256×256。就目前實際應用的典型可見光和短波紅外CCD相機參數，分析其在白天觀星測量上的優劣。

4.1 量子效益比較

InGaAs 短波紅外探測器組件在0.9～1.7 μm 波段可以非制冷室溫工作，當響應光譜延展至2.4 μm時可以在近室溫熱電制冷環境下工作。因其在有效工作波長范圍內具有很高的量子效率和極小的暗電流，以及性能優良穩定、均勻性好等優點，是小型化、低成本和高可靠性的短波紅外探測系統的最佳選擇[11]。文獻[12]給出了臺灣中華立鼎公司的640×512 InGaAs短波紅外焦平面探測器，滿勢阱電子數2.5M，量子效率大于70%；而通常性能較好的可見光相機（MI-MV13）的峰值量子效率約為50%，飽和滿阱電荷數為6.3 萬。紅外傳感器的電荷容量比可見光傳感器至少高1個數量級（短波紅外波段的5百萬到2千萬個電子對應I波段的數十萬個電子）。大容量對于白天工作十分重要，可允許依靠增加光圈直徑或積分時間來提高紅外傳感器的信噪比，使得在白天強烈的天空背景下也能探測到恒星。相反，小容量的可見光傳感器限制了光圈直徑和曝光時間，因而限制了信噪比和恒星探測能力。

4.2 幀頻速率比較

短波紅外傳感器的幀頻比可見光傳感器的幀頻高很多。如像素數為4 096×4 096 的可見光傳感器幀讀出周期為3.5 s，而典型的紅外傳感器只要30 ms。這就允許采用多幀平均的方法抑制背景噪聲進一步提高信噪比，此特性對于白天測星的圖像尤為重要。另外，大氣湍流等現象引起的圖像模糊可通過縮短曝光時間進行補償。而短波紅外傳感器較高的幀頻速率使其與可見光相比，白天湍流對短波紅外傳感器的影響要小得多。這些都說明了大氣層內白天短波紅外波段測星的優勢。

5 光學視場的比較

由于星光是平行光，星光的信號強度不依賴于探測器視場，而背景光與系統的視場成正比，減小光學系統視場可以減小背景輻射增大對比度和信噪比。為了提高精度，無論是2星、3星導航，各恒星天體之間角距最好在60°～90°之間（越接近90°越好），這就要求觀測天體的視場越大越好，與系統的恒星探測能力要求恰好相反。

如前所述，在H和Ks波段當探測視場為2.5°×2.5°時，可同時探測到至少3顆恒星的概率為100%。即使是2.5°×2.5°的瞬時視場，在CCD 尺寸為1 024×1 024時，每像素8.789"的空間角分辨率也將帶來較大的恒星質心定位誤差，該誤差將直接影響恒星視高度，并最終影響天文定位精度。因此，若采用短波紅外波段觀星瞬時視場通常較小，通過多視場同時觀星滿足多星矢量定位對恒星數量的要求。如文獻[5]中設計的三視場天文導航系統，相機的瞬時視場為0.4°×0.5°。如此小的光學視場配合像素數較少的短波紅外相機，以更高的幀頻速率工作，進一步提高白天恒星探測信噪比。

典型的工作在夜間的星敏感器瞬時視場為8°×8°，可見光相機為了在白天探測到恒星，需要更大的口徑和視場，導致設備體積龐大笨重。即便如此，白天稀少的可探測天體仍然無法實現自主天文導航。

6 結束語

白天大氣層內可見光CCD相機探測星體，較強的天空背景使星體幾乎被噪聲淹沒，一直是制約全天時天文導航的技術難題。但是，在短波紅外波段：白天短波紅外波段的天空背景輻射遠比可見光波段的弱；短波紅外波段透過率比可見光波段高約20%～30%；短波紅外波段傳感器的量子效益和電荷容量高于可見光傳感器，大氣層外星際空間中可見光和紫外波段的消光強于紅外波段[13]；短波紅外波段恒星數量遠遠高于可見光，2MASS星表為大氣層內實現全天時天文導航提供了完備的星表數據，特別是1～3 μm短波紅外波段幾乎為0 的大氣輻射，使得其成為探測星體的理想波長范圍，較小的短波紅外光學視場使得天文導航設備小型化、實用化成為可能。可以預見，不久的將來，全球處處、自主、可靠的短波紅外全天時天文定位定向導航系統，將成為海基和陸基平臺重要的導航手段。

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