TỔ NG QUAN V Ề V Ệ TINH QUAN SÁT TRÁI ĐẤ T
Những lợi ích từ việc quan sát trái đất từ vệ tinh
Vệ tinh nhân tạo đóng vai trò quan trọng trong việc quan sát và thám hiểm Vũ Trụ, hệ mặt trời và Trái Đất Các thiết bị quang học trong không gian mang lại hai lợi ích chính: khả năng thu thập dữ liệu chính xác và cung cấp cái nhìn toàn diện về các hiện tượng thiên văn.
Th ứ nhất: Quan sát trong tất cả phổ
Tầng khí quyển thường che chắn hầu hết bức xạ điện từ, chỉ cho phép một số tần số nhất định đi qua Tuy nhiên, để phục vụ cho nghiên cứu vũ trụ và quan sát bề mặt Trái Đất, các nhà khoa học cần truy cập vào các phổ tần số rộng hơn Do đó, các phương tiện trong quỹ đạo cần hoạt động không bị cản trở bởi tầng khí quyển, nghĩa là ánh sáng phải được truyền qua các cửa sổ truyền dẫn hạn chế Các phạm vi phổ được phân chia thành nhiều loại khác nhau để phù hợp với các công nghệ phương tiện khác nhau.
Vùng hồng ngoại xa và vùng milimet đóng vai trò quan trọng trong việc nghiên cứu độ lạnh của không gian giữa các thiên hà và khoảng cách giữa chúng trong quá trình hình thành Tuy nhiên, các bước sóng này không thể được truy cập từ Trái Đất do sự cản trở của tầng khí quyển và bức xạ năng lượng nhiễu lớn hơn nhiều so với tín hiệu mong muốn Để thực hiện nghiên cứu này, cần sử dụng các bộ đo ánh sáng và đo phổ với chức năng chụp ảnh thứ cấp Ngoài ra, việc làm mát chủ động và thụ động để hạ nhiệt độ xuống cực thấp (từ 1 vài K tới 100 K) là rất cần thiết.
Vùng nhiệt hồng ngoại có bước sóng ngắn từ 3 đến 15 μm, và các thiết bị hoạt động trong phạm vi này được thiết kế đặc biệt để đo nhiệt độ Những thiết bị này, như radiometers, có khả năng phát hiện bức xạ và chuyển đổi chúng thành sự thay đổi nhiệt độ, cho phép thực hiện các phép đo lường tuyệt đối Chúng thường được sử dụng để đo đạc năng lượng Mặt trời hoặc trong các công cụ tham trắc khí quyển để xác định tỷ lệ nồng độ của hơi nước, CO2 và các khí khác.
Vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng cận hồng ngoại sử dụng tán xạ ánh sáng từ các vật thể như đất đai và đại dương Các thiết bị hoạt động trong những vùng này bao gồm bộ tạo ảnh, bộ đo phổ, thiết bị đo bức xạ và bộ đo nhiễu.
Hình 1.1: Một thiết bị hoạt động trong vùng ánh sáng nhìn thấy:
SPOT 5 - thiết bị vệ tinh HRG
Vùng cận và xa tia cực tím là khu vực chuyên dụng cho các nhiệm vụ khoa học, với ứng dụng hữu ích trong việc quan sát Trái Đất Các thiết bị trong phạm vi này được thiết kế để dò la và phân tích phổ các ngôi sao, đo nhiệt độ cao, và quan sát mặt Trời cũng như sự tương tác giữa các ngôi sao Chúng còn giúp xác định thành phần hóa học và sự tiến hóa của các ngôi sao thông qua các đường hấp thụ Một ví dụ tiêu biểu là SOHO, thiết bị quan sát hệ mặt trời của châu Âu, được phát triển để nghiên cứu cấu trúc bên trong của mặt Trời, tầng khí quyển và gió mặt Trời, minh họa cho hoạt động trong dải tia cực tím.
Kính viễn vọng vùng cực tím (EIT) trên SOHO hoạt động trong dải sóng từ 270 nm đến 300 nm, cho phép chụp ảnh quang phổ với vùng chuyển đổi lớn hơn 1,5 lần bán kính hệ mặt trời Việc hoạt động của ống kính ở tỉ lệ bình thường là một thách thức đáng kể đối với các bước sóng ngắn.
Nhiệt độ quan sát của thiết bị dao động từ 6000K đến 3mK, với độ phân giải không gian đạt 2,6 arc giây (IFOV) trong một trường tổng thể có kích thước 45 * 45 arc giây Hình ảnh dưới đây cung cấp cái nhìn tổng quan về thiết bị cùng với 4 bức ảnh của mặt trời trong 4 dải băng phổ khác nhau.
Hình 1.2: Một thiết bị hoạt động trong vùng cực tím
Hình 1.3: Bốn hình ảnh mặt trời ứng với 4 bước sóng khác nhau
Th ứ hai: Quan sát toàn bộ hành tinh
Các quỹ đạo vệ tinh ở vĩ độ cao cho phép quan sát nhiều khu vực rộng lớn và nhỏ với độ chính xác cao Một lệnh gửi tới vệ tinh sẽ xác định cách lựa chọn và điều chỉnh hướng của các thiết bị quang học một cách hiệu quả.
Hình ảnh với trường quan sát rộng (FOV) giúp cải thiện giám sát mặt đất bằng cách lặp lại quan sát các khu vực quan tâm Điều này có thể thực hiện qua các quỹ đạo thấp cho giám sát hàng ngày hoặc quỹ đạo địa tĩnh cho giám sát theo giờ Chẳng hạn, một camera có FOV 90 độ ở độ cao 800km có khả năng bao phủ diện tích lên đến 1600km2.
Gi ớ i thi ệ u chung và phân lo ạ i các thi ế t b ị trên v ệ tinh vi ễ n thám
Thiết bị quang học trên vệ tinh tự động hoặc có người lái đã trải qua những thay đổi đáng kể về đặc tính và chức năng Sự tiến bộ này không chỉ nâng cao hiệu suất mà còn mở rộng khả năng quan sát và thu thập dữ liệu từ không gian.
1.2.1.1 Các thi ết bị chụp ảnh (Imagers)
Các thiết bị trinh sát và quan sát, như camera trên tàu vũ trụ và vệ tinh quỹ đạo thấp, bao gồm các công nghệ như Viking, Voyager và Galileo Chúng hoạt động chủ yếu trong phổ sóng nhìn thấy và gần hồng ngoại, với băng tần rộng Các băng phổ thường có kênh toàn sắc với độ rộng khoảng 100-200nm, tập trung quanh phổ trung tâm nhìn thấy (550-580nm) để đạt độ phân giải không gian tốt nhất, cùng với 2-3 băng hẹp từ 50-100nm với độ phân giải không gian thấp hơn.
Các bộ dò trong camera, sử dụng silicon hoặc gallium arsenide, thường được cấu hình thành các dãy tuyến tính hoặc kép Chúng có độ nhạy cao, mức nhiễu thấp, kích thước điểm ảnh nhỏ (thường nhỏ hơn 10*10 μm) và dễ sử dụng với yêu cầu nguồn nuôi thấp và khả năng làm mát vừa phải.
Những thiết bị có độ phân giải không gian cao thường có trường quan sát tức thời rất nhỏ (IFOV) (dưới 10km)
1.2.1.2 Các thi ết bị đo bức xạ (Radiometers)
Radiometer (bộ đo bức xạ) là thiết bị dùng để đo bức xạ của các bước sóng hồng ngoại hoặc ánh sáng nhìn thấy được phát ra từ vật thể quan sát Các thiết bị này còn được gọi là Spectrophotometers (các bộ đo phổ hình ảnh), giúp phân tích và xác định các đặc tính quang học của vật thể.
Việc thu gom ánh sáng thường liên quan đến việc làm lạnh một phần hoặc toàn bộ để giảm thiểu các luồng bức xạ rải rác phát sinh từ nguồn nhiệt trên bề mặt.
Cả hai bộ dò lượng tử và quang học đều được làm lạnh để tăng cường hiệu suất, với các thành phần như ống kính, gương, bộ lọc và màng ngăn giúp sàng lọc ánh sáng Điều này cho phép chỉ băng phổ có ích đi qua, giảm thiểu ánh sáng rải rác Thiết bị hồng ngoại có ưu điểm là dễ sử dụng và không cần hệ thống làm lạnh để lưu trữ kết quả, tuy nhiên, chúng không nhạy bằng các thiết bị làm lạnh sử dụng bộ dò lượng tử.
1.2.1.3 Các thi ết bị đo quang phổ hình ảnh (Spectrometer)
Các bộ đo phổ hình ảnh cung cấp hình ảnh với độ phân giải không gian hạn chế, thường chỉ đạt vài trăm mét, trong khi độ phân giải phổ có thể dao động từ vài chục nanomet Số lượng băng tần phổ có thể lên tới 100 hoặc hơn, cho phép nhận diện đối tượng một cách chính xác hơn thông qua thông tin phổ thu được.
Quá trình đo lường bao gồm việc so sánh những tìn hiệu nhận được trong những băng phổ khác nhau cho một điểm quan sát riêng lẻ
Hình1 4: Hình ảnh đa phổ
1.2.1.4 Các thi ết bị khác
Thi ết bị quan trắc dọc tầng khí quyển thụ động
Các thiết bị quan sát tầng khí quyển trái đất được thiết kế để đo lường nhiệt độ, áp suất và nồng độ hơi nước, cũng như phân tích thành phần khí quyển như CO, CO2, NH2, N2O và các chất ô nhiễm khác Những thiết bị thụ động này hoạt động mà không cần nguồn sáng, thu thập dữ liệu từ sự phát xạ của các lớp khí quyển Kết quả quan sát được ghi nhận từ bức xạ trên đỉnh tầng khí quyển, được phát hiện bởi các vệ tinh, phản ánh dấu vết của tất cả bức xạ phát ra Để xác định tính chất bức xạ của lớp khí quyển, cần thực hiện các phép đo phổ dọc theo mặt cắt các đường bức xạ trong dải tần bị hấp thụ.
Hình 1.5: Phổ được tạo ra bởi tầng khí quyển trong vùng 3-15um
Chiều sâu của đường thẳng phản ánh sự tập trung, hình dạng nhiệt độ và vị trí của các vận tốc khác nhau Dữ liệu quang phổ chứa nhiều thông tin quan trọng, được xử lý trên tàu hoặc tại các trạm mặt đất thông qua các mô hình nghịch đảo.
Thi ết bị quan trắc chiều dọc khí quyển chủ động
Các bộ lidar sử dụng nguồn sáng từ vệ tinh với đặc tính truyền đạt tốt và phổ ổn định, tạo nên sự khác biệt giữa các bộ tham trắc chủ động và bị động Mặc dù cả hai đều đo lường nồng độ các thành phần trong khí quyển thấp như H2O và CO2, nhưng độ chính xác của bộ tham trắc bị động thường kém hơn Các bộ tham trắc chủ động đóng vai trò quan trọng trong việc đo gió toàn cầu và cập nhật hàng ngày, cũng như xác định độ cao chính xác, như MOLA (Mars Observer Laser) được thiết kế để thu thập dữ liệu về độ cao bề mặt sao Hỏa Các phương pháp cơ bản trong quan trắc chủ động rất đa dạng và hiệu quả.
Sự tán xạ ngược đơn thuần xảy ra khi thiết bị phát ra một xung tín hiệu ánh sáng và phân tích phản hồi Đối với lidar đo chiều cao, thời gian phản hồi là cần thiết để đo các đỉnh của đám mây và nhận diện sự thay đổi cường độ tín hiệu tán xạ ngược, cũng như biến đổi trong bề dày quang học của khí quyển Không có những hạn chế rõ ràng trong việc lựa chọn bước sóng, đảm bảo sự ổn định và hợp lý về phổ của tia phát ra.
Tham tr ắc khí quyển:
Các bộ lidar tham trắc độ sâu giúp xác định sự hấp thụ của các nguyên tử và phân tử, từ đó cung cấp thông tin về nồng độ của từng loại Hệ thống này sử dụng hai nguồn laser với tần số khác nhau, một nguồn đặt ở trung tâm và một nguồn ở đáy vạch hấp thụ Sự khác biệt trong tín hiệu tán xạ ngược cho thấy sự phân bố nồng độ của đối tượng quan sát Thiết bị này rất phức tạp, yêu cầu hai nguồn laser công suất cao do tín hiệu phản xạ yếu Các vạch phổ ổn định của vị trí đã được xác định trước là điều kiện cần thiết để đảm bảo độ chính xác trong quá trình đo lường.
Một bộ lidar hoạt động dựa trên nguyên tắc dò sự thay đổi tần số giữa sóng phát ra và tín hiệu tán xạ ngược từ các bụi khí hoặc phân tử, giúp chỉ thị tốc độ gió hiệu quả Hiện nay, loại lidar này đang được các cộng đồng khoa học trong ngành khí tượng rất ưa chuộng Tuy nhiên, để hoạt động hiệu quả, chúng cần nguồn laser năng lượng cao với phổ cực chuẩn hoặc một hệ thống dò nhạy và hiệu quả với bộ laser có chất lượng quang thấp hơn.
Hình 1 6: Nhiệm vụ và các thiết bị được dùng trên vệ tinh
1.2.2.1 Phân lo ại theo đặc tính (nguồn thông tin)
Các thiết bị quan sát chủ động, hay còn gọi là lidars, sử dụng nguồn sáng riêng của chúng để chiếu sáng và quan sát các vật thể Chúng cũng có thể được sử dụng như một vector để tạo mã hoặc điều chế ánh sáng, chuyển tiếp từ vị trí này đến vị trí khác.
Thiết bị quan sát thụ động hoạt động bằng cách tiếp nhận ánh sáng từ các vật thể, bao gồm bức xạ tự phát chủ yếu trong vùng hồng ngoại, hoặc ánh sáng đã được phân tán từ các vật thể trong vùng nhìn thấy và cực tím.
GIÁM SÁT, XÁC ĐỊ NH V Ị TRÍ V Ệ TINH TRÊN QU Ỹ ĐẠ O 11 2.1 H ệ t ọa độ
H ệ tọa độ quán tính trung tâm Trái Đất ECI (Earth Centered Inertial) 11 2.1.2 H ệ tọa độ địa lý (Geographic Coordinate System)
Hệ tọa độ được xác định với tâm O tại tâm Trái Đất, trong đó mặt phẳng cơ sở là mặt phẳng xích đạo Trục Ox hướng về điểm Xuân Phân, trục Oz chỉ về phía Cực Bắc, và trục Oy nằm trong mặt phẳng xích đạo, bên phải trục Ox Vị trí của một đối tượng trong hệ tọa độ này được định nghĩa dựa trên các trục này.
- Góc lên phía phải α: Là góc tính theo hướng Đông trong mặt phẳng xích đạo từ trục Ox đến mặt phẳng kinh tuyến
- Độ lệch δ: Là góc giữa đối tượng và mặt phẳng xích đạo trong mặt phẳng kinh tuyến
- Khoảng cách r: Là khoảng cách giữa điểm gốc hệ tọa độ và vị trí của đối tượng trong hệ tọa độ đó
2.1.2 H ệ tọa độ địa lý (Geographic Coordinate System)
Hệ tọa độ kinh độ và vĩ độ là hai hệ tọa độ phổ biến để xác định vị trí của vệ tinh liên quan đến Trái Đất Gốc O của hệ tọa độ địa lý được đặt tại tâm Trái Đất, với mặt phẳng cơ sở là mặt phẳng xích đạo Trục Ox nằm trong mặt phẳng xích đạo, đi qua giao điểm với mặt phẳng kinh tuyến Greenwich (kinh tuyến 0), trong khi trục Oz hướng về Cực Bắc Trục Oy nằm trong mặt phẳng xích đạo, ở phía phải của trục Ox Để xác định vị trí của vệ tinh trong hệ tọa độ này, cần hai góc quan trọng.
Vĩ độ địa tâm φ là góc nằm trong mặt phẳng kinh tuyến, được xác định giữa mặt phẳng xích đạo và đường thẳng nối tâm Trái Đất với một điểm cụ thể trên bề mặt Trái Đất.
Kinh độ đông là góc đo được trong mặt phẳng xích đạo, tính từ mặt phẳng trực giao với trục Ox đến mặt phẳng kinh tuyến đi qua vị trí cần xác định trên bề mặt Trái Đất.
Hình 2.1: Hệ tọa độ địa lý
Hệ tọa độ góc ngẩng và góc phương vị (Azimuth Elevation Coordinate System) 12 2.2 Qu ỹ đạ o c ủ a v ệ tinh
Gốc O của hệ tọa độ được đặt tại vị trí quan sát, với mặt phẳng cơ sở là mặt phẳng đường chân trời Trục Ox chỉ hướng Nam, trục Oy chỉ hướng Đông, và trục Oz chỉ hướng thiên đỉnh Để xác định vị trí của đối tượng, cần hai góc xác định từ gốc O theo hai tia xuất phát, được ký hiệu là x và y.
Mặt phẳng kinh tuyến z (Cực Bắc)
Mặt phẳng xích đạo Trục xuân phân ϕ r φ Kinh tuyến 0
Góc phương vị (azimuth) là góc được xác định trong mặt phẳng đường chân trời, tính theo chiều kim đồng hồ từ hướng Bắc đến mặt phẳng trực giao đi qua đối tượng, đồng thời tiếp tuyến với mặt cầu tại vị trí quan sát.
- Góc ngẩng (elevation): Là góc nâng của đối tượng phía trên mặt phẳng ngang tại vị trí quan sát
- Khoảng cách giữa vị trí quan sát và đối tượng là r
Hình 2.2: Hệ tọa độ góc ngẩng và góc phương vị
2.2 Quỹ đạo của vệ tinh
Vệ tinh phóng từ Trái Đất thực hiện nhiều nhiệm vụ quan trọng, trong đó việc quan sát môi trường hiệu quả nhất thông qua vệ tinh Tại một vị trí cụ thể, vệ tinh có khả năng quan sát một khu vực rộng lớn Quỹ đạo của vệ tinh được thiết kế tùy theo mục đích quan sát, bao gồm phạm vi, độ phân giải và thời gian.
Hiểu rõ quỹ đạo vệ tinh là yếu tố quan trọng để xác định vị trí, chuyển động và khu vực được chiếu sáng bởi vệ tinh theo thời gian, từ đó điều chỉnh vùng quan sát hiệu quả Bài viết này sẽ trình bày các khái niệm cơ bản liên quan đến quỹ đạo vệ tinh, bao gồm độ cao, chu kỳ, phương hướng, vị trí của mặt phẳng quỹ đạo trong không gian và chuyển động đồng bộ với Mặt trời.
Hình 2.3: Các thành phần quỹ đạo vệ tinh trong không gian
Hướng xuân phân là hướng của điểm trong cung Bạch Dương, thuộc cung Hoàng Đạo, một vòng tròn lớn trên thiên cầu thể hiện quỹ đạo hàng năm của Mặt Trời Xuân phân diễn ra vào khoảng 21 tháng 3, trong khi thu phân vào khoảng 22 tháng 9 Hướng xuân phân nối tâm Trái Đất với tâm Mặt Trời tại thời điểm xuân phân và được sử dụng làm trục Ox trong hệ tọa độ quy chiếu Đối với các yêu cầu chính xác, điểm xuân phân được quy định theo thời điểm mốc (Epoch Time) Điểm chân vệ tinh là vị trí trên mặt đất ngay dưới vệ tinh, là giao điểm giữa đường thẳng nối tâm Trái Đất với vệ tinh và bề mặt Trái Đất.
Viễn điểm (Apogee): Là điểm nằm trên quỹ đạo vệ tinh ở xa nhất so với tâm
Cận điểm (Perigee): Là điểm nằm trên quỹ đạo vệt tinh ở gần nhất so với âm
Trái Đất có hai điểm quan trọng trên quỹ đạo vệ tinh: điểm lên (Điểm mọc) và điểm xuống (Điểm lặn) Điểm lên là nơi quỹ đạo vệ tinh cắt mặt phẳng xích đạo theo hướng Bắc, trong khi điểm xuống là nơi quỹ đạo cắt mặt phẳng xích đạo theo hướng Nam Các yếu tố khác liên quan đến quỹ đạo bao gồm góc lên Ω, đối cận điểm ω, vị trí hiện tại của vệ tinh ν, và góc nghiêng của mặt phẳng quỹ đạo i.
Vệ tinh di chuyển trong không gian với mặt phẳng xích đạo và đường thẳng nối các điểm lên và xuống Điểm xuân phân (ϒ) cùng với các ký hiệu Ω và ω xác định vị trí của vệ tinh Đường thẳng nối các điểm lên và điểm xuống là giao tuyến giữa mặt phẳng xích đạo và mặt phẳng quỹ đạo, đóng vai trò quan trọng trong việc xác định quỹ đạo của vệ tinh.
Lực khí quyển, hay còn gọi là lực kéo của lớp khí quyển Trái Đất, ảnh hưởng đáng kể đến tốc độ quay của vệ tinh Tại độ cao dưới 160km, vệ tinh sẽ bị giảm tốc độ sau vài vòng quay do tác động của lực cản này, điều này có thể rút ngắn thời gian hoạt động của vệ tinh Ngược lại, ở độ cao trên 700km, ảnh hưởng của lực khí quyển đối với vệ tinh là rất nhỏ và không đáng kể.
Độ lệch thiên đỉnh (Declination) là góc trong mặt phẳng kinh tuyến hướng Bắc, đo từ mặt phẳng quỹ đạo đến đường thẳng nối tâm Trái Đất với vệ tinh Trong khi đó, độ lệch phải (Right Ascension) là góc trong mặt phẳng quỹ đạo, đo theo hướng Đông từ trục xuân phân đến mặt phẳng kinh tuyến chứa vệ tinh.
Delta-v là độ thay đổi cần thiết của vệ tinh để điều chỉnh quỹ đạo Hướng và độ lớn của delta-v quyết định các thông số cần thay đổi trong quỹ đạo Độ trôi quỹ đạo (Drift Orbit) đề cập đến việc đưa vệ tinh địa tĩnh lên một quỹ đạo tạm thời, với độ cao hơi khác so với quỹ đạo cuối cùng, nhằm thử nghiệm trước khi vệ tinh ổn định ở vị trí cuối cùng.
Mặt phẳng kinh tuyến chứa vệ tinh
Vị trí hiện tại của vệ tinh, hay còn gọi là True Anomaly (v), được xác định là góc trong mặt phẳng quỹ đạo vệ tinh, tính từ cận điểm đến vị trí của vệ tinh Giá trị này được tính theo hướng chuyển động của vệ tinh.
Hình 2.5: Vị trí hiện tại và hệ số lệch tâm
Góc lệch tâm (Eccentric Anomaly) là một yếu tố quan trọng trong phương trình Newton cho chuyển động elip, đại diện cho góc giữa trục chính và đường thẳng nối tâm của elip với điểm Q Điểm Q nằm trên đường tròn bao quanh elip, là hình chiếu của vị trí vệ tinh theo trục song song với trục phụ của elip Góc E cũng xuất hiện trong biểu thức của phương trình Kepler, đóng vai trò thiết yếu trong việc mô tả chuyển động của các vật thể trong không gian.
Hệ số lệch tâm (Eccentricity) là một hằng số quan trọng dùng để định nghĩa hình dạng của quỹ đạo Nó được tính bằng tỷ lệ giữa khoảng cách từ tâm đến tiêu cự (c) và nửa bán trục lớn (a).
Thời điểm mốc (Epoch) là ngày và giờ được quy ước làm chuẩn để đo thời gian Nó bao gồm các phần tử quỹ đạo có ý nghĩa liên quan đến thời điểm mốc đã xác định.
Giờ GMT (Greenwich Mean Time) là thời gian được xác định trên kinh tuyến đi qua vùng Greenwich, Anh, và được sử dụng làm mốc chuẩn để tính toán thời gian toàn cầu Giờ này cũng được biết đến với tên gọi giờ chuẩn UT (Universal Time) hoặc giờ Z (Zulu Time).
Ngày Julian (Julian Date): Là số ngày được đếm liên tục kể từ 01/01/4713 trước công nguyên (ngày Julian của ngày 01/01/2000 là 2.451.545)
E – Góc lệch tâm v – Vị trí hiện tại của vệ tinh
Định luật Kepler
Theo định luật Kepler, quỹ đạo của vệ tinh quanh Trái Đất có hình dạng elip với Trái Đất là một trong hai tiêu điểm Đường thẳng nối từ Trái Đất đến vệ tinh quét ra những diện tích bằng nhau trong những khoảng thời gian bằng nhau Hơn nữa, bình phương chu kỳ quỹ đạo của vệ tinh tỉ lệ thuận với bậc ba của bán trục lớn của quỹ đạo đó.
Định luật Newton
Cơ học quỹ đạo dựa trên định luật vạn vật hấp dẫn của Newton và định luật thứ hai về chuyển động Theo định luật vạn vật hấp dẫn, lực hấp dẫn giữa hai vật thể tỷ lệ thuận với tích khối lượng của chúng và tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng, với hướng lực theo đường thẳng nối tâm hai vật.
Trong đó, G đại diện cho hằng số vạn vật hấp dẫn Theo định luật thứ hai của Newton, gia tốc của một vật tỷ lệ thuận với lực tác dụng lên nó và tỷ lệ nghịch với khối lượng của vật đó.
Trong bài viết này, chúng ta sẽ khám phá mối quan hệ giữa gia tốc, vận tốc và thời gian trong chuyển động của vệ tinh Theo định luật Newton, hai vệ tinh trên cùng một quỹ đạo không thể có vận tốc khác nhau Khi một vệ tinh có quỹ đạo tròn quanh Trái Đất được tăng tốc bởi thiết bị đẩy, quỹ đạo của nó sẽ chuyển thành dạng elip, với viễn điểm ở vị trí tác động xung, thay vì di chuyển nhanh hơn trên quỹ đạo tròn ban đầu.
Do đó, tốc độ của vệ tinh trên quỹ đạo tròn được xác định là:
Chu kỳ vệ tinh quanh quỹ đạo của nó là:
Độ cao của vệ tinh quyết định chu kỳ quay của nó quanh Trái Đất Vệ tinh ở quỹ đạo thấp thường bị ảnh hưởng nhiều bởi sự ma sát trong tầng khí quyển, điều này làm tăng lực hấp dẫn và rút ngắn thời gian sống của vệ tinh Mối quan hệ giữa độ cao quỹ đạo và thời gian sống của vệ tinh là rất quan trọng.
Xét chuyển động tương đối của hai vật:
(1.5) Áp dụng định luật 2 Newton ta có:
Từ hai phương trình (1.8) và (1.9), sử dụng phương trình (1.5), ta được:
Phương trình vi phân này mô tả chuyển động tương đối giữa hai vật thể, đặc biệt là chuyển động của vệ tinh xung quanh hành tinh Trong trường hợp này, khối lượng của vệ tinh (m) rất nhỏ so với khối lượng của hành tinh (M).
Thông số trọng trường được định nghĩa:
Từ phương trình (1.11) ta có phương trình vi phân chuyển động của hai vật:
(1.13) trong đó là vector có hướng từ vật thứ hai đến vật thứ nhất
Hình 2.6: Chuyển động tương đối của hai vật thể
Mômen động lượng góc là một hằng số, được định nghĩa dựa trên động lượng góc nghiêng h Để tốc độ góc giữ nguyên, hướng của vector vị trí r và vector vận tốc v cần phải duy trì trong mặt phẳng quỹ đạo Độ lớn của mômen động lượng góc được xác định theo công thức cụ thể.
Trong đó φf là góc giữa trục ngang và hướng vector vận tốc của vệ tinh
Các vệ tinh thường có quỹ đạo hình tròn hoặc elip, tuy nhiên, bất kỳ đường conic nào cũng có thể được sử dụng làm quỹ đạo cho vệ tinh Các đường cong conic được mô tả bằng phương trình: z = rM(x, y).
Trong đó, v là góc giữa r và đường thẳng nối tới điểm trên quỹ đạo ở gần tiêu điểm nhất, p: semi latus
Giá trị độ lệch tâm e xác định hình dạng quỹ đạo:
Chu kỳ vệ tinh bay quanh quỹ đạo elip là:
Trong đó a là bán trục lớn Đây là phương trình thể hiện định luật 3 của
Kepler Có một sốphương pháp phân loại vệ tinh, tuy nhiên có thể phân vệ tinh làm hai loại chính: Vệ tinh cực và Vệ tinh địa tĩnh
Vệ tinh cực là loại vệ tinh có mặt phẳng quỹ đạo nghiêng so với mặt phẳng xích đạo, hoạt động ở độ cao từ 600 đến 1500 km và có chu kỳ quỹ đạo khoảng vài phút Ưu điểm nổi bật của vệ tinh cực là khả năng quan sát hầu hết bề mặt Trái Đất, nhờ vào độ cao bay thấp, độ phân giải hình ảnh đạt được rất lớn Tuy nhiên, do vệ tinh chuyển động quanh Trái Đất, nên không thể quan sát liên tục một đối tượng trong thời gian dài.
Vệ tinh địa tĩnh có quỹ đạo trùng với mặt phẳng xích đạo và chu kỳ quay quanh Trái Đất bằng với chu kỳ tự quay của Trái Đất, cho phép quan sát liên tục một vị trí cụ thể tại xích đạo từ độ cao 36.000 km Ưu điểm của loại vệ tinh này là khả năng giám sát rộng rãi và liên tục, nhưng nhược điểm là không thể quan sát toàn bộ bề mặt Trái Đất và độ phân giải hình ảnh không cao do khoảng cách lớn Quỹ đạo của vệ tinh có thể bị ảnh hưởng bởi hình dạng không đều của Trái Đất, sự trượt trong tầng khí quyển, và tác động từ gió Mặt Trời cùng lực hấp dẫn từ các thiên thể trong Hệ Mặt Trời, đặc biệt là Mặt Trời và Mặt Trăng, dẫn đến sự thay đổi trong chu kỳ và quỹ đạo của vệ tinh.
S ứ c hút h ấ p d ẫ n do s ự không c ầ u c ủ a Trá i Đấ t
Trường hấp dẫn của Trái Đất không chỉ đến từ một chất điểm mà là sự kết hợp của nhiều chất điểm khác nhau trên bề mặt Trái Đất Thế năng trong trường hấp dẫn được tính toán dựa trên vị trí và khối lượng của các chất điểm này.
Tích phân các khối lượng dM của Trái Đất với khoảng cách s từ vệ tinh ta được:
Trong đó J n là hệ số dao động điều hòa bậc n của năng lượng thế năng hấp dẫn Trái Đất Còn là đa thức (với , có dạng đối xứng cầu):
Hiệu chỉnh cho hầu hết các tác động của sự lồi ra của Trái Đất tại xích đạo ta được:
Tại cực , tại xích đạo
Quỹ đạo đồng bộ Mặt Trời có sự lồi ra tại xích đạo, đóng vai trò quan trọng trong việc tạo ra sự biến thiên của điểm lên theo thời gian Sự biến thiên này được xác định bởi các yếu tố liên quan đến hình dạng và chuyển động của quỹ đạo.
Việc chọn góc nghiêng quỹ đạo i phù hợp là rất quan trọng để đảm bảo rằng quỹ đạo của vệ tinh đồng bộ với chuyển động của Trái Đất quanh Mặt Trời, được gọi là chuyển động quỹ đạo đồng bộ Mặt Trời Công thức liên quan cho thấy sự thụt lùi của quỹ đạo, với tốc độ quay của Mặt Trời là rad/năm rad/s/mét ngày Góc nghiêng quỹ đạo đồng bộ Mặt Trời là một hàm gần đúng của độ cao vệ tinh, và góc nghiêng lớn cho phép vệ tinh quan sát hầu hết bề mặt Trái Đất từ cực đến cực Trong quỹ đạo đồng bộ Mặt Trời, vệ tinh sẽ đi qua một điểm nhất định trên Trái Đất mỗi ngày.
Tính toán quỹ đạo vệ tinh
Giai đoạn thiết kế đầu tiên của vệ tinh liên quan đến việc tính toán quỹ đạo vệ tinh thông qua mô hình quỹ đạo gần đúng Mô hình chính xác nhất được chấp nhận là "Quỹ đạo Kepler cộng tác dụng trung bình của sự dẹt Trái Đất J2" Tác động trung bình của sự dẹt Trái Đất J2 không ảnh hưởng đến trục lớn a, độ lệch tâm e và góc nghiêng i của quỹ đạo vệ tinh, nhưng ảnh hưởng đến vị trí của điểm lên Ω và cận điểm ω Điều này có thể được làm rõ bằng hàm tốc độ thay đổi trung bình [rad/s] và vị trí hiện tại của vệ tinh M.
Trong mô hình tính toán của NORAD, Element cung cấp các thuật toán dự đoán vị trí và chuyển động của vệ tinh Một số mô hình tính toán chuyển động vệ tinh bao gồm các phương pháp chính xác để theo dõi và dự báo quỹ đạo của vệ tinh trong không gian.
- Với các vệ tinh quỹ đạo gần Trái Đất (chu kỳ nhỏ hơn 225 phút) có các mô hình SGP, SGP4, SGP8
- Với các vệ tinh quỹ đạo xa Trái Đất (chu kỳ lớn hơn hoặc bằng 225 phút) có các mô hình SDP, SDP4, SDP8
Các mô hình trên sử dụng các thông số đầu vào từ bảng Twoline, với dữ liệu vệ tinh được cung cấp hàng ngày tại website www.celestrak.com Mô hình SGP, phát triển bởi Hilton và Kuhlman vào năm 1966, được áp dụng cho vệ tinh gần mặt đất Mô hình này nhằm giảm nhẹ ảnh hưởng của mô hình hấp dẫn do Kozai đề xuất vào năm 1959, đồng thời giữ cho tác động của sự trượt trong chuyển động được tuyến tính theo thời gian Nó cũng liên quan đến sự biến thiên bậc 2 của điểm lên theo thời gian.
Mô hình SGP4, phát triển bởi Ken Cranford vào năm 1970, được sử dụng rộng rãi cho vệ tinh cực nhờ vào việc đơn giản hóa nguyên lý giải tích tổng quát của Lane và Cranford (1969) Mô hình này áp dụng giải pháp của Brower (1959) cho mô hình hấp dẫn và hàm mật độ năng lượng trong môi trường khí quyển Sự trượt lên độ lệch tâm trong mô hình này ảnh hưởng theo hướng độ cao của cận điểm giữ nguyên là hằng số, làm cho SGP4 trở thành lựa chọn phổ biến trong các mô hình tính toán quỹ đạo cho vệ tinh cực.
Các phần tử NORAD được áp dụng trong mô hình SGP4, với tất cả các ký hiệu được giải thích trong phần định nghĩa thông số mô hình Giá trị ban đầu của chuyển động trung bình và bán trục lớn được tính toán thông qua các hàm sử dụng các phần tử đầu vào.
Với chu kỳ giữa 98 km và 156 km, giá trị của hằng số s được sử dụng trong mô hình SGP4 thay đổi thành:
Với chu kỳdưới 98 km, giá trịthay đổi thành:
Nếu giá trị S thay đổi, thì giá trị của được thay bằng:
Sau đây tính các hằng số sử dụng các giá trị thích hợp của s và :
Tác dụng của trường hấp dẫn Trái Đất lên các điểm khác nhau, bao gồm phía trên bên phải của điểm lên Ω, đối của cận điểm ω và vị trí hiện tại của vệ tinh trong một khoảng thời gian nhỏ, được thể hiện qua các hàm toán học cụ thể.
Tác dụng của sự trượt khí quyển lên phía lên phải của điểm Ω, đối diện với cận điểm ω, và vị trí hiện tại của vệ tinh trong một khoảng thời gian nhỏ được thể hiện qua các hàm toán học.
Khi cận điểm nhỏ hơn 220 km, hàm a và hàm IL được rút gọn sau số hạng C1, trong khi các số hạng C5, δω và δM sẽ bị loại trừ Bằng cách cộng các số hạng tuần hoàn của nhiều chu kỳ, ta có được kết quả mong muốn.
Hàm Kepler cho được định nghĩa bởi:
Và sử dụng hàm lặp lại:
Hàm dưới đây sử dụng tính các định lượng ban đầu cho sự tuần hoàn trong các chu kỳ:
Sự tuần hoàn trong các chu kỳ gán vào các đại lượng cần thiết:
Khối vector hướng được tính bởi:
Vị trí và tốc độ được xác định bởi:
Vậy đầu ra của mô hình SGP4 là vị trí và tốc độ của vệ tinh trong hệ tọa độ ECI theo thời gian
Các thông số bảng NORAD:
: Thành phần của mô hình SGP, chuyển động trung bình hay số vòng trong ngày : Lệch tâm quỹ đạo vệ tinh
: Góc nghiêng của quỹ đạo
: Vị trí hiện tại của vệ tinh
: Kinh độ của điểm lên
: Đạo hàm bậc nhất của số vòng trung bình
: Đạo hàm bậc hai của số vòng trung bình
: Hệ số trượt của mô hình SGP4 trong đó G là hằng số hấp dẫn vũ trụ Newton, M là khối lượng Trái Đất : Bán kính Trái Đất
: Hài hấp dẫn thứ hai của Trái Đất
: Hài hấp dẫn thứ ba của Trái Đất
: Hài hấp dẫn thứ tư của Trái Đất
: Khoảng thời gian tính từ khi nhập thông số đầu vào cho mô hình q 0 , s: Các thông số cho hàm mật độ SGP4/SGP8
Các thông tin về xác định vị trí và chuyển động trong quỹ đạo vệ tinh được cung cấp hàng ngày đầy đủ trong bảng Twoline.
Các phép chuy ể n t ọa độ
2.6.1 Chuy ển từ hệ tọa độ ECI(x,y,z) ra hệ tọa độ Kinh độ, Vĩ độ: Ion, Iat, Alt
Ta thiết lập mặt phẳng trực giao với mặt phẳng xích đạo, đi qua điểm quan sát Bán kính xích đạo của Trái Đất được ký hiệu là Re Hình ảnh minh họa cho thấy vị trí của đối tượng cần quan sát trên bề mặt Trái Đất Đối với một đối tượng ở độ cao h so với mặt biển, bán kính xích đạo Re sẽ được thay thế bằng một giá trị khác.
Trái Đất quay quanh trục Oz trong mặt phẳng Oxy, dẫn đến tọa độ x, y của một điểm trên bề mặt Trái Đất luôn thay đổi theo thời gian Để xác định tọa độ x, y như một hàm của thời gian, chúng ta cần biết góc giữa kinh độ của đối tượng quan sát và trục Ox (Vernal Equinox) Góc này, được ký hiệu là , cho phép chúng ta tính toán giá trị tương ứng với thời gian.
Để tính toán kinh độ, cần xác định các yếu tố liên quan đến vĩ độ và tọa độ x, y, z R là hàm thời gian tại vị trí quan sát, từ đó chúng ta có thể tính được kinh độ cần thiết.
2.6.2 Chuy ển từ hệ tọa độ Kinh độ- Vĩ độ sang Hệ tọa độ vị trí quan sát
Với vệ tinh tọa độ vị trí quan sát như trên ta được:
Trong hệ tọa độ ECI, hai góc θ và φ xác định vị trí quan sát Tọa độ vệ tinh và tọa độ điểm quan sát được xác định trong hệ tọa độ này, với khoảng cách giữa hai vị trí được tính toán Để chuyển đổi từ hệ tọa độ ECI sang tọa độ tại vị trí quan sát, cần thực hiện hai bước: tịnh tiến và xoay Kết quả là tọa độ vệ tinh sẽ được điều chỉnh trong hệ tọa độ mới.
Bước tiếp theo là từ kinh độ và vĩ độ vị trí quan sát ta đổi ra tọa độ
Từ các phương trình trên ta kết hợp kinh độ: vĩ độ tại vị trí quan sát và thời gian ta tìm được và
CHƯƠNG III NGHIÊN CỨU CÁC KỸ THUẬT CHỤP ẢNH QUANG HỌC
SỬ DỤNG TRÊN CÁC VỆ TINH QUAN SÁT TRÁI ĐẤT
3.1 Các phương pháp chụp ảnh
Kỹ thuật chụp ảnh này sử dụng mảng một chiều hoặc mảng kép hai chiều để ghi lại hình ảnh theo hàng hoặc bề mặt của vật thể Không cần thiết bị cơ khí, các điểm khác nhau của bức ảnh được quét bằng điện tử, và thiết bị này được gọi là "pushbroom".
Hình 3.1: Nguyên lý hoạt động
Hình ảnh đường liên tục của bộ dò P vuông góc với vector vận tốc Vgrd của vệ tinh được điều chỉnh để song song với vector này, tạo ra hình ảnh 2D Nguyên lý này được minh họa thông qua ví dụ thực tế từ vệ tinh SPOT Khe thời gian Tframe, hay khoảng thời gian phân tích của dãy CCD, cần phải tương thích với thời gian Tframe do vị trí vệ tinh khi đi qua một pixel có độ dài δxs.
(m) ở tốc độ Vgrd (m/s), do đó: frame grd s frame
Tần số đồng hồ Fc được định nghĩa là tốc độ truyền tải của mỗi pixel từ một thanh ghi này sang thanh ghi CCD tiếp theo.
Số giai đoạn của CCD, ký hiệu là q, phụ thuộc vào độ tích điện của nó, thường có giá trị nguyên là 2, 3, và đôi khi là 4 Trong khi đó, r đại diện cho số đầu ra song song của dãy tuyến tính CCD Đối với những mảng tuyến tính rộng, giá trị của r thường nằm trong khoảng từ 2 đến 4.
Hình 3.2: Quét điện tử: Nguyên lý của quan sát Pushbroom
Thiết bị chụp ảnh HRG trên vệ tinh DPOT 5 có các thông số kỹ thuật như H2km, độ phân giải δxs = 5m, khoảng cách Ls = 60km, tốc độ Vgrd = 6.7km, kích thước pixel Sxi = 6.5um, với 12,000 mẫu pixel trên mỗi 5m trên mặt đất và 6.5um trên mặt phẳng qua tiêu điểm Thời gian khung hình Tframe là 0.75ms, với các tham số p = 12000, q = 4 và r = 4, cùng tần số Fc = 16MHz.
Chụp ảnh theo phương pháp Whiskbroom sử dụng một cơ chế quét cơ khí để quét theo hai trục của ảnh
Việc quét được sử dụng khi:
• Trường quan sát là rất rộng: trường quan sát (FOV) có thể là 90 độ, hoặc thậm chí trên 110 độ
• Độ phân giải không gian là không cao
• Phạm vi phổ được dò là rộng lớn và bao gồm những vùng khó tiếp cận khi dùng các bộ dò ghép (vùng nhiệt xa hồng ngoại)
Việc ghi nhận hình ảnh cần phải nhanh chóng và chất lượng cao Đặc biệt, yêu cầu về bức xạ vô tuyến là rất nghiêm ngặt, đòi hỏi kiểm soát chặt chẽ cả về tính chất và thông lượng của bức xạ.
Các máy quét hiện đang mất đi cơ sở để ghép bộ dò, nhưng chúng vẫn dử dụng các ứng dụng bức xạ hồng ngoại
Sau khi mô tả các thiết bị, chúng ta sẽ tìm hiểu về các chế độ quét chính của chúng Cấu trúc cơ bản của máy quét bao gồm một gương quét quán tính thấp và một bộ thu thập bức xạ quay hoặc dao động Tín hiệu ánh sáng được phân phối tới các kênh phổ khác nhau Để ước lượng giá trị đo đạc của tín hiệu ánh sáng, một thiết bị hiệu chỉnh được sử dụng để so sánh các kênh với nhau.
Hình 3.3: Nguyên lý hoạt động của máy quét
3.2 Các tiêu chí đánh giá chất lượng ảnh
Hình 3.4: Khả năng phân giải hai điểm ảnh
Thiết bị quang sử dụng một điểm sáng làm đối tượng tham chiếu, là một vật thể phát sáng không giới hạn và không có đường viền quan sát được từ vệ tinh Vật thể này bao gồm tất cả các tần số không gian ở cùng một cấp độ Trong trường hợp thiết bị quang hoàn hảo không có quang sai, với đường kính Ot, điểm sáng được minh họa như một vật thể đơn sắc ở bước sóng λ, tạo ra một chấm sáng trong mặt phẳng tiêu cự của thấu kính.
Hình 3.5: Nhiễu xạ mẫu hay hàm trải điểm (PSF) trong ánh sáng không kết hợp
Bán kính ri của mẫu (số 0 đầu tiên của hàm) thảo mãn phương trình sau:
Ri = 1,22 * (λ/Ot)*f ở đây Ot = đường kính ống kính, λ= bước sóng và f = độ dài tiêu cự
3.2.1.2 Khoảng Sp và tần số không gian V
S p đại diện cho khe trống không gian, trong khi V là tần số không gian, được biểu thị bằng m^-1 hoặc chu kỳ mỗi radian Các giá trị này được thể hiện dọc theo trục x và y.
Hàm L(x,y) > 0 mô tả sự phân bổ độ chói của vật thể dựa trên hai biến x và y, có thể được tách ra thành các mẫu sóng Sine với biên độ và pha xác định Biên độ a(vx) và a(vy) cùng với pha ϴ(vx) và ϴ(vy) (đo bằng radian) được tính toán thông qua biến đổi Fourier của hàm L(x,y) Tần số không gian vx và vy tương ứng với các khe không gian Sx=1/vx và Sy=1/vy, được biểu diễn trong chu kỳ mỗi radian hoặc chu kỳ mỗi mm.
Hình 3.6: Sự mô tả toán học của một ảnh phân tích dưới dạng một chuỗi Fourier 3.2.1.3 Tần số cắt Vc
Mỗi liên kết trong chuỗi hoạt động như một bộ lọc, làm suy giảm độ tương phản và cắt bỏ thông tin khi vượt qua tần số cắt Tần số cắt thể hiện tần số không gian mà thiết bị phát không chứa thông tin, hoặc dưới ngưỡng điều chế nhất định Đối với thiết bị quang học, thông tin không được phát nếu vượt quá tần số không gian Vc, phụ thuộc vào bước sóng và đường kính ống kính Trong trường hợp này, các bộ dò và thiết bị điện tử không cắt tín hiệu đã được điều chế, vì vẫn có tín hiệu tồn tại ngay cả khi mức độ điều chế rất nhỏ.
VC chỉ phụ thuộc vào đường kính của đường vào ống kính và bước sóng:
VC , đơn vị là chu kỳ/mm, tại điểm tiêu cự ống kính là: f v c D
= Ở đây D= đường kính vào ống kính (mm), α’ = góc mở của thiết bị quang = D/2*f ; λ= độ dài bước sóng (μm) và f = độ dài tiêu cự (tính bằng mm) của thiết bị quang
(chu kỳ/radian hoặc chu kỳ trên mỗi đơn vị chiều dài)
VN thể hiện một nửa tần số lấy mẫu mặt đất: or L v N δ δθ ×
= H δ L δθ , với δ L = khoảng lấy mẫu mặt đất (m) và H = vĩ độ vệ tinh (km)
Phân tích các y ế u t ố ảnh hưởng đế n ch ất lượ ng ả nh
3.3.1 Sự méo ảnh gây bởi thiết bị và chuyển động của vệ tinh
Khuyết điểm hình ảnh được phân loại theo tần số và độ phân giải không gian Méo “tần số chậm” ảnh hưởng đến toàn bộ hình ảnh, trong khi méo “tần số cao” có tính chất gián đoạn và cục bộ Mức độ méo phụ thuộc vào loại thiết bị và phương tiện được sử dụng.
3.3.1.1 Méo gây nên bởi vấn đề quang học
Các vấn đề quang học, đặc biệt là liên quan đến các ống kính viễn vọng và hệ thống khúc xạ, gây ra méo chính do sự ảnh hưởng của độ rộng góc Độ méo thực tế phụ thuộc vào khẩu độ, ngay cả với các thiết bị quang khi tỷ số N (độ dài tiêu cự/đường kính) rất lớn.
Trong mặt phẳng tiêu cự, kích cỡ của ảnh được biểu thị bởi y’, trong khi ϴ đại diện cho trường góc (Hình 3.12) Số hạng đầu tiên trong công thức cho thấy tỉ lệ lý thuyết của ảnh mà không có méo, trong khi các số hạng tiếp theo, Sy’, chỉ ra các vấn đề về méo hình Tại trung tâm quang, nơi mà các ống kính và gương cho phép trục quay vòng và tạo ra trục đối xứng, đa thức chỉ bao gồm các số hạng lẻ Các số hạng chẵn có thể xuất hiện do các khuyết tật ở trung tâm, như thiết bị quang được lắp đặt không chính xác hoặc các gương có trục hỏng hoặc bị nghiêng, dẫn đến việc thiếu quay đối xứng.
Hình 3.12: Méo gây nên bởi một thiết bị quang: Độ dốc giữa hình dạng ảnh và điểm tác động của trường tia chính
Hình 3.13: Kiểu méo của một thiết bị quang
Hình chữ nhật bị méo, hay còn gọi là hiệu ứng cái gối, thường có sự biến dạng nổi bật hơn với các số hạng lớn hơn bậc 3 Hiệu ứng này mang lại giá trị thực sự chỉ khoảng vài phần trăm khi góc méo dưới 10 độ.
• Méo tần số cao gây bởi độ rộng góc quang học:
Trong trường hợp của trường quan sát quang rất rộng (với 2*0 > 90 độ), luồng ánh sáng di chuyển qua bề mặt quang có thể gây ra méo dạng do những khuyết tật nhỏ trong quá trình đánh bóng hoặc lắp đặt Những khuyết tật này có tần số không gian cao và thường bị bỏ qua, trừ khi cần thiết để chính xác hóa một số vùng ảnh Để đạt được độ chính xác 1/10 của 1 pixel cho 1000 pixel trong 2 ảnh, méo dạng không được vượt quá 10^-4 Nếu pixel đo được là 10 μm, lỗi méo dạng phải dưới 1 μm, thể hiện yêu cầu kỹ thuật khắt khe Hình 3.14 minh họa một ví dụ về đường méo dạng được đo trên thiết bị có FOV rất rộng.
Hình 3.14 minh họa hiện tượng méo tần số cao, thể hiện các khuyết tật dọc theo trục tung (μm) và các điểm trong trường dọc theo trục hoành (mm) trên ma trận CCD Đường cong được mở rộng từ các phép đo của ống kính với góc rất rộng.
3.3.1.2 Méo gây ra bởi máy quét
Tất cả các thiết bị quét như máy quét, máy chụp ảnh và thiết bị chụp ảnh pushbroom đều gặp phải hiện tượng méo ảnh do gương quét gây ra.
Hình 3.15: Một bộ dò kép hình chữ nhật thu được trên mặt đất thông qua các thiết bị quang và gương của thiết bị
Nói chung, các đường bao quanh đó bị méo, các hàng và cột không vuông góc, không còn quan hệ song song hay vuông góc với vectơ vận tốc
Việc ứng dụng kỹ thuật TDI trong thiết bị chụp ảnh quét có thể gây ra hiện tượng méo hình, đặc biệt là ở các hình ảnh từ bộ dò CCD, dẫn đến tình trạng ảnh hình thang do góc nhìn nghiêng Nguyên nhân của hiện tượng này là do việc chiếu hình nón lên bề mặt hình cầu như Trái Đất Sự xáo trộn này chủ yếu ảnh hưởng đến độ phân giải không gian của hình ảnh, và sẽ được cải thiện thông qua việc nâng cao chất lượng và độ phân giải không gian của các phần hình ảnh.
3.3.1.3 Méo gây bởi vệ tinh
Sự méo dạng hình ảnh xảy ra do chệch hướng, rung lắc và biến đổi của vận tốc Các vận tốc góc dọc theo trục là nguyên nhân chính gây ra hiện tượng này Hình 3.16 minh họa rõ nét sự méo dạng của một hình chữ nhật khi vệ tinh di chuyển với vận tốc góc Wr quanh trục xoay.
Sự thay đổi góc trong hình ảnh do quá trình trôi chậm của nền gây ra, dẫn đến hiện tượng chuyển động và xoay Biến đổi dọc theo trục lệch làm méo ảnh, với một sai số khoảng 5*10^-2 độ có thể tạo ra lỗi lên đến 720m trong bức ảnh trung tâm Khi có nhiều yếu tố độc lập tác động (mỗi vòng quay trên các trục khác nhau), các lỗi này cần được kết hợp để xác định tổng thể các thay đổi của góc.
Thí dụ: Sự thay đổi về góc vòng theo θr, hoặc thăng giáng θt, trục lệch θL
Hình 3.16: Méo dạng hình ảnh 3.3.2 Những tác nhân ảnh hưởng đến chất lượng ảnh
Hệ thống ảnh bao gồm tất cả những tham số tạo nên sự suy giảm chất lượng hình ảnh Chúng chủ yếu là các nhân tố dưới đây:
Từ hình vẽ ta thấy được tổng quát sơ đồ của các mục trong hệ thống ảnh
3.3.2.1 Cảnh quan và khí quyển
Sự suy giảm độ sáng của khí quyển xảy ra do chuyển động hỗn loạn và sự tán xạ của các thành phần không khí Mặc dù sự suy giảm này từ trên xuống là không đáng kể, nhưng điều này không áp dụng cho trường hợp ngược lại Do đó, các nhà thiên văn học trên Trái Đất cần sử dụng các thiết bị quang học phù hợp để bù đắp cho những thiếu sót về sự đồng đều và các chỉ số góc nghiêng.
3.3.2.2 Chức năng lan truyền điểm của ánh sáng và bề mặt sóng
Mô hình nhiễu xạ ánh sáng trong mặt phẳng tiêu cự, hay còn gọi là hàm lan truyền điểm của ánh sáng (PSF), liên quan đến chức năng di chuyển và chất lượng bề mặt sóng trên kính thiên văn sau khi ánh sáng đến từ một điểm vô cực và đơn sắc Việc đánh bóng gương giúp phát hiện các sai sót trong độ phẳng của bề mặt sóng dễ dàng hơn so với các điều kiện của MTF, điều này có thể được quan sát qua đo lường thực nghiệm Một trong những tiêu chuẩn chất lượng quang học được thể hiện qua các đơn vị bước sóng, bao gồm phương sai bình quân, phương sai cực đại và căn bậc hai (RMS) của sai số bề mặt.
Hình bên dưới tóm tắt các liên kết giữa một bề mặt song hàm trải điểm và PSF của một thiết bị Đối tượ ng
B ứ c x ạ Áp su ấ t H ệ th ố ng quang h ọ c
S ự xáo tr ộn độ cao
Hình 3.18: Sóng lỗi ban đầu (WFE), Hàm trải điểm ( PSF) và Hàm chuyển đổi điều chế 3.3.2.3 Ảnh hưởng của quang sai và sự che khuất
Những sai sót này có thể làm giảm nhanh chóng MTF (Modulation Transfer Function) Bảng dưới đây minh họa một ví dụ điển hình về mức độ của hầu hết các loại quang sai thông thường trong MTF, dựa trên tỷ số tần số không gian.
C v v Bảng 3.2: Các thông số ảnh hưởng đến MTF
Modulation Transfer Funtion F(VN/VC)
Có thể thấy với tỷ số
N v v càng lớn thì MTF càng thấp
Một sai sót quan trọng trong kính thiên văn là vùng che khuất trung tâm, nơi ánh sáng bị tắc nghẽn bởi một trong các ống kính Hiện tượng này ảnh hưởng lớn đến sự lan tỏa của nhiễu xạ mô hình và do đó tác động đến MTF Ở tần số thấp, sai sót này có thể được biểu diễn bằng một công thức gần đúng.
Với η= tỉ số của vùng che khuất tuyến tính p s Φ
Trong cấu hình tần số của kính viễn vọng Ritchey-Chrétien với hai gương hoặc kính viễn vọng Korsch với ba gương, đường kính của gương thứ hai là Фs và đường kính của gương chính là Фp Giá trị hiệu suất quang học η cho kính viễn vọng Ritchey-Chrétien dao động từ 0.3 đến 0.4, có thể thấp hơn, trong khi đối với kính viễn vọng Korsch, η khoảng từ 0.1 đến 0.2 Do đó, MTF suy hao bị mất khoảng từ 0.747 đến 0.576, không tính đến quang sai với sự che khuất tuyến tính 40%.
