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Dokumentenidentifikation DE60215223T2 23.08.2007
EP-Veröffentlichungsnummer 0001472563
Titel SATELLITENGESTÜTZTES OPTISCHES BEOBACHTUNGSINSTRUMENT MIT ZWEI TELESKOPEN
Anmelder EADS Astrium S.a.s., Toulouse, FR
Erfinder SAFA, Frederic, F-31400 Toulouse, FR
Vertreter HOFFMANN & EITLE, 81925 München
DE-Aktenzeichen 60215223
Vertragsstaaten DE, ES, GB, IT, NL
Sprache des Dokument FR
EP-Anmeldetag 18.12.2002
EP-Aktenzeichen 027998236
WO-Anmeldetag 18.12.2002
PCT-Aktenzeichen PCT/FR02/04432
WO-Veröffentlichungsnummer 2003067305
WO-Veröffentlichungsdatum 14.08.2003
EP-Offenlegungsdatum 03.11.2004
EP date of grant 04.10.2006
Veröffentlichungstag im Patentblatt 23.08.2007
IPC-Hauptklasse G02B 23/04(2006.01)A, F, I, 20051017, B, H, EP
IPC-Nebenklasse G02B 23/18(2006.01)A, L, I, 20051017, B, H, EP   G02B 17/06(2006.01)A, L, I, 20051017, B, H, EP   

Beschreibung[de]

Die vorliegende Erfindung betrifft die optischen Instrumente, die zur Verwendung auf Satelliten bestimmt sind und es ermöglichen, gleichzeitig oder fast gleichzeitig Beobachtungen in zwei winkelmäßig getrennte Richtungen, typischerweise um mehrere zehn Grad, vorzunehmen. Als Beispiele können solche Anwendungen genannt werden, wie:

  • – die Beobachtung der Erde im Stereomodus von Satelliten in niedriger Umlaufbahn. In diesem Fall muss das Instrument zwei Bilder derselben Szene aus zwei Blickrichtungen aufnehmen, die typischerweise 30 bis 45 Grad auseinanderliegen. Die Stereobildaufnahme ermöglicht, das Höhenprofil des Bodens und das dreidimensionale Bild der Erde wiederzugeben.
  • – verschiedene wissenschaftliche Beobachtungen, die es erfordern, den Himmel beim Beobachten gleichzeitig in zwei unterschiedliche Richtungen abzutasten;

    Astrometriesatelliten, die einen Sternsensor umfassen, der auf diesem Prinzip basiert, sind bereits vorhanden.

Um diese Aufgaben zu erfüllen, muss das Instrument zwei Messkanäle umfassen, die gleichzeitig oder fast gleichzeitig arbeiten. Um die Kosten und die Komplexität der Baueinheit zu reduzieren, wird im Allgemeinen so vorgegangen, dass dasselbe Teleskop den beiden Messkanälen mit einer verdoppelten Fokalebene gemeinsam ist oder die Fokalebene wird gemeinsam für ein verdoppeltes Teleskop eingerichtet.

Derartige Beobachtungsinstrumente haben eine hohe Auflösung. Zu diesem Zweck wird ein Teleskop mit großem Durchmesser für den Weltraum (mehr als ein Meter) und einer großdimensionierten und komplexen Fokalebene benötigt, die mehrere zehn oder hundert Matrixdetektoren und schnelle Videokanäle umfasst. Häufig ergibt sich eine Anzahl von nebeneinander liegenden Detektoren, dass die Gesamtanzahl von lichtempfindlichen Zellen 50.000 × 50.000 übersteigt.

Bei der Konzeption von Satelliten für die Weltraumtechnik gibt es ständig Bemühungen, die Masse, die Leistungsaufnahme und den Platzbedarf des Satelliten zu minimieren. Die Gesamtkosten eines Satelliten und seine Realisierbarkeit sind eine direkte Funktion dieser drei Parameter. Derzeit stellt die Detektionsbauuntergruppe das ausschlaggebende Element des Instruments vom Standpunkt der Kosten, der Komplexität, der Masse, der Leistung, der Entwicklungs- und Versuchsplanung dar.

Es sind schon Instrumente bekannt, die es ermöglichen, mit derselben Fokalebene Beobachtungen in zwei verschiedene Richtungen vorzunehmen. Es werden zwei Konzepte verwendet. Das eine umfasst zwei Teleskope und eine halbdurchsichtige Platte, die es ermöglicht, die Bildebenen am Ausgang zu überlagern. Dies hat einen Verlust von 50 % des Durchflusses zur Folge. Das andere umfasst ein einziges Teleskop. Zwei Eintrittspiegel, die vor dem Teleskop platziert und winkelmäßig versetzt sind, teilen sich die Eintrittspupille. Dies hat einen Verlust von 50 % des Durchflusses zur Folge, der mit zwei getrennten Teleskopen aufgenommen würde. Das zweite Konzept weist auch den Vorteil eines gemeinsamen Teleskops auf, aber die Nachteile hinsichtlich der Masse, des Platzbedarfs und der Stabilität auf dem Strahlenvereiniger erschweren die Realisierung des Konzepts für die großen Durchmesser sehr. Und dieses Konzept führt außerdem eine um einen Faktor zwei verschlechterte Auflösung in die Trennungsrichtung ein.

Weitere Systeme sind aus US 3,402,977 und US 5,905,591 bekannt.

Die Erfindung richtet sich insbesondere darauf, ein Instrument bereitzustellen, das ermöglicht, zwei oder mehrere Messkanäle mit getrennten Teleskopen und einer gemeinsamen Fokalebene unter vollkommener Einhaltung der gemeinsamen Ebenheit der Wellenfronten der beiden Teleskope mit der gemeinsamen Fokalebene ohne Durchflussverlust, bei einem geringen Verlust des Winkelfelds zu erhalten.

Mit diesem Ziel schlägt die Erfindung insbesondere ein optisches Instrument vor, das zur Verwendung auf einem Satelliten bestimmt ist und ermöglicht, gleichzeitig oder fast gleichzeitig, Beobachtungen in zwei winkelmäßig getrennte Richtungen vorzunehmen, umfassend:

  • – mindestens zwei Teleskope, welche Beobachtungsrichtungen aufweisen, die winkelmäßig auseinanderliegen, die jeweils eine Austrittspupille oder eine reelle und zugängliche Zwischenpupille und jeweilige ebene oder überlagerbare Bildfelder aufweisen, mit einer Weite, die mindestens dreimal, vorteilhafterweise mindestens fünfmal größer ist als diejenige der Pupille in eine bestimmte Richtung;

    optische Mittel, die an der Austritts- oder Zwischenpupille platziert sind und dergestalt angeordnet sind, dass sie die Bildfelder in einer gemeinsamen überlappenden Fokalebene außer in Seitenbereichen bilden, deren Weite im Wesentlichen derjenigen der Austrittspupille der Teleskope entspricht; und in der gemeinsamen Fokalebene, eine Einheit von mehreren Matrixdetektoren, die an der Wellenfront an dem Überlagerungsbereich der Bildfelder der Teleskope angeordnet und auf ihn ausgerichtet sind.

Es ist zu erkennen, dass die Erfindung die Tatsache ausnutzt, dass die Austrittspupille Maße aufweist, die verglichen mit denjenigen des Bildes in der Fokalebene sehr reduziert sein können, häufig um ein Zehntel kleiner in Richtung der Versetzung. Außerdem kann die Versetzung in einigen Fällen vorteilhaft zum Zweck der Identifikation genutzt werden, insbesondere beim Vorbeiziehen des Weltraumobjekts in Richtung der Versetzung.

Die optischen Mittel bestehen im Allgemeinen aus zwei Spiegeln, die sich an den Austrittspupillen der beiden Teleskope oder in deren Nähe befinden, und die ausgerichtet sind, um die beiden Bildfelder tatsächlich zu überlagern, indem überlagerte Wellenfronten gebildet werden.

Häufig umfasst das Instrument zwei nicht notwendigerweise identische Sätze ebener Umlenkspiegel, die sich zwischen dem Austritt der Teleskope und ihren jeweiligen Austrittspupillen befinden und die Funktion haben, die Anordnung der Teleskope auf der Konstruktion des Instruments zu erleichtern, und insbesondere die Funktion haben, die Austrittspupillen der beiden Teleskope einander ausreichend anzunähern, wobei sie gleichzeitig voneinander getrennt gehalten werden.

Im Allgemeinen ist die Brennweite der Teleskope wesentlich größer als 10 Meter. Bei repräsentativen Fällen für das Thema der Beobachtung von Sternen kann sie größer als 40 Meter sein. Ein zusätzlicher Satz Umlenkspiegel, den beide Teleskope gemeinsam nutzen können, ist vorteilhafterweise zwischen den Austrittspupillen und den überlagerten Bildfeldern angeordnet, um die mechanische Anordnung des Instruments zu erleichtern.

Die Teleskope können aus Spiegeln, aus Dioptern oder aus einer Kombination von beiden aufgebaut sein, die jeweils in einem weiten Feld, das groß genug ist, optimiert sind und Beobachtungen in zwei Richtungen mit irgendeinem Wert vornehmen, der möglicherweise durch eine passende mechanische Anordnung der optischen Elemente auf der Konstruktion des Instruments einstellbar ist, und die dergestalt ausgelegt sind, dass die Austrittspupillen einander benachbart angeordnet werden können, wenn die Bildfelder tatsächlich überlagert sind.

Optische Filter, insbesondere Farbfilter können in den optischen Lichtwegen, die getrennt sind oder von den Teleskopen gemeinsam genutzt werden, angeordnet sein. Ein Verschluss beliebiger Auslegung kann in einem optischen Kanal oder in beiden platziert sein, um einen der Messkanäle oder beide zu deaktivieren, für Zwecke, die später deutlich werden.

Um die Empfindlichkeit zu erhöhen und das Signal/Rauschverhältnis zu verbessern, ist es vorteilhaft, Matrixdetektoren von der ladungsgekoppelten Art (CCD) zu verwenden und diese Detektoren in einer TDI genannten Betriebsart arbeiten zu lassen, die das Vorbeiziehen der von jedem Teleskop beobachteten Szene kompensiert, was beinhaltet, dass die beiden Teleskope dieselbe Brennweite aufweisen. Die optische Verzerrung der Teleskope muss also minimiert werden, um eine identische Frequenz der Ladungskopplung für einen Teil oder für alle CCD zu ermöglichen.

Wie schon vorstehend angeführt, bestehen die beiden Hauptanwendungen (aber nicht die einzigen) aus der Beobachtung der Erde von einem vorbeiziehenden Satelliten aus und aus der Beobachtung von Sternen. Diese Anwendungen führen zu verschiedenen Besonderheiten des Instruments oder des Satelliten, der es trägt.

Bei der Beobachtung der Erde wird das Vorbeiziehen der Szene in der Fokalebene durch die Orbitalbewegung oder durch gesteuerte Veränderungen der Fluglage des Satelliten bewirkt. Zwei Punkte der Erde werden unter zwei verschiedenen Winkeln mit einer zeitlichen Versetzung von einem Teleskop beobachtet und dann von dem anderen.

Bei einem Satelliten, der Himmelskörper oder den Weltraum beobachtet, wird das Vorbeiziehen der Szene in der Fokalebene durch die Veränderungen der Fluglage des Satelliten bewirkt, wie beispielsweise durch eine Drehbewegung um eine feste Achse in einem Trägheitsraum oder einem sich langsam verändernden Raum. Mittel zum Identifizieren der Objekte müssen bereitgestellt werden.

Auf einem solchen Satelliten, der mit einem Instrument versehen ist, das punktförmige Objekte gleichzeitig und kontinuierlich durch die beiden Teleskope hindurch beobachtet, das für mindestens ein erstes der beiden Teleskope eine reelle und zugängliche Zwischenfokalebene umfasst, wird im Allgemeinen eine Vorrichtung vorgesehen, die es ermöglicht, das aktive Teleskop für jedes in der gemeinsamen Fokalebene erfasste Objekt zu erkennen, wie beispielsweise:

  • – ein oder mehrere zusätzliche Matrixdetektoren, die in der Zwischenfokalebene des ersten Teleskops, außerhalb des Überlappungsbereichs, angeordnet sind und systematisch alle Objekte erfassen, die das gemeinsame Feld queren,
  • – eine Bildfeldblende, die in der Zwischenfokalebene des ersten Teleskops derart angeordnet ist, dass das gemeinsame Feld in dieser ersten Zwischenfokalebene physisch beschränkt ist, und infolgedessen das tatsächlich von dem ersten Teleskop gesehene Feld in der End- und der gemeinsamen Fokalebene zu beschränken; ein oder mehrere zusätzliche Matrixdetektoren sind daher in der Endfokalebene, aber außerhalb des gemeinsamen Bereichs dergestalt angeordnet, dass sie nicht für das erste Teleskop aktiv sind und dass jedes in der gemeinsamen Fokalebene durch das zweite Teleskop hindurch erfasste Objekt zwingendermaßen einen dieser zusätzlichen Detektoren quert; diese zusätzlichen Detektoren reichen aus, um das aktive Teleskop für jedes in dem gemeinsamen Feld beobachtete Objekt zu bestimmen, da das Objekt von diesen Detektoren erfasst wird oder nicht, je nachdem, ob es durch das zweite Teleskop gesehen wird oder nicht.

Eine andere Einrichtung ermöglicht, das aktive Teleskop für jedes in der gemeinsamen Fokalebene erfasste Objekt zu erkennen, ohne dass es notwendig ist, über eine Zwischenfokalebene zu verfügen. Diese Einrichtung setzt Umlenkspiegel der beiden Kanäle voraus, die dergestalt angeordnet sind, dass in der gemeinsamen Fokalebene eine differenzielle Bilddrehung zwischen den beiden Kanälen erzeugt wird. Das Ergebnis dieser differenziellen Drehung besteht darin, die Bahnen der Objekte in dem gemeinsamen Feld abhängig von dem aktiven Teleskop zu unterscheiden.

Die vorstehenden als auch andere Merkmale werden beim Lesen der folgenden Beschreibung besonderer Ausführungsformen der Erfindung deutlicher, die als nicht einschränkende Beispiele aufgeführt werden. Die Beschreibung bezieht sich auf die beigefügten Zeichnungen, in denen:

1 eine schematische Darstellung eines Teleskops ist, das zum Ausführen der Erfindung verwendbar ist;

2 eine optische schematische Darstellung eines Instruments gemäß einer besonderen Ausführungsform ist;

3 eine schematische Darstellung in großem Maßstab ist, die die Versetzung der Bildfelder zeigen soll;

4 eine schematische Darstellung in großem Maßstab ist, welche die Anordnung von Zellen in einem Detektor zeigt;

5 die Zirkulation der Ladungen zeigt;

6 und 7 zwei Arten zum Bestimmen von Objekten zeigen, die von den beiden Teleskopen beobachtet werden.

8 eine Perspektivansicht ist, die ein Teleskopbeispiel zeigt;

9 ähnlich 8, die Verteilung von optischen Elementen der beiden Teleskope zeigt; und 10 eine Seitenansicht des vollständigen Instruments ist.

Bevor ein vollständiges Instrument zum Ausführen der Erfindung beschrieben wird, ist es nützlich, Angaben allgemeinerer Art über die Teleskope zu machen, die dort eingebaut sein können.

Ein für den Weltraum bestimmtes Teleskop weist einen großen Eintrittsdurchmesser auf, mindestens ein Meter, und eine Brennweite, die mehrere zehn Meter erreicht. Ein großer Durchmesser ist notwendig, um die erforderlichen Auflösungen zu erhalten. Tatsächlich liegt die Winkelauflösung eines Teleskops mit Durchmesser D in der Größenordnung von &lgr;/D, wobei &lgr; die Wellenlänge ist. Um von einem Satelliten aus in 700 Kilometer Höhe eine Auflösung von weniger als 50 cm am Boden erhalten, ist ein Durchmesser von mindestens einem Meter notwendig.

Darüber hinaus ist durch die Art der Matrixdetektoren ein Abstandsminimum der Pixelverteilung festgelegt, welches zurzeit bei 10 Mikron liegt. Um den Verteilungsabstand an die Auflösung des Teleskops anzupassen, ist es im Allgemeinen erforderlich, für ein Teleskop zum Beobachten von Sternen eine Brennweite von mehr als 40 Metern bei einem Eintrittsdurchmesser in der Größenordnung von einem Meter zu wählen.

Schließlich ist bei einem solchen Teleskop das physische Maß der Fokalebene viel größer als dasjenige der im Moment verfügbaren Detektoren, so dass es erforderlich ist, mehrere zehn oder sogar mehrere hundert Detektoren und schnelle Videoverarbeitungskanäle in der Fokalebene zu platzieren. Beispielsweise weist ein wissenschaftliches Instrument zum Beobachten der Erde, das ein Feld von 1° × 1° bei einem Eintrittsdurchmesser von 1 Meter hat, eine Fokalebene in der Größenordnung von 850 × 850 mm auf und es kann beispielsweise 200 Detektoren von 60 × 60 mm umfassen. 1 zeigt als Beispiel den Aufbau eines anastigmatischen Teleskops großer Brennweite mit drei außerhalb der Achse liegenden Spiegeln. Es umfasst einen Eintrittsspiegel 10, zwei konvexe 12 und konkave 13 Spiegel, die es ermöglichen, den Platzbedarf des Teleskops zu reduzieren, und eine Fokalebene 14.

1 soll zeigen, dass die Austrittspupille 16 real ist und, für ein Teleskop großer Brennweite, ein viel kleineres Maß als dasjenige der Fokalebene aufweist. Ein solches Teleskop weist auch eine Zwischenbildebene 2 auf, die im Fall von 1 zwischen den Spiegeln 12 und 13 liegt.

2 zeigt eine prinzipielle Anordnung der Bauteile eines Instruments, das die Erfindung ausführt. Es umfasst zwei Teleskope, TA und TB, deren optische Achsen die gesuchte Winkelabweichung aufweisen. Alle Austrittsstrahlen sind schmal und richten sich auf die Austrittspupille. Deswegen können die Wellenfronten der beiden Spiegel wieder in dieselbe Ebene gebracht werden, indem für jedes Teleskop ein pupillenartiger Spiegel MPa, MPb kleiner Größe in den Bereich der Austrittspupille platziert wird. Ebene Umlenkspiegel 18 können, falls erforderlich, vorgesehen sein.

Bei dieser Anordnung gibt es keine vollständige Überlagerung der beiden optischen Austrittsfelder, d.h. der beiden Felder, für welche die optische Kombination von jedem Spiegel berechnet worden ist. 3 zeigt, dass in der gemeinsamen Fokalebene der beiden Teleskope das optische Feld des Teleskops TB von demjenigen des Teleskops TA um eine Strecke versetzt ist, die mit dem Durchmesser der Austrittspupille vergleichbar ist. Der Überlappungsbereich Z (3) erstreckt sich über den größeren Teil der Gesamtbreite L. Je nach Fall werden Detektoren über die gesamte Breite L oder nur auf der Strecke Z platziert, je nachdem, ob der Bereich der Fokalebene verwendet wird, auf dem sich das Bild formt, das von einem einzigen der Teleskope geliefert wird.

Wie schon vorstehend erwähnt, führen die beachtlichen Maße des Bildfelds im Moment dazu, ein zweidimensionales Netz von Matrixdetektoren zu verwenden, die im Allgemeinen aus CCD-Detektoren 23 bestehen, so wie derjenige, von dem in 4 ein Fragment gezeigt ist. Diese Detektoren werden vorteilhafterweise in einer zeitintegrierten oder TDI-Betriebsart verwendet, die ermöglicht, das Signal/Rauschverhältnis zu verbessern, wenn die Szene linear in der Fokalebene vorbeizieht, beispielsweise in Richtung des Pfeils f (dies ist insbesondere der Fall bei Instrumenten, die das Himmelsgewölbe abtasten oder die Erde in einer „bürstenartig" genannten Betriebsart oder optoelektronisch beobachten). Die Ladungen werden in dem Detektor 23 beispielsweise bei einer Frequenz übertragen, die durch die lokale Geschwindigkeit definiert wird, mit der die Szene in der Richtung f vorbeizieht. Wenn die optische Verzerrung zu vernachlässigen ist und bei Feldwinkeln &thgr; in Richtung f ausreichend klein ist, beträgt die Relation zwischen der Position X, in die Richtung f, und dem Eintrittswinkel &thgr; praktisch x = F·&thgr;, wobei F die Fokalebene ist. Die Anzahl von Spalten mit lichtempfindlichen Zellen, auf der sich die Integration vollzieht, variiert von einer Anwendung zur nächsten. Bei Instrumenten zum Beobachten der Erde werden normalerweise mehrere zehn Spalten verwendet. Bei bestimmten wissenschaftlichen Anwendungen werden mehrere Tausende verwendet. Indem die Verzerrung begrenzt wird, kann die Desynchronisation zwischen einer Geschwindigkeit der Ladungskopplung, die konstant ist, und der Geschwindigkeit des Vorbeiziehens der Szene (der Grund für ein verwackeltes Bild) ausreichend reduziert werden, um dieselbe Schaltfrequenz für alle Detektoren der Fokalebene beizubehalten. In extremen Fällen werden leicht verschiedene Schaltfrequenzen für verschiedene Detektoren verwendet, aber es wird immer versucht, eine zu vernachlässigende Desynchronisation auf ein und demselben Detektor 23 zu haben.

Die Bilder, die von den beiden Teleskopen geliefert werden, überlagern sich in der Fokalebene und deswegen ist es in den meisten Fällen notwendig, Mittel bereitzustellen, die es ermöglichen, die beiden Messkanäle zu unterscheiden. Diese Mittel können sich je nach Anwendung des Instruments grundsätzlich unterscheiden.

Bei Beobachtung der Erde können die beiden Messkanäle nicht gleichzeitig funktionieren, weil das Objektfeld sehr stark strukturiert ist. Es ist notwendig, eine Blende für jeden Kanal anzuordnen, die es ermöglicht, den aktiven Kanal auszuwählen. Die Blende kann kleine Maße aufweisen, wenn sie in der Nähe der Austrittspupille 16 oder in einer Zwischenfokalebene platziert wird, wie derjenigen, die bei 2 in 1 angezeigt ist.

Bei Sternsensoren, bei denen die beobachteten Objekte fast punktförmig und wahrnehmbar sind, können die beiden Kanäle ständig gleichzeitig funktionieren, und das Problem besteht nun darin, die Messkanäle für die in der gemeinsamen Fokalebene beobachteten Objekte zu unterscheiden.

Es werden vor allem zwei Verfahren verwendet. Sie werden insbesondere angewendet, wenn ein Instrument das Himmelsgewölbe mit einer regelmäßigen und gleichmäßigen Bewegung abtastet. Um ein einfaches Beispiel zu geben, werden die folgenden Hypothesen aufgestellt:

  • – der Satellit befindet sich in Eigendrehung um eine Achse, die in einem Trägheitsachsenkreuz festgelegt ist, oder er erfährt verglichen mit der eigenen Drehgeschwindigkeit des Satelliten eine langsame Bewegung,
  • – die mittleren Blickrichtungen (Feldmitte) von jedem Teleskop verlaufen senkrecht zu der Drehachse des Satelliten, wodurch die beiden Teleskope denselben Streifen am Himmel abtasten, der auf den großen Kreis gerichtet ist, welcher senkrecht zu der Drehachse verläuft.
  • – das Sichtfeld und in Wechselbeziehung dazu die Fokalebene sind rechteckig.

1. In einem ersten Verfahren werden spezifische Sternsensoren in jedem Kanal verwendet (5).

Dieses Verfahren geht davon aus, dass die Teleskope TA und TB über eine zugängliche Zwischenfokalebene verfügen. Da sie mit der Endfokalebene geometrisch konjugiert ist, ermöglicht die in der Zwischenfokalebene angeordnete Bildfeldblende das tatsächliche Sichtfeld von jedem Teleskop physisch zu begrenzen. Unter diesen Bedingungen kann es eingerichtet werden, dass eine Spalte mit CCD-Zellen nur für ein einziges Teleskop aktiv ist, und bestimmen, durch welches Teleskop jedes Objekt, welches das gemeinsame Feld durchquert, gesehen wird.

In 5, einer Ansicht der Endfokalebene, wird das ausgeführte Prinzip bei einer geringen Anzahl von CCD-Detektoren dargestellt, wobei jeder einem Quadrat entspricht.

Die Detektorblenden der Teleskope TA und TB sind dergestalt, dass die erste Spalte 24 mit Zellen nur für das Teleskop TA aktiv ist, während die letzte Spalte 26 nur für das Teleskop TB aktiv ist. Die mittleren Spalten (Bereich Z) sind für beide Teleskope aktiv und bilden die gemeinsame Fokalebene. Ein Stern, der das Feld durchquert und durch die erste Spalte 24 erfasst wird, wird gezwungenermaßen durch das Teleskop TA hindurch gesehen. Umgekehrt wird ein Stern, der in der gemeinsamen Fokalebene erfasst wird, aber nicht durch die erste Spalte erfasst wird, gezwungenermaßen durch das Teleskop TB hindurch gesehen. Dieselbe Schlussfolgerung gilt für die letzte Spalte 26 von CCD-Detektoren. Eine einzige der beiden äußeren Spalten reicht aus, um die Teleskope zu unterscheiden.

2. Ein zweites Verfahren führt eine Unterscheidung durch Bilddrehung (6 und 7) aus.

Dieses Verfahren beinhaltet, die Strahlen dergestalt noch einmal umzulenken, dass die Bilder des Himmels durch die Teleskope TA und TB hindurch eine differenzielle Drehung in der Ebene des Bildes erfahren, wobei die Fokalebenen überlagert bleiben. Da die Kombination aus zwei ebenen Symmetrien eine Drehung ist, deren Achse durch den Schnittpunkt der beiden Ebenen definiert ist, kann als Beispiel das gewünschte Resultat erhalten werden, indem die pupillenartigen Spiegel der Teleskope TA und TB geeigneterweise ausgerichtet werden, und indem ein gemeinsamer Spiegel zwischen den pupillenartigen Spiegeln und der Fokalebene angeordnet wird. Unter diesen Bedingungen sind die Bilder der Bahnen der Sterne in der Fokalebene von dem Teleskop abhängig und es kann bestimmt werden, durch welches Teleskop hindurch ein Stern, der das gemeinsame Feld durchquert, beobachtet worden ist.

6, die eine Ansicht der Endfokalebene ist, entspricht einer Montage, so dass die Umlenkung der Strahlen eine leichte differenzielle und gesteuerte Drehung der Bilder erzeugt, die durch jedes Teleskop produziert werden, was in der Figur sehr übertrieben ist. Wie in 7 angezeigt, sind die Bewegungen eines Sterns in der Fokalebene also für die beiden Teleskope verschieden (wie durch die gestrichelten und durchgehenden Linien angezeigt) und ermöglichen, dasjenige der Teleskope herauszufinden, welches das Bild formt. In der Praxis kann eine differenzielle Versetzung von einem Pixel (ja sogar von einem Bruchteil eines Pixels) nach der Durchquerung der gesamten gemeinsamen Fokalebene ausreichen, um die Teleskope zu unterscheiden. Die Verschlechterung der Auflösung ist geringfügig, selbst in der TDI-Betriebsart, weil das relative Verwackeln einer einzigen CCD-Zelle weniger als 1/20tel eines Pixels in der senkrechten Richtung zu dem Vorbeiziehen ausmacht.

Nun wird ein Anordnungsbeispiel der verschiedenen, von der Erfindung betroffenen Elemente eines Instruments mit zwei Teleskopen gegeben, bei dem nur Spiegel verwendet werden.

Zur besseren Übersicht ist in 8 nur eines der Teleskope dargestellt. Es ist auf einer Ringkonstruktion 30 montiert, die starr genug ist, dass sie sich nicht verformen kann und aus einem Material mit geringem Ausdehnungskoeffizienten und starker Wärmeleitung besteht, beispielsweise Siliciumcarbid, so dass die Stabilität und optische Qualität der Einheit in einer Weltraumumgebung garantiert ist. Es ist nur der Hauptstrahl dargestellt.

Der Eintrittsspiegel 10 des Teleskops hat eine längliche Form in der umfänglichen Richtung des Rings und er wird von einem geraden Teil der Konstruktion 30 getragen. Der konvergente Austrittsstrahl des Spiegels wird auf die Achse der Oberfläche zurückgestrahlt, dessen außerhalb der Achse liegender Spiegel 10 einen Teil darstellt, so dass der konvexe Spiegel 12 keinen zentralen Verschluss hervorruft. Der konkave Spiegel 13, der von demselben Teil der Konstruktion wie der Spiegel 10 getragen wird, liefert am Ausgang einen schmalen gebündelten Strahl: der pupillenartige Spiegel Mp ist im Wesentlichen auf der Austrittspupille angeordnet. Anstatt den Strahl direkt auf die Fokalebene 14 auszurichten, wirft er ihn auf einen neuen Umlenkspiegel 32, der das Bild in der Fokalebene 14 formt.

Es sind Träger- und Montageelemente vorgesehen, wie Gestänge 34 aus Titan und Verstärkungselemente, beispielsweise Winkel zum Stützen der Konstruktion 36. Der pupillenartige Spiegel Mp kann an der Konstruktion 30 über ein nicht dargestelltes Stangengitter befestigt werden.

9 zeigt die beiden Teleskope zusammen aus einem Winkel, der zu demjenigen von 8 aus gesehen unterschiedlich ist. Der ebene Umlenkspiegel 32 wird den Strahlen der beiden Teleskope gemeinsam genutzt. Die pupillenartigen Spiegel MPa und MPb sind gegeneinander um ihre Breite versetzt.

Die relative Anordnung der Hauptstrahlen der beiden Teleskope ist in 10 besser zu sehen, wo die Hauptstrahlen von einem der Teleskope mit durchgehendem Strich angezeigt sind und diejenigen des anderen Teleskops gestrichelt angezeigt sind. Die seitliche Versetzung der Hauptstrahlen der beiden Teleskope in der Fokalebene ist dort zu sehen.

Es sind zahlreiche Ausführungsvarianten möglich. Beispielsweise ist es möglich, das allgemeine Konzept in einem Zwischenraum anzuwenden und nicht in der Austrittspupille. Dabei können die letzten Umlenkspiegel, die gemeinsam genutzt werden, nicht eben sein und die Aufgabe haben, die gemeinsame Fokalebene in der Endfokalebene wieder abzubilden, wo die CCD-Detektoren physisch angeordnet wären.

Das System besteht also aus zwei Bauuntergruppen, die mit A und B benannt werden können. Die Trennung wird nicht mehr in der Austrittspupille der Baueinheit (A+B) vorgenommen. Die Bauuntergruppe A besteht aus zwei Teleskopen TA und TB mit einer gemeinsamen Fokalebene, aber es gibt keine Detektoren in der gemeinsamen Fokalebene von A. B bildet die Fokalebene von A wieder auf den Detektoren ab.


Anspruch[de]
Optisches Instrument, das zur Verwendung auf einem Satelliten bestimmt ist und ermöglicht, gleichzeitig oder fast gleichzeitig Beobachtungen in zwei winkelmäßig getrennte Richtungen vorzunehmen, umfassend:

– mindestens zwei Teleskope (TA, TB), welche Beobachtungsrichtungen aufweisen, die winkelmäßig auseinander liegen, die jeweils eine Austrittpupille oder eine reelle und zugängliche Zwischenpupille und jeweilige ebene oder überlagerbare Bildfelder aufweisen, mit einer Weite, die mindestens dreimal so groß wie diejenige der Pupille in eine bestimmte Richtung ist;

– optische Mittel, die an der Austritts- oder Zwischenpupille platziert sind und dergestalt angeordnet sind, dass sie die Bildfelder in einer gemeinsamen überlappenden Fokalebene (14) außer in Seitenbereichen bilden, deren Weite im Wesentlichen derjenigen der Austrittspupille der Teleskope entspricht; und

– in der gemeinsamen Fokalebene (14), eine Einheit von mehreren Matrixdetektoren, die an der Wellenfront an dem Überlagerungsbereich der Bildfelder der Teleskope angeordnet und auf ihn ausgerichtet sind.
Instrument nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, dass die optischen Mittel aus zwei Spiegeln bestehen, die sich an den Austrittspupillen der beiden Teleskope oder in deren Nähe befinden, und die ausgerichtet sind, um die beiden Bildfelder zu überlagern, indem überlagerte Wellenfronten gebildet werden. Instrument nach Anspruch 1 oder 2, dadurch gekennzeichnet, dass es zwei Sätze ebene Umlenkspiegel umfasst, die sich zwischen dem Ausgang der Teleskope (TA, TB) und ihren jeweiligen Austrittspupillen befinden, wodurch die Austrittspupillen der beiden Teleskope aneinander angenähert werden, wobei sie gleichzeitig voneinander getrennt gehalten werden. Instrument nach Anspruch 1, 2 oder 3, durch einen zusätzlichen Satz Umlenkspiegel gekennzeichnet, den beide Teleskope gemeinsam nutzen können, der zwischen den Austrittspupillen und den überlagerten Bildfeldern angeordnet ist, um die mechanische Anordnung des Instruments zu erleichtern. Instrument nach irgendeinem der vorhergehenden Ansprüche, dadurch gekennzeichnet, dass optische Filter in den getrennten Lichtwegen oder in dem gemeinsamen Lichtweg der Teleskope angeordnet sind. Instrument nach irgendeinem der vorhergehenden Ansprüche, durch einen Verschluss gekennzeichnet, der in einem optischen Kanal oder in beiden platziert ist, um einen der Messkanäle oder beide zu deaktivieren. Instrument nach irgendeinem der vorhergehenden Ansprüche, dadurch gekennzeichnet, dass die Matrixdetektoren von der ladungsgekoppelten Art und dergestalt gesteuert sind, dass sie in der TDI-Betriebsart funktionieren, die das Ablaufen der von jedem Teleskop beobachteten Szene kompensiert, wobei die beiden Teleskope dieselbe Brennweite aufweisen. Instrument nach irgendeinem der vorhergehenden Ansprüche, dadurch gekennzeichnet, dass die Teleskope aus Spiegeln, aus Dioptern oder aus einer Kombination der beiden aufgebaut sind, welche jeweils in einem ausgedehnten Feld optimiert sind, die Beobachtungen in zwei Richtungen vornehmen, die einen einstellbaren Abstand aufweisen, und die dergestalt aufgebaut sind, dass die Austrittspupillen einander benachbart angeordnet werden können, wenn die Bildfelder überlagert sind. Instrument nach Anspruch 1, das auf einem Satelliten angebracht ist, um punktförmige Objekte gleichzeitig und kontinuierlich durch die beiden Teleskope hindurch zu beobachten, das für mindestens ein erstes (TA) der beiden Teleskope eine reelle und zugängliche Zwischenfokalebene umfasst, das darüber hinaus eine Vorrichtung aufweist, die es ermöglicht, das aktive Teleskop für jedes in der gemeinsamen Fokalebene erfasste Objekt zu erkennen. Instrument nach Anspruch 9, dadurch gekennzeichnet, dass die Vorrichtung umfasst:

– entweder mindestens einen zusätzlichen Matrixdetektor, der in der Zwischenfokalebene des ersten Teleskops (TA), außerhalb des Überlappungsbereichs, angeordnet ist und systematisch alle Objekte erfasst, die das gemeinsame Feld queren,

– oder eine Einheit, die eine Bildfeldblende umfasst, die in der Zwischenfokalebene des ersten Teleskops derart angeordnet ist, dass das gemeinsame Feld in dieser ersten Zwischenfokalebene physisch beschränkt wird; mindestens einen zusätzlichen Matrixdetektor, der in der Endfokalebene dergestalt außerhalb des gemeinsamen Bereichs angeordnet ist, dass er nicht für das erste Teleskop aktiv ist, und dass jedes in der gemeinsamen Fokalebene durch das zweite Teleskop hindurch erfasste Objekt zwingendermaßen den oder einen der zusätzlichen Detektoren quert.
Instrument nach irgendeinem der Ansprüche 1 bis 10, das auf einem Satelliten angebracht ist, um punktförmige Objekte gleichzeitig und kontinuierlich durch die beiden Teleskope hindurch zu beobachten, außerdem eine Vorrichtung aufweisend, die es ermöglicht, das aktive Teleskop für jedes in der gemeinsamen Fokalebene erfasste Objekt zu erkennen. Instrument nach Anspruch 11, dadurch gekennzeichnet, dass die Vorrichtung das aktive Teleskop ausgehend von den Bildbahnen der Objekte in der Fokalebene bestimmt.






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