Как работает дальномер

Лида́р (транслитерация LIDAR англ. Light Identification Detection and Ranging — световое обнаружение и определение дальности) — технология получения и обработки информации об удалённых объектах с помощью активных оптических систем, использующих явления отражения света и его рассеяния в прозрачных и полупрозрачных средах.

Прежде всего, это лазер, причем не простой, а благодаря модуляции добротности резонатора и ряду других технических ухищрений, дающий очень короткий импульс, измеряемый нано и пикосекундами. И хотя энергия импульса мала 0.1-0.05 джоулей, мощность излучения колоссальна порядка 250 мегаватт и более. Собственное расхождение лазерного луча очень маленькое, оно измеряется величиной 10-20 угловых минут, но на дальности 500 км. диаметр пятна будет более 2 км. Расхождение уменьшают, пропуская через коллимирующую оптическую систему. Упрощенно, эта система состоит из двух линз, фокусы которых совпадают. Фокусное расстояние первой линзы маленькое, второй большое. Соотношение этих фокусов равно уменьшению расхождения лазерного луча и равно увеличению его выходного диаметра.

Станция лазерной локации ИСЗ “Simeiz-1873”

Лазерный спутниковый дальномер, построенный в 1988 году, и оснащённый 1 метровым телескопом.
Используется для определения точных расстояний до искусственных спутников земли. Мощность импульса 1.5 гигаватта, длинна лазерного луча 3см.

Ближайшие города: Бахчисарай, Симферополь, Феодосия

Координаты: 44°24'47"N 33°59'27"E

Очень маленькая часть энергии импульса лазера забирается специальной призмой и направляется на фото-электронный умножитель (ФЭУ) старт сигнала. Электрический сигнал включает счетчик времени и заставляет компьютер дальномера запомнить, в какой момент времени это произошло. Время события берется из специального прибора, который называется не часы, а цезиевый (рубидиевый, водородный) эталон времени и частоты, и привязан к государственному эталону. Луч лазера летит до спутника, отражается и принимается телескопом. Обычно, приемный телескоп имеет площадь приемного зеркала 0,5 кв.м. или диаметр зеркала 0,5 м. Эти две цифры в мире наиболее популярны. Передающая оптическая система, из-за своих меньших габаритов, крепиться на приемном телескопе, зачастую вместе с лазером. Сфокусированный телескопом сигнал пропускается через оптический фильтр. Этот фильтр не просто кусочек стекла, определенного цвета или со сложным интерференционным напылением.

Естественно, что сам фильтр находится в термостате, поскольку локальный перегрев или охлаждение на десятую долю градуса сбивают его работу. После фильтра отраженный сигнал попадает на фотокатод ФЭУ стоп сигнала. Электрический сигнал с этого ФЭУ останавливает работу счетчиков, называемых Измеритель Временного Интервала (ИВИ). Вот собственно и все. Исходя из времени распространения светового сигнала, зная момент его испускания, вычисляют дальность до КА в момент времени, в который лазерный луч коснулся спутника. Остался пустяк – попасть лучом по спутнику. Эту задачу решает Опорно-поворотное устройство (ОПУ). Оно позволяет телескопу траекторных измерений следить за спутником, поворачиваясь вокруг двух, или большего количества осей. Электромоторы ОПУ управляются компьютером. Если ОПУ не смогло вывести телескоп в точку встречи с достаточной точностью, то чтобы не палить в белый свет, в приемном телескопе обычно предусматривают возможность вывода изображения на телекамеру. Тогда можно ввести определенную коррекцию в движение ОПУ.

А теперь представим, что дальномер выстрелил по спутнику на высоте 19 000 км. Энергию выстрела мы знаем, она подогреет от 50 до 100 грамм воды на один градус. Передающая оптическая система задержит от 60 до 80% света. 70% поглотит атмосфера. При расхождении луча около 10 угловых секунд, диаметр луча на орбите будет около 800 метров, по такой площади будет размазана энергия, которая долетела до спутника. Спутник ее отражает к земле, но только ту часть, что попала на 0,1-0,3 кв м уголковых отражателей, т.е. ничтожную часть. Эта тютелька энергии ослабляется на 70% атмосферой (она опять на пути) и падает на землю пятном диаметром в 600-800 метров. 0,785 кв. м, то есть одна двухмиллионная часть этой энергии попадает в телескоп. Приемный оптический тракт сложнее передающего, он задерживает около 95% излучения. Если оставшуюся после этого энергию разделить на постоянную планка и на частоту излучения, мы получим число фотонов, которые долетели до фотокатода ФЭУ стоп сигнала. Как ни странно, но мы можем обнаружить 3000-8000 фотонов. Можно подумать, что этого гигантского количества фотонов вполне достаточно для проведения измерений. Увы. Сам фотокатод имеет одну характеристику КПД выхода, и она равна 0,1-0,05 %. Это значит, что для гарантированности выбивания хоть одного фотоэлефктрона, который и превратиться в сигнал, надо от 1000 до 5000 фотонов. На таких больших дальностях измерение происходит не на каждый импульс лазера, а через один или два.

ОБСЕРВАТОРИИ

Лазерная локация Луны осуществлялась и до «Аполлона-11». За неимением ретрорефлекторов телескопы улавливали фотоны, отражённые от лунного грунта. Первые успешные эксперименты были проведены в 1962 г. сначала в Массачусетском технологическом институте, а затем в Крымской астрофизической обсерватории. В 1965 г. были получены наблюдения, имевшие погрешность 200 метров — и эта погрешность обуславливалась рельефом Луны, а не оборудованием обсерватории. С 1969 г. и далее локацию вели уже по отражателям, а не по грунту. Погрешность уменьшилась до 3 метров и продолжала падать по мере совершенствования лазеров. Наблюдения в КрАО прекратились в 1983 г. в связи с закрытием лунной программы СССР.

Для решения научных задач (о которых ниже) желательно накапливать данные наблюдений лазерной локации лунных отражателей за как можно более долгий срок. Старейшие из наблюдений, данные которых опубликованы и используются сегодня в расчётах — это наблюдения, сделанные в обсерватории МакДональд (США) начиная с 1969 г. Крымские данные, к сожалению, не опубликованы, но сохранены и, возможно, ещё увидят свет. Полный список обсерваторий с доступными данными таков:

Обсерватория Маунт-Стромло

ОбсерваторияMcDonald

В начале 1970-х гг. попытки наладить лазерную локацию Луны предпринимались в Японии (обсерватория Окаяма) совместно с компанией Хитачи, однако работы были остановлены после прекращения финанасирования. Также наблюдения лунной лазерной локации проводились в Австралии в обсерватории Оррорал с 1972 по 1998 г. Имеется статья про обработку этих наблюдений, но сами наблюдательные данные недоступны. Во Франции до CERGA были попытки создания станции лунной лазерной локации в обсерватории Пик-дю-Миди, не увенчавшиеся успехом. В Германии, в многоцелевой геодинамической обсерватории около г. Ветцель были получены пробные измерения лунной лазерной локации, но регулярных измерений в этой обсерватории не проводится.

Лазерная локация Луны в обсерватории Apache Point. Автор: Dan Long. Источники: Википедия, NASA.

ЭКСПЕРИМЕНТ

Неудачи или скудные результаты многих обсерваторий в лазерной локации лунных отражателей неслучайны. Краткий перечень основных трудностей эксперимента:
Наведение лазера и принимающей оптической системы необходимо осуществлять по звёздам или по лунным кратерам; необходимо слежение в реальном времени за движущейся Луной с учётом упреждения на время хода луча (от 1 до 1.3 секунд в одну сторону).

Фокусировка исходящего луча достигает в лучшем случае 1 угловой секунды в расходимости луча; при отражении возникает дифракция, и на Землю луч приходит в виде пятна диаметром 15 км. Лишь несколько фотонов в конечном итоге попадут в телескоп.

Кроме отражённых фотонов, в телескоп попадают (и это подавляющее большинство) «мусорные» фотоны от лунного грунта и земной атмосферы. Для борьбы с ними ограничивают период времени приёма (строб) и фильтруют принимаемые фотоны по длине волны, но и этого недостаточно; после сеанса измерений наблюдения подвергают статистической обработке, при которой уже окончательно отделяют истинные наблюдения от мусора.

Пульс лазера должен быть достаточно коротким, чтобы обеспечить хорошую точность наблюдений, и при этом достаточно мощным, чтобы содержать достаточное количество фотонов (не меньше 300 квадриллионов).

Для калибровки наблюдательных данных на телескопе требуется установка опорного отражателя; часть испускаемого луча отражается от него и обрабатывается теми же средствами, что и основные наблюдения.

Наблюдения при облачности или сильном ветре невозможны.

Зачастую невозможны наблюдения в дневное время суток или наблюдения отражателей, находящихся на освещённой части лунного диска.

Схема эксперимента. Автор: Том Мёрфи

Наблюдения всегда проводятся сериями. Лазер испускает 10-20 пульсов в секунду, чтобы обеспечить достаточное количество данных для последующей статистической обработки. Соответственно, в космическом пространстве постоянно находятся 25-50 пульсов, летящих от Земли к Луне или обратно. Принимающая оптическая система активизируется с частотой, соответствующей частоте испускаемых пульсов, в периоды времени, когда приблизительно должен вернуться фотон (если бы время было известно точно, эксперимент бы не требовался). В одной серии проводится локация нескольких отражателей (в идеале — всех пяти), это повышает научную ценность полученных данных.

Модель, используемая при статистической обработке первичных наблюдений, должна содержать:
метеорологические параметры, от которых зависит время задержки световой волны в атмосфере Земли;

приблизительные (предвычисленные) данные об орбитально-вращательном движении Луны;

угол наклона ретрорефлекторных панелей (влияет на вероятностное распределение фотонов, отразившихся от различных угловых отражателей в панели);

неизвестные (определяемые в ходе обработки) поправки к показаниям регистрационных приборов станции.

В результате обработки серии наблюдений лунного отражателя формируется т.н. нормальная точка (normal point), содержащая время полёта некоторого «виртуального» фотона на некоторый момент времени. Нормальная точка имеет погрешность, вычисляемую в ходе обработки серии. Чем больше фотонов обработано в серии, тем меньше погрешность полученной нормальной точки.

В различных обсерваториях могут использоваться различные алгоритмы формирования нормальных точек. Алгоритмы, применяемые в Apache Point, изложены в диссертации одного из сотрудников.
Нормальные точки, в свою очередь, подвергаются обработке более высокого уровня (как правило, не в обсерваториях, а в специализированных научных центрах). При такой обработке учитываются внешние физические факторы, неизменные в процессе обработки сессии:
положение станции на Земле и отражателя на Луне;

дрейф станции (сантиметры в год);

смещение станции из-за твердотельных приливов от Солнца и Луны (десятки сантиметров);

смещение станции из-за океанических приливов (сантиметры);

смещение отражателя из-за твердотельных приливов от Солнца и Земли (сантиметры);

задержка света из-за гравитационного искривления пространства крупными телами (метры) и другие релятивистские эффекты.