Как в marsy измерить расстояние между блоками
Перейти к содержимому

Как в marsy измерить расстояние между блоками

  • автор:

Автоматические межпланетные станции «Марс-4, 5, 6, 7»

Автоматические межпланетные станции

Марс-4,5,6,7

Космические аппараты серии М-73 предназначены для исследования планеты Марс и околопланетного пространства с помощью доставляемого на поверхность планеты посадочного аппарата, а также орбитального аппарата, выполняющего функции искусственного спутника планеты.

  • М-73С – аппараты, предназначенные для функционирования в качестве спутников Марса («Марс-4», изд. М-73С №52 и «Марс-5» изд. М-73С №53);
  • М-73П – аппараты, предназначенные для доставки в околопланетную область и десантирования с пролетной траектории на поверхность Марса исследовательского зонда – автономной марсианской станции («Марс-6», изд. М-73П №50 и «Марс-7», изд. М-73П № 51).
  • для аппаратов М-73П
  • доставка СА в околопланетную область и обеспечение требуемых условий по баллистике для проникновения СА в атмосферу Марса;
  • осуществление посадки исследовательского зонда (автоматической марсианской станция — АМС) на поверхность планеты;
  • изучение распределения водяного пара по диску планеты;
  • определение газового состава и плотности атмосферы;
  • изучение рельефа поверхности;
  • определение яркостной температуры атмосферы и распределения концентрации газа в атмосфере,
  • определение диэлектрической проницаемости, поляризации и температуры поверхности планеты;
  • измерение магнитного поля по трассе перелета и вблизи планеты;
  • исследование электрического поля в межпланетной среде и у планеты;
  • изучение пространственной плотности метеорных частиц;
  • исследование солнечного ветра при перелете;
  • исследование спектра и состава солнечных космических лучей;
  • регистрация космических излучений и радиационных поясов планеты.
  • измерения плотности, давления и температуры атмосферы по высоте;
  • измерения, связанные с определением химического состава атмосферы;
  • исследования типа поверхностных пород и распределения в них некоторых элементов;
  • измерения скорости ветра и плотности газа;
  • получение двухцветной стереоскопической телепанорамы места посадки АМС;
  • определение механических характеристик поверхностного слоя грунта.
  • создание долговременно функционирующего в околопланетном пространстве искусственного спутника Марса, воспринимающего и передающего на Землю информацию с АМС, десантированных на марсианскую поверхность КА М-73П;
  • обеспечение второго включения АМС в работу спустя сутки после посадки;
  • получение цветных фотоснимков определенных участков поверхности Марса;
  • изучение распределения водяного пара по диску планеты;
  • определение газового состава и плотности атмосферы;
  • изучение рельефа по распределению СО2, определения распределения концентрации газа в атмосфере, яркостной температуры планеты и атмосферы;
  • определение диэлектрической проницаемости, поляризации и температуры поверхности планеты;
  • измерения магнитного поля по трассе перелета и вблизи планеты;
  • измерения потоков электронов и протонов на трассе перелета и у планеты;
  • исследования инфракрасного спектра планеты в области 1,5 – 5,5 мкм (в частности, для поиска органических соединений);
  • поляриметрических исследований планеты с целью определения структуры поверхности;
  • исследования спектров собственного свечения атмосферы Марса;
  • регистрации космических излучений и радиационных поясов планеты.

КОСМИЧЕСКИЙ АППАРАТ «МАРС-4» М-73С №52

Марс-4,5,6,7Космический аппарат «Марс-4» («М-73С» №52) предназначен для проведения исследований планеты Марс и околопланетного пространства с орбиты искусственного спутника планеты.
Общая масса КА «Марс-4» составила 4000 кг, в том числе сухая масса пролётного аппарата – 2187 кг. Масса научной аппаратуры орбитального аппарата (с ФТУ) – 117,8 кг. Корректирующая двигательная установка КА «Марс-4» заправлена 1692,47 кг топлива: 590,47 кг горючего и 1102,0 кг окислителя. Запас азота для газовых двигателей системы ориентации – 82,1 кг.
КА «Марс-4» («М-73С» №52) запущен с левой пусковой установки площадки №81 космодрома Байконур 21 июля 1973 года в 22 часа 30 минут 59,2 секунды ракетой-носителем «Протон-К». С помощью трех ступеней ракеты-носителя «Протон-К» и первого включения ДУ разгонного блока КА выведен на промежуточную ОИСЗ высотой 174×162 км. Вторым включением ДУ разгонного блока через ~ 1 час 20 минут пассивного полета осуществлен переход КА на траекторию полёта к Марсу. В 23 часа 49 минут 28,4 секунды КА отделился от разгонного блока. Марс-4,5,6,7
Через 204 суток после старта, 10 февраля 1974 года КА пролетел на расстоянии 1844 км от поверхности Марса. За 27 минут до этого момента были включены однострочные оптико-механические сканеры – телефотометры, с помощью которых проведена съемка панорам двух областей поверхности Марса (в оранжевом и красно-инфракрасном диапазонах). За две минуты до перицентра подлетной гиперболы включено фототелевизионное устройство с короткофокусным объективом. Проведен один 12-кадровый цикл съемки Марса с пролетной траектории на дальностях 1900/2100 км в масштабе 1:5000000. Снимки получались хорошего качества.
Вследствие неисправности ФТУ с длиннофокусным объективом, обнаруженной за 5 дней до подлета, при пролете это фототелевизионное устройство не включалось.
Кроме того, после пролета КА оказался на некоторое время в радиотени от планеты, что позволило провести двухчастотное радиопросвечивание атмосферы Марса.
В ходе полета КА «Марс-4» по трассе Земля – Марс с помощью спектрометров ионов и электронов были выполнены измерения энергии частиц солнечного ветра, состава частиц, температуры и скорости отдельных компонентов солнечной плазмы, а также проведены измерения параметров межпланетных магнитных полей.

РЕЗУЛЬТАТЫ ЛКИ
Программа полета КА «Марс-4» не выполнена.

КОСМИЧЕСКИЙ АППАРАТ «МАРС-5» («М-73С» №53)

Космический аппарат «Марс-5» («М-73С» №53) предназначен для проведения исследований планеты Марс и околопланетного пространства с орбиты искусственного спутника планеты. Общая масса КА «Марс-5» составила 4000 кг. Масса научной аппаратуры орбитального аппарата (с ФТУ) – 117,8 кг. Корректирующая двигательная установка заправлена 1705,2 кг топлива: 594,9 кг горючего и 1110,3 кг окислителя. КА «Марс-5» («М-73С» №53) запущен с правой пусковой установки площадки №81 космодрома Байконур 25 июля 1973 года в 21 час 55 минут 48,3 секунды ракетой-носителем «Протон-К». Старт к Марсу осуществлен вторым включением двигательной установки разгонного блока Д через ~ 1 час 20 минут пассивного полета по промежуточной околоземной орбите высотой 177,5х163,3 км. В 23 часа 14 минут 52,2 секунды произошло отделение КА от разгонного блока.
12 февраля 1974 года, через 202 суток после старта и за 5,5 часов до максимального сближения с Марсом, включен сеанс 6Р, в котором выполнены навигационные измерения планеты, результаты которых обеспечили проведение автономной коррекции (W=45,6 м/с) по результатам этих измерений. Через 4 часа в перицентре подлетной гиперболы еще раз включена двигательная установка, с помощью которой КА «Марс-5» 12 февраля 1974 года выведен на орбиту искусственного спутника планеты с параметрами:

высота в перицентре 1760 км,
высота в апоцентре 32586 км,
наклонение ~35,
период 1492,5 минуты (24 час 52 минуты 24 секунды) при расчетном периоде 1440 минут.
Импульс торможения составил 1198,45 м/с.

21 ноября 1973 года с использованием системы космической автономной навигации провели третью коррекцию траектории движения.

РЕЗУЛЬТАТЫ ЛКИ

Программа полета КА «Марс-5» выполнена не в полном объеме. Однако, несмотря на короткий срок активного существования КА «Марс-5», в ходе межпланетного перелета и с орбиты ИСМ с его помощью проведены следующие наблюдения и измерения:
• во время полета по трассе Земля — Марс с помощью спектрометров ионов и электронов выполнены измерения энергии частиц солнечного ветра, состава частиц, температуры и скорости отдельных компонентов солнечной плазмы;
• проведено двухчастотное радиопросвечивание атмосферы Марса, получены оценки давления в нижней атмосфере, а также характеристики ионосферы планеты;
• проведена съемка поверхности Марса с помощью ФТУ (108 кадров) и телефотометров (4 панорамы);
• проведены исследования свойств поверхности и грунта по их радиационным характеристикам, получены спектры гамма-излучения марсианских пород;
• с помощью инфракрасного радиометра измерены яркостные температуры грунта вдоль трассы полета спутника;
• с помощью инфракрасного спектрофотометра получено несколько сотен спектров в интервале от 2 до 5 мкм, с помощью которых определялись состав марсианского грунта и его структура;
• измерено содержание водяного пара в атмосфере Марса;
• с помощью фотометра обнаружено наличие озона в атмосфере Марса;
• получены детальные данные о температуре верхней атмосферы планеты;
• проведены измерения параметров межпланетных магнитных полей и магнитного поля Марса.

КОСМИЧЕСКИЙ АППАРАТ «МАРС-6» («М-73П» №50)

Космический аппарат «Марс-6» («М-73П» №50) предназначен для доставки исследовательского зонда (АМС) на марсианскую поверхность. Общая масса КА «Марс-6» составила 3880 кг, из них масса научной аппаратуры орбитального отсека – 114 кг, спускаемого аппарата – 1000 кг. Корректирующая двигательная установка заправлена 598,5 кг топлива: 210,4 кг горючего и 388,1 кг окислителя.
Масса спускаемого аппарата при входе в атмосферу – 844 кг.
Масса автоматической марсианской станции после посадки – 355 кг, из них масса научной аппаратуры – 19,1 кг.
КА «Марс-6» (М-73П №50) запущен с левой пусковой установки площадки №81 космодрома Байконур 5 августа 1973 года в 20 часов 45 минут 48 секунд ракетой-носителем «Протон-К». С помощью трех ступеней ракеты-носителя «Протон-К» и первого включения ДУ разгонного блока КА выведен на промежуточную ОИСЗ высотой 174,9х162,9 км. Вторым включением ДУ разгонного блока через ~ 1 час 20 минут пассивного полета осуществлен переход КА на траекторию полёта к Марсу. В 22 часа 04 минуты 09,6 секунды КА отделился от разгонного блока.
13 августа 1973 года выполнена первая коррекция траектории движения. При закладке уставок снялась готовность первого канала БЦВМ САУ, однако при проведении сеанса коррекции она восстановилась. Импульс коррекции составил 5,17 м/с, время работы двигателя на малой тяге – 3,4 секунды, расход топлива – 11,2 кг.
Почти сразу же отказал первый комплект бортового магнитофона ЭА-035. Ситуацию исправили переключением на второй комплект. Однако всего лишь через месяц после старта, 3 сентября 1973 года, на аппарате отказала телеметрия, в результате чего стало невозможно получать информацию в режиме непосредственной передачи по дециметровому каналу, а по сантиметровому можно было передавать информацию только в режиме воспроизведения, причем только информацию с ФТУ и видеомагнитофона. Пришлось изменить технологию управления, и в течение всего перелета выдавать все команды по два-три раза «вслепую», контролируя их прохождение только по косвенным признакам.

Через 15 минут после отделения сработал тормозной двигатель СА, а спустя 3,5 часа спускаемый аппарат вошел в атмосферу Марса со скоростью 5600 м/с. Угол входа составил –11,7?. Сначала торможение шло за счет аэродинамического экрана, а через 2,5 минуты при достижении скорости 600 м/с была введена в действие парашютная система.
На этапе парашютного спуска на высотах от 20 км до поверхности и ниже проводились измерения температуры и давления, а также определялся химический состав атмосферы. В течение 150 секунд результаты передавались на пролетный аппарат, но полезная информация выделена только из сигнала от радиокомплекса СА. Сигнал с КД 1, включенного за 25 минут до входа в атмосферу, был очень слабый, поэтому информацию с него расшифровать не удалось.

Весь участок спуска — от входа в атмосферу и аэродинамического торможения до снижения на парашюте включительно — продолжался 5,2 минуты. Во время спуска не было цифровой информации с прибора МХ 6408М, зато с помощью приборов «Зубр», ИТ и ИД была получена информация о перегрузках, изменении температуры и давления.
Непосредственно перед посадкой связь с СА потеряна. Последняя полученная с него телеметрия подтвердила выдачу команды на включение двигателя мягкой посадки.
Новое появление сигнала ожидалось через 143 секунды после пропадания, однако этого не произошло.
СА произвел посадку в точке с координатами 23.9° ю.ш. и 19.5° з.д. (на границе Жемчужной Земли и Земли Ноя).
Однозначно причину неудачного завершения работы с СА определить не удалось. К наиболее вероятным версиям относятся:
-аппарат разбился, в том числе, по причине отказа радиокомплекса, хотя скорость спуска и работа двигателя мягкой посадки соответствовали расчетным (аппарат был рассчитан на ударное ускорение при посадке 180 g, а в периферийных местах до 240 g);
-к аварийной ситуации привело превышение амплитуды колебаний аппарата под действием марсианской бури в момент включения двигателей мягкой посадки.

РЕЗУЛЬТАТЫ ЛКИ
Программа полета КА «Марс-6» выполнена частично. Осуществлено десантирование СА на поверхность Марса.

КОСМИЧЕСКИЙ АППАРАТ «МАРС-7» («М-73П» №51)

Космический аппарат «Марс-7» («М-73П» №51) предназначен для доставки исследовательского зонда (АМС) на марсианскую поверхность.
Запуск двух одинаковых аппаратов «Марс-6» и «Марс-7» планировался не только для повышения общей надежности выполнения целевой задачи, но и для исследования поверхности Марса в двух различных районах планеты.
Общая масса КА «Марс-7» составила 3880 кг, из них масса научной аппаратуры орбитального отсека – 114 кг, спускаемого аппарата – 1000 кг. Корректирующая двигательная установка заправлена 598,5 кг топлива: 210,4 кг горючего и 388,1 кг окислителя.
Масса спускаемого аппарата при входе в атмосферу – 844 кг.
Масса автоматической марсианской станции после посадки – 355 кг, из них масса научной аппаратуры – 19,1 кг.
КА «Марс-7» («М-73П» №51) запущен с правой пусковой установки площадки №81 космодрома Байконур 9 августа 1973 года в 20 часов 0 минут 17,5 секунды ракетой-носителем «Протон-К». Старт к Марсу осуществлен вторым включением двигательной установки разгонного блока Д через ~ 1 час 20 минут пассивного полета по промежуточной околоземной орбите высотой 189х162 км. В 21 час 20 минут 35,3 секунды произошло отделение КА от разгонного блока.
КА «Марс-7» подлетел к Марсу 9 марта 1974 года – раньше, чем «Марс-6», – спустя 212 суток после старта. Уже при закладке уставок на вторую коррекцию не сформировалась готовность первого и третьего каналов БЦВМ С530. Причина та же, что и на остальных аппаратах серии М-73 — отказ ПЗУ команд в БЦВМ из-за транзистора 2Т312.
Решающее негативное влияние на исход экспедиции оказали неправильно рассчитанные уставки на разворот КА перед отделением спускаемого аппарата. По этой причине СА по пролетной траектории прошел в 1400 км от поверхности Марса и ушел в просторы космоса. Целевая задача КА «Марс-7» не была выполнена, хотя, совершая автономный полет, СА еще какое-то время сохранял работоспособность и передавал информацию на пролетный аппарат по радиолиниям КД-1 и РТ-1.
С пролетным аппаратом «Марса-7» связь поддерживалась до 25 марта 1974 года.

РЕЗУЛЬТАТЫ ЛКИ
Программа полета станции «Марс-7» не выполнена.

Марс-4,5,6,7Изучение Марса в 1973-1974 гг, когда четыре советских КА «Марс-4», «Марс-5», «Марс-6» и «Марс-7» практически одновременно достигли окрестностей планеты, приобрело новое качество.
Научные исследования, проведенные КА «Марс-4, 5, 6, 7», разносторонни и обширны. КА «Марс-4» провел фотографирование Марса с пролетной траектории. Искусственный спутник Марса КА «Марс-5» передал на Землю новые сведения об этой планете и окружающем ее пространстве; с орбиты спутника получены качественные фотографии марсианской поверхности, в том числе цветные. Спускаемый аппарат «Марса-6» совершил посадку на планету, впервые передав на Землю данные о параметрах марсианской атмосферы, полученные во время снижения. КА «Марс-6» и «Марс-7» исследовали космическое пространство с гелиоцентрической орбиты. КА «Марс-7» в сентябре-ноябре 1973 года зафиксирована связь между возрастанием потока протонов и скорости солнечного ветра. Марс-4,5,6,7
На фотоснимках поверхности планеты, отличающихся весьма высоким качеством, можно различить детали размером до 100 м. Это ставит фотографирование в число основных средств изучения планеты. При его помощи с использованием цветных светофильтров путем синтезирования негативов получены цветные изображения ряда участков поверхности Марса. Цветные снимки также отличаются высоким качеством и пригодны для ареолого-морфологических и фотометрических исследований.

помощью двухканального ультрафиолетового фотометра с высоким пространственным разрешением получены фотометрические профили атмосферы у лимба планеты в недоступной для наземных наблюдений области спектра 2600-2800 A. Эти профили помогли впервые обнаружить следы озона в атмосфере Марса (данные американских аппаратов «Маринер-6, 7, 9» по озону относились к твердой поверхности полярной шапки), а также заметное аэрозольное поглощение даже в отсутствии пылевых бурь. С помощью этих данных можно вычислить характеристики аэрозольного слоя. Измерения содержания атмосферного озона позволяют оценить концентрацию атомарного кислорода в нижней атмосфере и скорость его вертикального переноса из верхней атмосферы, что важно для выбора модели, объясняющей стабильность существующей на Марсе атмосферы из углекислого газа. Результаты измерений на освещенном диске планеты могут быть использованы для изучения ее рельефа.
Исследования магнитного поля в околомарсианском пространстве, проведенные КА «Марс-5», подтвердили вывод, сделанный на основании аналогичных исследований КА «Марс-2,-3», о том, что вблизи планеты существует магнитное поле порядка 30 гамм (в 7-10 раз больше величины межпланетного невозмущенного поля, переносимого солнечным ветром). Предполагалось, что это магнитное поле принадлежит самой планете, и «Марс-5» помог получить дополнительные аргументы в пользу этой гипотезы.
Предварительная обработка данных КА «Марс-7» об интенсивности излучения в резонансной линии атомарного водорода Лайман-альфа позволила оценить профиль этой линии в межпланетном пространстве и определить в ней две компоненты, каждая из которых вносит приблизительно равный вклад в суммарную интенсивность излучения. Полученная информация даст возможность вычислить скорость, температуру и плотность втекающего в солнечную систему межзвездного водорода, а также выделить вклад галактического излучения в линии Лайман-альфа. Этот эксперимент выполнялся совместно с французскими учеными.
По аналогичным измерениям с борта КА «Марс-5» впервые непосредственно измерена температура атомарного водорода в верхней атмосфере Марса. Предварительная обработка данных показала, что эта температура близка к 350°К.
Спускаемый аппарат «Марса-6» проводил измерения химического состава марсианской атмосферы при помощи масс-спектрометра радиочастотного типа. Вскоре после раскрытия основного парашюта сработал механизм вскрытия анализатора, и атмосфера Марса получила доступ в прибор. Предварительный анализ позволяет сделать вывод, что содержание аргона в атмосфере планеты может составлять около одной трети. Этот результат имеет принципиальное значение для понимания эволюции атмосферы Марса.
На спускаемом аппарате осуществлялись также измерения давления и окружающей температуры; результаты этих измерений весьма важны как для расширения знаний о планете, так и для выявления условий, в которых должны работать будущие марсианские станции.
Совместно с французскими учеными выполнен также радиоастрономический эксперимент – измерения радиоизлучения Солнца в метровом диапазоне. Прием излучения одновременно на Земле и на борту космического аппарата, удаленного от нашей планеты на сотни миллионов километров, позволяет восстановить объемную картину процесса генерации радиоволн и получить данные о потоках заряженных частиц, ответственных за эти процессы. В этом эксперименте решалась и другая задача – поиск кратковременных всплесков радиоизлучения, которые могут, как предполагается, возникать в далеком космосе за счет явлений взрывного типа в ядрах галактик, при вспышках сверхновых звезд и других процессах.

Обзор сервиса Marsy

Каждый, кому доводилось заниматься версткой html страниц, знает, что работа с макетом дизайна занимает довольно большое время, и чем сложнее макет, тем больше.

Некоторое время назад, когда не было ни avocode, ни zeplin, приходилось всю нужную информация о слоях и о самом макете получать из программ, не предусматривающих легкую конвертацию данных в представление необходимое для верстальщика, в данном случае — это Photoshop.

В какой-то момент я понял, что мне не хватает возможностей, которые дают имеющиеся инструменты, мне хотелось оптимизировать тут, добавить возможностей там, но ведь это невозможно, обычно у таких компаний есть четкий план, по которому они следуют.

А значит пришло время взять инициативу в свои руки. И вот уже довольно долгое время, а именно с 2017 года я занимаюсь развитием своего сервиса. Далее я расскажу о нем более подробно.

Сервис Marsy доступен абсолютно бесплатно, но если он вам нравится, вы всегда можете помочь мне материально на это странице.

Так же хочу сообщить, что каждый может предложить улучшение, и с большой вероятностью оно появится в Marsy.

Создание проекта и загрузка макетов

После простой регистрации мы попадаем на страницу со списком проектов, их может быть сколько угодно. Проект можно воспринимать как папку, в которой хранятся макеты.

На это странице можно создать новый проект или удалить существующий, важно отметить, что при удалении проекта удалятся все макеты из него, и восстановить их уже нельзя.

Форма создания проекта, здесь можно задать его название и описание

После создания проекта кликаем по элементу в списке и переходим в сам проект, хранилище макетов.

Для того чтобы загрузить новый макет, нужно кликнуть по кнопке «Добавить макет», после этого откроется форма для загрузки макетов.

Добавить макет для загрузки можно несколькими способами: перетащить макет на область формы или нажать кнопку «Добавить файл» и выбрать макет в инспекторе. Одновременно можно загружать несколько макетов.

Также в этой форме можно изменить название макета и добавить описание к нему.

Для каждого макета доступны некоторые действия:

  • Скачать макет — кликнув по этой кнопке можно скачать макет себе на компьютер
  • Положить в архив — позволяет убрать макет в архив, при этом обработанная информация о нем будет удалена, а сам макет пропадет с этой страницы. Посмотреть макеты в архиве можно нажав на кнопку «Показать архив», число на ней указывает количество макетов в архиве. Макет из архива можно достать, но после этого его снова придется отправить на обработку, нажав на соответствующую кнопку.
  • Обновить — при нажатии на нее макет будет снова отправлен на парсинг, используется при выходе нового обновления, в котором есть изменение работы с файлами.
  • Удалить — удаляет макет, восстановить его после удаления невозможно.

Теперь можем перейти к самому «вкусному», к редактору.

Работа с редактором Marsy

Основная информация и контекстное меню

Первое, что можно тут сделать — это кликнуть мышкой по экрану, и если вы попадете в слой, то он станет активным. Около него будет отображаться размеры и появится плавающее окно со стилями этого слоя. Если же теперь зажать левый ctrl и навести на другой слой, то мы увидим расстояние между ними. Если вместо этого кликнуть правой кнопкой мыши, то появится контекстное меню слоя, в котором в зависимости от его типа могут быть следующие пункты:

  • Копировать текст — копирует текст выделенных тестовых слоев
  • Копировать стили — копирует стили выделенных слоев
  • Скачать — открывает диалог для скачивания выделенных слоев
  • Открыть смарт — открывает smart object связанный со слоем

Панель инструментов

Слева расположена панель инструментов, простые инструменты я объединю в один раздел, а о сложных расскажу подробнее.

  • Выделение рамкой — позволяет выделить слои, захватив их рамкой, так же на ее сторонах написаны ее размеры, что можно использовать для измерений.
  • Пипетка — с ее помощью можно скопировать цвет любого элемента, кликнув по нему.
  • Назад — вкладка, в которой расположились кнопки возврата к проектам
  • Направляющие — включает/выключает отображение направляющих из Photoshop
  • Поддержать — сборная вкладка, на которой расположены ссылки на справочные материалы и страницу донатов

На этом с простыми инструментами закончим, и переходим к более сложным. Далее буду располагать их в том же порядке, что и на сайте.

Список слоев

Слои и группы слоев можно скрывать, и самое главное- те слои, что были скрыты в Photoshop изначально, будут доступны, достаточно переключить их видимость.

Около группы слоев есть кнопка, при нажатии на которую будут выделены все дочерние слои.

При клике по слою в этом списке редактор центрируется на изображении этого слоя, что позволяет быстро определить его местоположение.

Экспорт изображений

Перейдя на вкладку скачивания изображений вы увидите две кнопки, обе они откроют окно экспорта изображений. Разница в том, что при клике по одной из них будет предложено — скачать изображения выделенных слоев, в то время как вторая предложит скачать изображения всех не текстовых слоев, что иногда бывает полезно.

Окно экспорта изображений

Основной элемент здесь это список изображений для экспорта.

Слева расположена миниатюра изображения, далее идет текстовое поле, в нем можно изменить название, с которым изображение будет сохранено. После названия идут поля выбора формата изображения (png, jpg и svg при наличии) и настройки качества, доступно только для jpg формата. Последним элементом идет чекбокс, который указывает на то, нужно ли экспортировать конкретный элемент.

Хочу отметит, что для слоев, в которых используется паттерн, будет отдельная строка с предложением — скачать его.

Над списком изображений есть элементы для группового редактирования. Воздействовать они будут лишь на те элементы у которых активна галочка для экспорта.

Первым идет редактор названия, позволяет называть однотипные элементы с нумерацией, например, если в нем написать «item_», то слои будут названы item_1, item_2, item_3 и т.д. Для того чтобы изменить стартовое число, нужно написать «item_» или «item_», и нумерация будет начинаться с 2 или с 8, соответственно.

Далее удит настройки качества, выбор формата изображения и кнопки переключения активности слоев.

Внизу расположена кнопка «скачать», если изображение одно, то скачается сразу файл, если их несколько, будет скачан архив со всеми изображениями, из списка.

На самом верху есть кнопка «Сохранить в один файл», переключив ее можно скачать слои, объединив их в один файл, расположены они будут относительно друг друга как и на макете.

Настройки

Большое внимание я уделяю кастомизации редактора под нужды пользователей. И в этой вкладке как раз собраны все эти настройки.

  • Язык приложения
  • Формат стилей css или sass — отличаются наличием «;» в конце строки стиля
  • Показывать дубли для стилей текста — используется в текстовых слоях, у которых есть текст с разными стилями. Попробуйте изменить значение и поймете в чем суть, на словах это сложно рассказать.
  • Плавающее окно стилей — скрывает окно со стилями, которое появляется при клике по слою
  • Всегда показывать расстояние — выше я рассказывал о линейках, показывающих расстояние до другого слоя, так вот, при включении этой настройки не нужно зажимать ctrl, они всегда будут отображаться
  • Показывать размеры блока — настраивает, когда показывать размеры слоя в его верхнем левом углу. По умолчанию при наведении и выделении слоя
  • Настроить расположение вкладок — тут можно изменить порядок инструментов в панели, перенести их на правую сторону или вовсе скрыть неиспользуемые
  • Настроить горячие клавиши — для многих действий (копирование стилей, текстов, скачивание изображений) я добавил горячие клавиши, в этом разделе вы можете перенастроить их.

Информация о слое

Тут расположена полная информация о слое полный текст, стили, изображения, svg и base64 представления при наличии.

Информация о макете

На этой вкладке расположились данные всего макета: список цветов, используемых в нем и всех шрифтов макета.

Так же здесь есть блок настройки переменных, с их помощью можно заменять слова или строки на другие. Переменные действуют в рамках всего проекта, при удалении макета они останутся доступны внутри других макетов.

Панель масштабирования

Масштабировать макет можно как кнопками на панели, так и колесом мыши при зажатом ctrl и клавишами «+» и «-» на клавиатуре.

При клике на цифру масштаба, он сбрасывается на 100%

Лестница в бесконечность

Как определить расстояние до звезд? Откуда известно, что до альфа Центавра — около 4 световых лет? Ведь по яркости звезды, как таковой, мало что определишь — блеск у тусклой близкой и яркой далекой звезд может быть одинаковым. И все же есть много достаточно надежных способов определить расстояния от Земли до самых дальних уголков Вселенной. Астрометрический спутник «Гиппарх» за 4 года работы определил расстояния до 118 тысяч звезд SPL

Что бы ни говорили физики о трехмерности, шестимерности или даже одиннадцатимерности пространства, для астронома наблюдаемая Вселенная всегда двумерна. Происходящее в Космосе видится нам в проекции на небесную сферу, подобно тому, как в кино на плоский экран проецируется вся сложность жизни. На экране мы легко отличаем далекое от близкого благодаря знакомству с объемным оригиналом, но в двумерной россыпи звезд нет наглядной подсказки, позволяющей обратить ее в трехмерную карту, пригодную для прокладки курса межзвездного корабля. Между тем расстояния — это ключ едва ли не к половине всей астрофизики. Как без них отличить близкую тусклую звезду от далекого, но яркого квазара? Только зная расстояние до объекта, можно оценить его энергетику, а отсюда прямая дорога к пониманию его физической природы.

Недавний пример неопределенности космических расстояний — проблема источников гамма-всплесков, коротких импульсов жесткого излучения, примерно раз в сутки приходящих на Землю с различных направлений. Первоначальные оценки их удаленности варьировались от сотен астрономических единиц (десятки световых часов) до сотен миллионов световых лет. Соответственно, и разброс в моделях также впечатлял — от аннигиляции комет из антивещества на окраинах Солнечной системы до сотрясающих всю Вселенную взрывов нейтронных звезд и рождения белых дыр. К середине 1990-х было предложено более сотни разных объяснений природы гамма-всплесков. Теперь же, когда мы смогли оценить расстояния до их источников, моделей осталось только две.

Но как измерить расстояние, если до предмета не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора? На помощь приходит метод триангуляции, широко применяемый в обычной земной геодезии. Выбираем отрезок известной длины — базу, измеряем из его концов углы, под которыми видна недоступная по тем или иным причинам точка, а затем простые тригонометрические формулы дают искомое расстояние. Когда мы переходим с одного конца базы на другой, видимое направление на точку меняется, она сдвигается на фоне далеких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом. Величина его тем меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база.

Для измерения расстояний до звезд приходится брать максимально доступную астрономам базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звезд на небе (строго говоря, его половину) стали называть годичным параллаксом. Измерить его пытался еще Тихо Браге, которому пришлась не по душе идея Коперника о вращении Земли вокруг Солнца, и он решил ее проверить — параллаксы ведь еще и доказывают орбитальное движение Земли. Проведенные измерения имели впечатляющую для XVI века точность — около одной минуты дуги, но для измерения параллаксов этого было совершенно недостаточно, о чем сам Браге не догадывался и заключил, что система Коперника неверна.

Расстояние до звездных скоплений определяют методом подгонки главной последовательности

Следующее наступление на параллакс предпринял в 1726 году англичанин Джеймс Брэдли, будущий директор Гринвичской обсерватории . Поначалу казалось, что ему улыбнулась удача: выбранная для наблюдений звезда гамма Дракона действительно в течение года колебалась вокруг своего среднего положения с размахом 20 секунд дуги. Однако направление этого смещения отличалось от ожидаемого для параллаксов, и Брэдли вскоре нашел правильное объяснение: скорость движения Земли по орбите складывается со скоростью света, идущего от звезды, и меняет его видимое направление. Точно так же капли дождя оставляют наклонные дорожки на стеклах автобуса. Это явление, получившее название годичной аберрации, стало первым прямым доказательством движения Земли вокруг Солнца, но не имело никакого отношения к параллаксам.

Лишь спустя столетие точность угломерных инструментов достигла необходимого уровня. В конце 30-х годов XIX века, по выражению Джона Гершеля , «стена, мешавшая проникновению в звездную Вселенную, была пробита почти одновременно в трех местах». В 1837 году Василий Яковлевич Струве (в то время директор Дерптской обсерватории, а позднее — Пулковской) опубликовал измеренный им параллакс Веги — 0,12 угловой секунды. На следующий год Фридрих Вильгельм Бессель сообщил, что параллакс звезды 61-й Лебедя составляет 0,3″. А еще через год шотландский астроном Томас Гендерсон, работавший в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды, измерил параллакс в системе альфа Центавра — 1,16″. Правда, позднее выяснилось, что это значение завышено в 1,5 раза и на всем небе нет ни одной звезды с параллаксом больше 1 секунды дуги.

Для расстояний, измеренных параллактическим методом, была введена специальная единица длины — парсек (от параллактическая секунда, пк). В одном парсеке содержится 206 265 астрономических единиц, или 3,26 светового года. Именно с такой дистанции радиус земной орбиты (1 астрономическая единица = 149,5 миллиона километров) виден под углом в 1 секунду. Чтобы определить расстояние до звезды в парсеках, нужно разделить единицу на ее параллакс в секундах. Например, до самой близкой к нам звездной системы альфа Центавра 1/0,76 = 1,3 парсека, или 270 тысяч астрономических единиц. Тысяча парсек называется килопарсеком (кпк), миллион парсек — мегапарсеком (Мпк), миллиард — гигапарсеком (Гпк).

Измерение чрезвычайно малых углов требовало технической изощренности и огромного усердия (Бессель, например, обработал более 400 отдельных наблюдений 61-й Лебедя), однако после первого прорыва дело пошло легче. К 1890 году были измерены параллаксы уже трех десятков звезд, а когда в астрономии стала широко применяться фотография, точное измерение параллаксов и вовсе было поставлено на поток. Измерение параллаксов — единственный метод прямого определения расстояний до отдельных звезд. Но при наземных наблюдениях атмосферные помехи не позволяют параллактическим методом измерять расстояния свыше 100 пк. Для Вселенной это не очень большая величина. («Здесь недалеко, парсеков сто», — как говорил Громозека.) Там, где пасуют геометрические методы, на выручку приходят фотометрические.

В последние годы все чаще публикуются результаты измерения расстояний до очень компактных источников радиоизлучения — мазеров. Их излучение приходится на радиодиапазон, что позволяет наблюдать их на радиоинтерферометрах, способных измерять координаты объектов с микросекундной точностью, недостижимой в оптическом диапазоне, в котором наблюдаются звезды. Благодаря мазерам тригонометрические методы удается применять не только к далеким объектам нашей Галактики, но и к другим галактикам. Так, например, в 2005 году Андреас Брунталер (Andreas Brunthaler, Германия) и его коллеги определили расстояние до галактики М33 (730 кпк), сопоставив угловое смещение мазеров со скоростью вращения этой звездной системы. А годом позже Йе Зу (Ye Xu, КНР) с коллегами применили классический метод параллаксов к «местным» мазерным источникам, чтобы измерить расстояние (2 кпк) до одного из спиральных рукавов нашей Галактики. Пожалуй, дальше всех удалось продвинуться в 1999 году Дж. Хернстину (США) с коллегами. Отслеживая движение мазеров в аккреционном диске вокруг черной дыры в ядре активной галактики NGC 4258, астрономы определили, что эта система удалена от нас на расстояние 7,2 Мпк. На сегодняшний день это абсолютный рекорд геометрических методов.

Стандартные свечи астрономов

Чем дальше от нас находится источник излучения, тем он тусклее. Если узнать истинную светимость объекта, то, сравнив ее с видимым блеском, можно найти расстояние. Вероятно, первым применил эту идею к измерению расстояний до звезд Гюйгенс. Ночью он наблюдал Сириус, а днем сравнивал его блеск с крохотным отверстием в экране, закрывавшем Солнце . Подобрав размер отверстия так, чтобы обе яркости совпадали, и сравнив угловые величины отверстия и солнечного диска, Гюйгенс заключил, что Сириус находится от нас в 27 664 раза дальше, чем Солнце. Это в 20 раз меньше реального расстояния. Отчасти ошибка объяснялась тем, что Сириус на самом деле намного ярче Солнца, а отчасти — трудностью сравнения блеска по памяти.

Прорыв в области фотометрических методов случился с приходом в астрономию фотографии. В начале XX века Обсерватория Гарвардского колледжа вела масштабную работу по определению блеска звезд по фотопластинкам. Особое внимание уделялось переменным звездам, блеск которых испытывает колебания. Изучая переменные звезды особого класса — цефеиды — в Малом Магеллановом Облаке, Генриетта Левитт заметила, что чем они ярче, тем больше период колебания их блеска: звезды с периодом в несколько десятков дней оказались примерно в 40 раз ярче звезд с периодом порядка суток.

Поскольку все цефеиды Левитт находились в одной и той же звездной системе — Малом Магеллановом Облаке, — можно было считать, что они удалены от нас на одно и то же (пусть и неизвестное) расстояние. Значит, разница в их видимом блеске связана с реальными различиями в светимости. Оставалось определить геометрическим методом расстояние до одной цефеиды, чтобы прокалибровать всю зависимость и получить возможность, измерив период, определять истинную светимость любой цефеиды, а по ней расстояние до звезды и содержащей ее звездной системы.

Но, к сожалению, в окрестностях Земли нет цефеид. Ближайшая из них — Полярная звезда — удалена от Солнца, как мы теперь уже знаем, на 130 пк, то есть находится вне пределов досягаемости для наземных параллактических измерений. Это не позволяло перекинуть мостик напрямую от параллаксов к цефеидам, и астрономам пришлось возводить конструкцию, которую теперь образно называют лестницей расстояний.

Промежуточной ступенью на ней стали рассеянные звездные скопления, включающие от нескольких десятков до сотен звезд, связанных общим временем и местом рождения. Если нанести на график температуру и светимость всех звезд скопления, большая часть точек ляжет на одну наклонную линию (точнее, полосу), которая называется главной последовательностью. Температуру с высокой точностью определяют по спектру звезды, а светимость — по видимому блеску и расстоянию. Если расстояние неизвестно, на помощь опять приходит тот факт, что все звезды скопления удалены от нас практически одинаково, так что в пределах скопления видимый блеск все равно можно использовать в качестве меры светимости.

Поскольку звезды везде одинаковые, главные последовательности у всех скоплений должны совпадать. Различия связаны лишь с тем, что они находятся на разных расстояниях. Если определить геометрическим методом расстояние до одного из скоплений, то мы узнаем, как выглядит «настоящая» главная последовательность, и тогда, сравнив с ней данные по другим скоплениям, мы определим расстояния до них. Этот метод называется «подгонкой главной последовательности». Эталоном для него долгое время служили Плеяды и Гиады, расстояния до которых были определены методом групповых параллаксов.

К счастью для астрофизики, примерно в двух десятках рассеянных скоплений обнаружены цефеиды. Поэтому, измерив расстояния до этих скоплений с помощью подгонки главной последовательности, можно «дотянуть лестницу» и до цефеид, которые оказываются на ее третьей ступени.

В роли индикатора расстояний цефеиды очень удобны: их относительно много — они найдутся в любой галактике и даже в любом шаровом скоплении, а будучи звездами-гигантами, они достаточно ярки, чтобы измерять по ним межгалактические дистанции. Благодаря этому они заслужили много громких эпитетов, вроде «маяков Вселенной» или «верстовых столбов астрофизики». Цефеидная «линейка» протягивается до 20 Мпк — это примерно в сто раз больше размеров нашей Галактики. Дальше их уже не различить даже в мощнейшие современные инструменты, и, чтобы подняться на четвертую ступень лестницы расстояний, нужно что-то поярче.

К окраинам Вселенной

Один из наиболее мощных внегалактических методов измерения расстояний основан на закономерности, известной как соотношение Талли — Фишера: чем ярче спиральная галактика, тем быстрее она вращается. Когда галактика видна с ребра или под значительным наклоном, половина ее вещества из-за вращения приближается к нам, а половина — удаляется, что приводит к расширению спектральных линий вследствие эффекта Доплера. По этому расширению определяют скорость вращения, по ней — светимость, а затем из сравнения с видимой яркостью — расстояние до галактики. И, конечно, для калибровки этого метода нужны галактики, расстояния до которых уже измерены по цефеидам. Метод Талли — Фишера весьма дальнобойный и охватывает галактики, удаленные от нас на сотни мегапарсек, но и у него есть предел, поскольку для слишком далеких и слабых галактик не получить достаточно качественных спектров.

В несколько большем диапазоне расстояний действует еще одна «стандартная свеча» — сверхновые типа Ia. Вспышки таких сверхновых представляют собой «однотипные» термоядерные взрывы белых карликов с массой чуть выше критической (1,4 массы Солнца). Поэтому у них нет причин сильно варьироваться по мощности. Наблюдения таких сверхновых в близких галактиках, расстояния до которых удается определить по цефеидам, как будто бы подтверждают это постоянство, и потому космические термоядерные взрывы широко применяются сейчас для определения расстояний. Они видны даже в миллиардах парсек от нас, но зато никогда не знаешь, расстояние до какой галактики удастся измерить, ведь заранее неизвестно, где именно вспыхнет очередная сверхновая.

Продвинуться еще дальше позволяет пока лишь один метод — красные смещения. Его история, как и история цефеид, начинается одновременно с XX веком. В 1915 году американец Весто Слайфер, изучая спектры галактик, заметил, что в большинстве из них линии смещены в красную сторону относительно «лабораторного» положения. В 1924 году немец Карл Виртц обратил внимание, что это смещение тем сильнее, чем меньше угловые размеры галактики. Однако свести эти данные в единую картину удалось только Эдвину Хабблу в 1929 году. Согласно эффекту Доплера красное смещение линий в спектре означает, что объект удаляется от нас. Сопоставив спектры галактик с расстояниями до них, определенными по цефеидам, Хаббл сформулировал закон: скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Коэффициент пропорциональности в этом соотношении получил название постоянной Хаббла.

Тем самым было открыто расширение Вселенной, а вместе с ним возможность определения расстояний до галактик по их спектрам, конечно, при условии, что постоянная Хаббла привязана к каким-то другим «линейкам». Сам Хаббл выполнил эту привязку с ошибкой почти на порядок, которую удалось исправить только в середине 1940-х годов, когда выяснилось, что цефеиды делятся на несколько типов с разными соотношениями «период — светимость». Калибровку выполнили заново с опорой на «классические» цефеиды, и только тогда значение постоянной Хаббла стало близким к современным оценкам: 50— 100 км/с на каждый мегапарсек расстояния до галактики.

Сейчас по красным смещениям определяют расстояния до галактик, удаленных от нас на тысячи мегапарсек. Правда, в мегапарсеках эти расстояния указывают только в популярных статьях. Дело в том, что они зависят от принятой в расчетах модели эволюции Вселенной, и к тому же в расширяющемся пространстве не вполне ясно, какое расстояние имеется в виду: то, на котором была галактика в момент испускания излучения, либо то, на котором она находится в момент его приема на Земле, или же расстояние, пройденное светом, на пути от исходной точки до конечной. Поэтому астрономы предпочитают указывать для далеких объектов только непосредственно наблюдаемую величину красного смещения, не переводя ее в мегапарсеки.

Красные смещения — это единственный на сегодня метод оценки «космологических» расстояний, сопоставимых с «размером Вселенной», и вместе с тем это, пожалуй, самая массовая техника. В июле 2007 года опубликован каталог красных смещений 77 418 767 галактик. Правда, при его создании использовалась несколько упрощенная автоматическая методика анализа спектров, и поэтому в некоторые значения могли вкрасться ошибки.

Геометрические методы измерения расстояний не исчерпываются годичным параллаксом, в котором видимые угловые смещения звезд сравниваются с перемещениями Земли по орбите. Еще один подход опирается на движение Солнца и звезд друг относительно друга. Представим себе звездное скопление, пролетающее мимо Солнца. По законам перспективы видимые траектории его звезд, как рельсы на горизонте, сходятся в одну точку — радиант. Его положение говорит о том, под каким углом к лучу зрения летит скопление. Зная этот угол, можно разложить движение звезд скопления на две компоненты — вдоль луча зрения и перпендикулярно ему по небесной сфере — и определить пропорцию между ними. Лучевую скорость звезд в километрах в секунду измеряют по эффекту Доплера и с учетом найденной пропорции вычисляют проекцию скорости на небосвод — тоже в километрах в секунду. Остается сравнить эти линейные скорости звезд с угловыми, определенными по результатам многолетних наблюдений, — и расстояние будет известно! Этот способ работает до нескольких сотен парсек, но применим только к звездным скоплениям и потому называется методом групповых параллаксов. Именно так были впервые измерены расстояния до Гиад и Плеяд.

Вниз по лестнице, ведущей вверх

Выстраивая нашу лестницу к окраинам Вселенной, мы умалчивали о фундаменте, на котором она покоится. Между тем метод параллаксов дает расстояние не в эталонных метрах, а в астрономических единицах, то есть в радиусах земной орбиты, величину которой тоже удалось определить далеко не сразу. Так что оглянемся назад и спустимся по лестнице космических расстояний на Землю.

Вероятно, первым удаленность Солнца попытался определить Аристарх Самосский, предложивший гелиоцентрическую систему мира за полторы тысячи лет до Коперника. У него получилось, что Солнце находится в 20 раз дальше от нас, чем Луна. Эта оценка, как мы теперь знаем, заниженная в 20 раз, продержалась вплоть до эпохи Кеплера. Тот хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но уже отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх (а за ним и все остальные астрономы).

Чем дальше от нас галактика, тем сильнее ее излучение сдвигается в красную сторону

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца получили Жан Доминик Кассини и Жан Рише. В 1672 году, во время противостояния Марса, они измерили его положение на фоне звезд одновременно из Парижа (Кассини) и Кайенны (Рише). Расстояние от Франции до Французской Гвианы послужило базой параллактического треугольника, из которого они определили расстояние до Марса, а затем по уравнениям небесной механики вычислили астрономическую единицу, получив значение 140 миллионов километров.

На протяжении следующих двух веков главным инструментом для определения масштабов Солнечной системы стали прохождения Венеры по диску Солнца. Наблюдая их одновременно из разных точек земного шара, можно вычислить расстояние от Земли до Венеры, а отсюда и все остальные расстояния в Солнечной системе. В XVIII—XIX веках это явление наблюдалось четырежды: в 1761, 1769, 1874 и 1882 годах. Эти наблюдения стали одними из первых международных научных проектов. Снаряжались масштабные экспедиции (английской экспедицией 1769 года руководил знаменитый Джеймс Кук ), создавались специальные наблюдательные станции. И если в конце XVIII века Россия лишь предоставила французским ученым возможность наблюдать прохождение со своей территории (из Тобольска), то в 1874 и 1882 годах российские ученые уже принимали активное участие в исследованиях. К сожалению, исключительная сложность наблюдений привела к значительному разнобою в оценках астрономической единицы — примерно от 147 до 153 миллионов километров. Более надежное значение — 149,5 миллиона километров — было получено только на рубеже XIX—XX веков по наблюдениям астероидов. И, наконец, нужно учитывать, что результаты всех этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли. Так что в конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами.

Только во второй половине XX века в распоряжении ученых появились принципиально новые способы определения космических расстояний — лазерная и радиолокация. Они позволили в сотни тысяч раз повысить точность измерений в Солнечной системе. Погрешность радиолокации для Марса и Венеры составляет несколько метров, а расстояние до уголковых отражателей, установленных на Луне, измеряется с точностью до сантиметров. Принятое же на сегодня значение астрономической единицы составляет 149 597 870 691 метр.

Трудная судьба «Гиппарха»

Столь радикальный прогресс в измерении астрономической единицы по-новому поставил вопрос о расстояниях до звезд. Точность определения параллаксов ограничивает атмосфера Земли. Поэтому еще в 1960-х годах возникла идея вывести угломерный инструмент в космос. Реализовалась она в 1989 году с запуском европейского астрометрического спутника «Гиппарх». Это название — устоявшийся, хотя формально и не совсем правильный перевод английского названия HIPPARCOS, которое является сокращением от High Precision Parallax Collecting Satellite («спутник для сбора высокоточных параллаксов») и не совпадает с англоязычным же написанием имени знаменитого древнегреческого астронома — Hipparchus, автора первого звездного каталога.

АНАЛИЗ НОРМИРУЕМЫХ ПАРАМЕТРОВ ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЙ СОВМЕСТИМОСТИ БЛОКОВ БОРТОВОЙ АППАРАТУРЫ МАЛЫХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ Текст научной статьи по специальности «Электротехника, электронная техника, информационные технологии»

Аннотация научной статьи по электротехнике, электронной технике, информационным технологиям, автор научной работы — Вацков Павел Юрьевич

Малые космические аппараты предназначены для исследований Земли, Луны, Марса, а также для организации связи. Блоки, входящие в состав малых космических аппаратов, относятся к устройствам вычислительной техники. Проведен анализ принятого в настоящее время подхода к составлению раздела технических заданий, регламентирующего испытания на электромагнитную совместимость (ЭМС) составных частей малых космических аппаратов. Рассмотрено два аспекта: формулирование требований ЭМС в техническом задании и нормирование численных значений параметров ЭМС. Показано, что принятая в рассмотренных проектах технического задания терминология отличается от требований действующих стандартов. Предложено при установке норм для электронных блоков в составе малых космических аппаратов нормировать параметры ЭМС модулей, из которых состоит блок, как отдельную техническую характеристику блока. Методы оперативного контроля стимулируют разработчиков эффективно испытывать модули и своевременно вносить коррективы в их конструкцию.

i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.

Похожие темы научных работ по электротехнике, электронной технике, информационным технологиям , автор научной работы — Вацков Павел Юрьевич

УСТРОЙСТВО ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ УСТОЙЧИВОСТИ БЛОКОВ МАЛЫХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ К ЭЛЕКТРИЧЕСКИМ ПОЛЯМ ПОМЕХ

Электромагнитные проблемы связи с межпланетными космическими аппаратами

Разработка проекта нормативного документа по стандартизации «Совместимость космической техники электромагнитная. Общие требования и методы испытаний»

КОНЦЕПЦИЯ ОПТИМИЗАЦИИ ЭКРАНА ДЛЯ ЗАЩИТЫ ОБОРУДОВАНИЯ КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА ОТ ИСТОЧНИКОВ ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫХ ПОМЕХ В БЛИЖНЕЙ ЗОНЕ ИЗЛУЧАЕМОГО ПОЛЯ

Оценка электромагнитной совместимости высокочастотных индукционных систем в локальном объекте
i Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.
i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.

ANALYSIS OF REQUIREMENTS FOR THE CONTROL OF ELECTROMAGNETIC INTERFERENCE CHARACTERISTICS OF SMALL SPACE VEHICLES’ EQUIPMENT

Small space vehicles are intended for investigations of the Earth, the Moon, the Mars and, also, for organization of communication. The up-to-date approach to making up a section of specifications has been considered. This approach regulates the tests on electromagnetic compatibility (EMC) of the components for small space vehicles. Two aspects have been considered: the formulation of the EMC requirements in the specification and normalization of numerical values of the EMC parameters. It has been shown that the terminology, adopted in the projects considered, differs from the requirements of the effective standards. It has been proposed while establishing the norms for electronic blocks as a part of small space vehicles to normalize the EMC modules, composing the block, as a separate technical characteristic of the block. The operative control methods stimulate developers to efficiently test the modules and in due time to make corrections in their construction.

Текст научной работы на тему «АНАЛИЗ НОРМИРУЕМЫХ ПАРАМЕТРОВ ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЙ СОВМЕСТИМОСТИ БЛОКОВ БОРТОВОЙ АППАРАТУРЫ МАЛЫХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ»

Анализ нормируемых параметров электромагнитной совместимости блоков бортовой аппаратуры малых космических аппаратов

Национальный исследовательский университет «МИЭТ», г. Москва, Россия

Малые космические аппараты предназначены для исследований Земли, Луны, Марса, а также для организации связи. Блоки, входящие в состав малых космических аппаратов, относятся к устройствам вычислительной техники.

Проведен анализ принятого в настоящее время подхода к составлению раздела технических заданий, регламентирующего испытания на электромагнитную совместимость (ЭМС) составных частей малых космических аппаратов. Рассмотрено два аспекта: формулирование требований ЭМС в техническом задании и нормирование численных значений параметров ЭМС. Показано, что принятая в рассмотренных проектах технического задания терминология отличается от требований действующих стандартов. Предложено при установке норм для электронных блоков в составе малых космических аппаратов нормировать параметры ЭМС модулей, из которых состоит блок, как отдельную техническую характеристику блока.

Методы оперативного контроля стимулируют разработчиков эффективно испытывать модули и своевременно вносить коррективы в их конструкцию.

Ключевые слова: электромагнитная совместимость; малые космические аппараты; нормирование; испытания; эмиссия; устойчивость.

Для цитирования: Вацков П.Ю. Анализ нормируемых параметров электромагнитной совместимости блоков бортовой аппаратуры малых космических аппаратов // Изв. вузов. Электроника. — 2017. — Т.22. — №3. -С. 292-298.

Analysis of Requirements for the Control of Electromagnetic Interference Characteristics of Small Space Vehicles’ Equipment

National Research University of Electronic Technology, Moscow, Russia p.vatskov@gmail.com

Small space vehicles are intended for investigations of the Earth, the Moon, the Mars and, also, for organization of communication.

The up-to-date approach to making up a section of specifications has been considered. This approach regulates the tests on electromagnetic compatibility (EMC) of the components for small space vehicles. Two aspects have been considered: the formulation of the EMC requirements in the specification and normalization of numerical values of the EMC parameters. It has been shown that the terminology, adopted in the projects considered, differs from the requirements of the effective standards. It has been proposed while establishing the norms for electronic blocks as a part of small space vehicles to normalize the EMC modules, composing the block, as a separate technical characteristic of the block.

The operative control methods stimulate developers to efficiently test the modules and in due time to make corrections in their construction.

Keywords: electromagnetic compatibility; small space vehicles; standardization; test; emission; susceptibility.

For citation: Vatskov P.Yu. Analysis of Requirements for the Control of Electromagnetic Interference Characteristics of Small Space Vehicles’ Equipment // Proc. of universities. Electronics. — 2017. — Vol.22. — №3. — P. 292-298.

Введение. В настоящее время ведется разработка малых космических аппаратов (МКА), предназначенных для исследований Земли, Луны, Марса и для организации связи. В составе всех МКА имеются блоки, относящиеся к устройствам вычислительной техники. Они выполняют следующие функции: получение, обработку, формирование, передачу данных в бортовой вычислительный комплекс; прием, обработку команд от бортового вычислительного комплекса, формирование команд для исполнительных устройств автоматики на борту. Блоки такого предназначения в технических заданиях (ТЗ) на разработку чаще всего называют «блоком управления», «телеметрической системой», «адаптером связи». Все функции назначения этих устройств совпадают с действующим стандартом [1], в котором «совокупность подсистем и устройств, обеспечивающих сбор телеметрической информации на борту объекта, ее обработку, запоминание, представление экипажу, формирование и ввод в канал связи для передачи» называется «бортовой информационной телеметрической системой». Это определение выделяет объекты, относительно которых рассматривается тема, сформулированная в названии.

Проекты ТЗ на разработку блоков содержат требования электромагнитной совместимости (ЭМС). Относительно обеспечения ЭМС для разработчиков существует исходное фундаментальное положение, сформулированное в [2]: «необходимо осуществлять слежение за параметрами ЭМС разрабатываемого изделия в течение всего цикла конструирования таким образом, чтобы исключить возможность слишком позднего об-

наружения сюрпризов, относящихся к несоответствию требованиям ЭМС». Согласно этому положению в целях стандартизации и унификации операций контроля параметров блоков уже на ранних стадиях разработки и для обеспечения достоверности результатов определительных и исследовательских испытаний параметров ЭМС проведен анализ проектов ТЗ, в ходе которого решались следующие задачи:

— выявление, устранение в нормировании параметров ЭМС противоречий, препятствующих однозначному толкованию требований и результатов исследовательских и лабораторно-отработочных испытаний блоков;

— установление единообразия и соответствия применяемых в ТЗ терминов и определений для нормируемых параметров ЭМС российским и международным стандартам, содержащим единые термины и определения в области ЭМС;

— установление степени адекватности, взаимного соответствия и непротиворечивости соотношений численных значений норм взаимосвязанных параметров ЭМС внутри блоков с учетом их конструктивных особенностей.

Формулирование требований ЭМС в технических заданиях. В ходе анализа рассмотрены более десяти проектов ТЗ на разработку блоков бортовой аппаратуры (БА) космических аппаратов. В проектах используются более двадцати различных терминов, которые отсутствуют в стандарте [3]. Например, вместо стандартного термина «норма электромагнитной эмиссии» применяются «допустимые уровни помех», «уровень создаваемой помехи», «допустимое пиковое значение напряженности электрического поля помех». «Норма» часто заменяется отличающимся от него по смыслу термином «уровень». «Устойчивость к электромагнитной помехе» в большинстве случаев заменяется противоположным по значению термином «восприимчивость». Вместо термина «норма устойчивости» употребляются «уровень воздействия», «уровень напряженности испытательного поля» и «воздействие электрическим полем с пиковым значением напряженности Е».

В результате исполнитель опытно-конструкторской работы вынужден разрабатывать разные методы контроля параметров ЭМС не только по применяемым терминам, но и по содержанию методов.

Другой недостаток нормирования в том, что требования к параметрам ЭМС задаются в различных разделах ТЗ. Лишь в нескольких проектах ТЗ подраздел «Требования электромагнитной совместимости» входил в раздел «Требования радиоэлектронной защиты», как того требует стандарт. В остальных случаях подраздел «Требования электромагнитной совместимости» или содержался в разделе «Специальные требования», или входил в тактико-технические требования в виде части подраздела «Электротехнические требования», или составлял отдельную часть раздела «Тактико-технические требования».

Нормирование численных значений параметров ЭМС. Как показали анализ и результаты, задаваемые в проектах ТЗ нормы параметров ЭМС не учитывают существенных свойств блоков нового поколения, разрабатываемых на современной конструкторской и технологической основе.

1. Особенность нормирования требований ЭМС отдельных блоков космического аппарата в том, что необходимо устанавливать параметры ЭМС каждого блока относительно других блоков того же уровня иерархии. При этом нормы электромагнитной эмиссии и нормы помехоустойчивости нужно устанавливать исходя из конструкции блока и уровня электромагнитной совместимости в пространстве между блоками космического аппарата. Перечень заданных норм может содержать уровень ЭМС в меж-

блочном пространстве и норму эмиссии блоком электромагнитных помех в межблочное пространство.

2. Модульный принцип положен в основу конструкции блоков МКА в требованиях ТЗ. Блоки содержат от 5 до 20 (иногда больше) модулей в виде печатных плат. Расстояние между соседними модулями в среднем составляет 2,5 см. Модули выполняют самостоятельные и весьма разные функции. Их питание осуществляется от бортовой сети, как правило от общего модуля питания в составе блока.

3. Минимизация массогабаритных показателей достигается за счет малого расстояния между модулями, большой плотности упаковки, очень высокой объемной плотности токов внутри блока и допуска обратных токов на платах модулей.

4. Между модулями есть взаимное влияние — взаимодействие на близких (0,02-0,05 м) расстояниях через ближнее электромагнитное поле, создаваемое каждым модулем. На указанных расстояниях между модулями в характерном диапазоне частот нет волнового электромагнитного поля.

5. В рабочем режиме БА нет полей индустриальных помех, за исключением электромагнитного поля, образуемого самой БА.

6. Согласно требованиям назначения, выполняемым функциям и способам их исполнения модули и блоки в целом совпадают со средствами вычислительной техники, средствами измерений, контроллерами и исполнительными устройствами автоматики. Основные понятия, термины, определения, нормируемые характеристики ЭМС для средств вычислительной техники установлены стандартом [4], который наиболее близок к международному стандарту [5], вследствие чего на блоки не распространяются требования ЭМС, специфические для радиоэлектронных средств.

Как правило, норма эмиссии задается на расстоянии 1 м от испытываемого объекта. Так принято в рассмотренных ТЗ и в стандарте США [6]. Такое нормирование не характеризует электромагнитную обстановку внутри блока и не позволяет оценить влияние модуля на другие модули в блоке. Напряженность поля (как электрического, так и магнитного) возрастает по мере приближения к источнику помех. Поэтому при задании норм для блока нужно задавать еще и норму эмиссии модулями электромагнитных помех и норму помехоустойчивости модулей внутри блока.

Рассмотрим соотношение норм помехоустойчивости и эмиссии полей помех, которые имеются во всех ТЗ, как иллюстрацию допускаемой неадекватности нормирования в ТЗ требований ЭМС. Как исходные, во всех ТЗ нормируются:

— предельно допустимые значения напряженности полей электромагнитного излучения, создаваемого на расстоянии 1 м от поверхности блока, не более 10-3 В/м и не более 10 А/м при частотах до 10 и 3 10 Гц соответственно;

— минимальное значение воздействующего электромагнитного поля, при котором устройство должно выполнять функции при заданных критериях допустимого количества сбоев, не должно быть менее 1 В/м при частотах до 3 10 Гц и менее 10 А/м при частотах до 3 105 Гц.

Рассмотрим упрощенную модель блока (рис.1), содержащего две платы модулей, расположенные внутри блока на расстоянии 0,025 м. Пусть при воздействии заданных значений электрического поля Е = 1 В/м и магнитного Н = 0,1 А/м оба модуля и, следовательно, блок в целом удовлетворяют критериям работоспособности. Допустим также, что при измерении эмиссии блока значения напряженности полей на расстоянии от поверхности г\ = 1 м оказались в два раза меньше предельной нормы, задаваемой в ТЗ, т.е. E(rl) = 510-4 В/м, Н (г) = 510-4 А/м. Таким образом, блок в целом соответствует требованиям.

На основе результатов измерений рассчитываются напряженности полей, создаваемых каждым модулем в месте расположения его «соседа» — на расстоянии г2 = 0,025 м. В различных монографиях, учебниках [7, 8], а иногда и в методиках испытаний предполагается: в «ближней зоне», где г < X /2л ( X - длина волны в свободном пространстве), волнового поля

нет и зависимость Е ~ г_3. Начало дальней зоны, где Е <г) ~ г_1 и образуются волны, находится при г >В2 / 2Х, где В — характерный размер излучающих элементов. Отметим, что неравенства согласуются в большом диапазоне значений г, X.

При зависимости Е ~ г_3 отношение Е(г2)1 Е(г1) = 6,3 104. Таким образом, при г = 0,025 м напряженность воздействующих полей на 30 дБ больше, чем установленные нормы воздействия электромагнитного поля,

при котором должна проверяться работоспособность объекта при испытаниях. При та_^

ком соотношении нормы эмиссии 10 В/м на расстоянии 1 м и нормы испытательного воздействия 1 В/м при г = 0,025 м между источником воздействия в блоке и реципиентом излучения не могут быть признаны корректными.

Иногда корректность применения зависимости Е ~ г-3 для расчета напряженности поля в ближней зоне вызывает сомнения, несмотря на очевидное уменьшение объемной плотности энергии поля пропорционально г-3 и распространенное в литературе признание этого факта. На этапе лабораторно-отработочных испытаний эмиссии модулей целесообразно измерять зависимость напряженности поля от расстояния до поверхности устройства.

Проиллюстрируем это положение на примере. Проведены исследования эмиссии магнитного поля макета одного из модулей. При этом для модуля применялась норма эмиссии, заданная для блока на расстоянии 1 м. Магнитное поле измерялось на расстоянии от 1 м до 20 см от объекта испытаний. Результаты показали, что объект создает помеху на одной из частот. На рис. 2 приведена зависимость значений напряженности магнитного поля от расстояния до объекта. Видно, что напряженность магнитного поля имеет вид гиперболы порядка -2,8. Далее по полученной зависимости рассчитаны значения поля для близких расстояний от объекта. Результаты представлены на рис. 3. Из графика видно, что уровень эмиссии превышает норму устойчивости объекта уже на расстоянии 16 см. При расстоянии 2,5 см, т.е. расстоянии между модулями в блоке, превышение нормы составляет приблизительно 400 раз. Отсюда следует: необходимо отдельно нормировать параметры ЭМС модулей внутри блока. Это позволит разработчикам уже при макетировании электронных устройств оперативно контролировать работу модулей, проводить испытания на ЭМС и своевременно вносить коррективы в топологию электрических схем и конструкцию модулей. Задание норм эмиссии на расстоянии 2 — 5 см от источника позволит проводить испытания вблизи рабочих мест настройщиков и испытателей модулей. Применение современных анализаторов сигналов позволит испытывать макеты разрабатываемых модулей в большинстве случаев без использования экранированной камеры.

о 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

Расстояние до объекта, см

Рис.2. Зависимость напряженности магнитного поля от расстояния до объекта (кривая 1) и аппроксимация данной зависимости степенной функцией (кривая 2)

0 5 10 15 20 25

Расстояние до объекта, см

Рис.3. Зависимость напряженности магнитного поля от расстояния до объекта: кривая 1 — расчет; кривая 2 — норма устойчивости к воздействию магнитного поля

Заключение. Из результатов анализа проектов ТЗ и проведенных экспериментов следует:

— раздел ТЗ на разработку бортовой аппаратуры космических аппаратов, включающий требования ЭМС, следует составлять с учетом требований современных стандартов;

— целесообразно задавать дополнительные параметры ЭМС, принятые в стандартах, уровень и запас электромагнитной совместимости;

— необходимо внедрять методы оперативного контроля, основанные на измерении параметров ЭМС модулей. Для этого следует отдельно нормировать параметры ЭМС модулей внутри блока.

1. ГОСТ 19619-74. Оборудование радиотелеметрическое. Термины и определения. — М.: Стандар-тинформ, 2005. — 20 с.

2. Уилльямс Т. ЭМС для разработчиков продукции. — М.: Изд. дом «Технология», 2003. — 540 с.

3. ГОСТ Р 50397-2011 (МЭК 60050-161:1990). Совместимость технических средств электромагнитная. Термины и определения. — М.: Стандартинформ, 2013. — 62 с.

4. ГОСТ 19542-93. Совместимость средств вычислительной техники электромагнитная. Термины и определения. — М.: Стандартинформ, 2005. — 9 с.

5. IEC 60050-161:1990. International Electrotechnical Vocabulary. Chapter 161: Electromagnetic compatibility.

6. MIL-STD-461F. Department of defence interface standard: Requirements for the control of electromagnetic interference characteristics of subsystems and equipment. — URL: http://snebulos. mit.edu/projects/reference/MIL-STD/MIL-STD-461F.pdf (дата обращения: 08.09.2016).

7. Уайт Д.Р. ЭМС РЭС и непреднамеренные помехи. Вып. 3: Измерение электромагнитных помех и измерительная аппаратура. — М.: Советское радио, 1979. — 466 с.

8. Баскаков С.И. Основы электродинамики. — М.: Советское радио, 1973. — 248 с.

Поступила 19.09.2016 г.; принята к публикации 21.03.2017 г.

Вацков Павел Юрьевич — аспирант кафедры микроэлектронных радиотехнических устройств и систем МИЭТ (Россия, 124498, г. Москва, г. Зеленоград, пл. Шокина, д. 1), p.vatskov@gmail.com

1. GOST 19619-74. Oborudovanie radiotelemetricheskoe. Terminy i opredeleniya [State Standard 19619-74. Radiotelemetry equipment. Terms and definitions]. Moscow, Standartinform, 2005. 20 p. (In Russian).

2. Williams T. EMC for Product Designers. Kidington. Elsevier Science Ltd, 2001. (Russ. ed.: Uill’yams T. EMS dlya razrabotchikov produktsii. Moscow, Izd. dom «Tekhnologiya», 2003. 540 p.).

3. GOST R 50397-2011 (MEHK 60050-161:1990). Sovmestimost’ tekhnicheskikh sredstv ehlektromagnitnaya. Terminy i opredeleniya [State Standard R 50397-2011 (IEC 60050-161:1990). International electrotechnical vocabulary — Chapter 161: Electromagnetic compatibility (MOD)]. Moscow, Standartinform, 2013. 62 p. (In Russian).

4. GOST 19542-93. Sovmestimost’ sredstv vychislitel’noj tekhniki ehlektromagnitnaya. Terminy i opredeleniya [State standard 19542-93. Electromagnetic compatibility of computer equipment. Terms and definitions.]. Moscow, Standartinform, 2005. 9 p. (In Russian).

5. IEC 60050-161:1990. International Electrotechnical Vocabulary. Chapter 161: Electromagnetic compatibility.

6. MIL-STD-461F. Department of defence interface standard: Requirements for the control of electromagnetic interference characteristics of subsystems and equipment. Available at: http://snebulos. mit.edu/projects/reference/MIL-STD/MIL-STD-461F.pdf (accessed: 08.09.2016).

7. White D.R. EMC Handbook. Part 3. E.M.I. Control Methodology and Procedures. Don White Consultants, 1979. (Russ. ed.: Uajt D.R. EMS REHS i neprednamerennye pomekhi. Vyp. 3: Izmerenie ehlektromagnitnykh pomekh i izmeritel’naya apparatura. Moscow, Sovetskoe radio, 1979. 466 p.).

8. Baskakov S.I. Osnovy ehlektrodinamiki [Electrodynamics bases]. Moscow, Sovetskoe radio, 1973. 248 p. (In Russian).

Submitted 19.09.2016; accepted 21.03.2017.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *