CN102901485B - 一种光电经纬仪快速自主定向的方法 - Google Patents

Abstract

一种光电经纬仪快速自主定向的方法属于天文导航技术领域，该方法包括如下步骤：光电经纬仪拍摄星图，通过星图识别算法识别视场中至少三颗恒星；调整光电经纬仪，使一颗已识别的恒星成像于光电经纬仪的视轴上，计算此时恒星的视位置；结合光电经纬仪的天文坐标，计算该恒星相对于真北的理论方位角和高低角；选取其它恒星，得到真北的编码器平均值；引导光电经纬仪到测量的真北方向，对方位编码器清零，完成光电经纬仪的快速自主定向；本方法精度高，速度快，能够发挥光电经纬仪的优势。借助于星图识别，能够实现在经纬仪没有初始指向下的自主定向。摆脱了传统的天文定向仅观测北极星的限制，可以在任意指向下，使用任意恒星进行定向。

Description

一种光电经纬仪快速自主定向的方法

技术领域

本发明属于天文导航技术领域，具体涉及一种光电经纬仪快速自主定向的方法。

背景技术

光电经纬仪是一种用于精密测角的光电望远镜，集跟踪、弹道测量和目标姿态测量为一体，是靶场重要的光学测量设备。设备在使用前需要进行标校定向等准备工作，以建立统一的方位基准，否则将引起混乱，以后的工作便无法正常完成。

方位基准通常选择北向为方位的零方向，而北向又有真北、磁北和坐标北三种不同的指北方向线，一般以真北为标准方向，可通过天文观测或陀螺仪测定，在真北的基础上修正磁偏角或子午收敛角即可得到磁北或坐标北。

对于光电经纬仪而言，最优的定向方式还是采用天文观测法。传统的天文定向均依靠北极星采用“北极星任意时角法”来完成，计算公式如下：

其中，

A——北极星的理论方位角；

——测站的天文纬度；

t——北极星的地方时角；

δ——北极星的视赤纬。

这种方式具有一定的局限性，如高纬地区观测会产生的较大的误差，低纬地区不易观测到等情况都会使定向无法进行。

目前光电经纬仪的定向方式，是在测站周围均匀布设3~5个方位标，在使用前通过方位标来完成对方位零方向的标定，但这种方式需要额外的测量和开销。

发明内容

为了解决现有技术中存在的问题，本发明提供了一种光电经纬仪快速自主定向的方法，该方法解决了过去测试方法受地理环境限制的问题，并且花销少，定向精度高，能够增强光电经纬仪的机动性，可将其引入移动站经纬仪进行快速自主定向。

本发明解决技术问题所采用的技术方案如下：

一种光电经纬仪快速自主定向的方法，该方法包括如下步骤：

步骤一： 光电经纬仪拍摄星图，通过星图识别算法和恒星数据库识别视场中至少三颗恒星；

步骤二： 调整光电经纬仪指向，使一颗已识别的恒星成像于光电经纬仪的视轴上，并计算此时恒星的视位置；

步骤三： 结合光电经纬仪的天文坐标和恒星的视位置，通过球面三角形公式，计算该恒星相对于真北的理论方位角和高低角，得到真北的编码器测量值；

步骤四： 选取视场中其他已识别的恒星和其它方位多个视场中恒星，重复步骤二和步骤三，得到真北的编码器测量平均值；

步骤五： 引导光电经纬仪到测量得到的真北方向，对方位编码器清零，完成光电经纬仪快速自主定向。

本发明的有益效果是：

1.采用天文观测法进行经纬仪定向，精度高，速度快，能够发挥光电经纬仪的优势。

2.借助于星敏感器中的关键算法——星图识别，不用在测站周围布设和测量方位标，不需要其它配合条件，能够实现在经纬仪没有初始指向下的自主定向。

3.摆脱了传统的天文定向仅观测北极星的限制，可以在任意指向下，使用任意恒星进行定向。

4.控制计算机能够实时采集图像、通过星图识别运算并输出角度结果，即可以实现快速定向；

附图说明

图1为光电经纬仪自主定向的流程图。

图2为恒星由标准历元平位置向视位置的转换图。

具体实施方式

下面结合附图和实施例对本发明做进一步详细说明。

本方法是随着科学级CCD在经纬仪中的应用而引入的，这种CCD的应用可以提高探测灵敏度，在较大视场的经纬仪中，能够满足视场内探测到至少3颗恒星的条件。

如图1所示，步骤一：在经纬仪没有初始指向的情况下，获取经纬仪拍摄的星图并提取目标，借助于星敏感器中的全天星图识别算法和恒星数据库识别出视场中至少3颗恒星。

星图识别是星敏感器中的关键软件，无初始姿态时的星敏感器姿态捕获更是星敏感器实现自主导航的核心之处，这也是本发明中经纬仪能够自主定向的关键之处，通过引入星图识别算法，识别出视场中的恒星，才能通过球面三角形公式计算出恒星在该测站观测的理论方位、高低角，进而进行定向。

星图识别算法灵活性较大，当前在工程应用中使用最为广泛的是三角形识别算法，三角形算法原理简单，实现容易，简单改进后，可以达到较高的效率和较高的正确性。

本发明中采用考虑亮星的三角形改进算法，通过构造散列函数提高访问恒星数据库的速度，如果视场内恒星数目>3颗，通过加入中心星验证环节来确认识别结果。算法的运行在主控计算机分系统中，较星载或弹载星敏感器的优势是CPU运行速度快，导航星库的容量限制小，能够在4ms内给出恒星识别结果。

步骤二： 调整光电经纬仪指向，使一颗已识别的恒星成像于光电经纬仪的视轴上，提取该恒星在星库中的位置及运动信息，通过GPS提供的精确时间计算恒星当前时刻的视位置。

恒星位置受到各种因素的影响而变化。这些因素包括：自行、岁差、章动、光行差和视差，使恒星的位置有平位置、真位置和视位置等区分。恒星位置参照的坐标系通常为某一历元的平赤道坐标系，从1984年起编的星表和历表采用2000年儒略（用J表示）年首即J2000.0作为历元。

如图2所示，假设恒星在星表历元t₀时刻的平位置单位矢量S₀，在观测历元t时刻的恒星平位置变化除考虑恒星所参照的坐标系因岁差原因变化外，还要考虑恒星本身因自行所产生的位置变化，修正公式分别如下：

$S_1=R_Z(-z_A)R_Y\left({\mathrm{\θ}}_A\right)\left(R_Z\right)(-{\mathrm{\ζ}}_A)S_0$

$S_1=S_0+\mathrm{\τ}{\stackrel{\·}{S}}_0$

其中，z_A、θ_A、ζ_A为三个岁差参数，为恒星自行参数，τ为自J2000.0起算的儒略世纪数。

平位置向真位置转换，修正章动变化，公式如下：

$S_2=R_X(-\mathrm{\ϵ}-\mathrm{\Δ\ϵ})R_Z(-\mathrm{\Δ\ψ})R_X\left(\mathrm{\ϵ}\right)S_1$

其中，ε为平黄赤交角，Δψ和Δε分别为黄经章动和交角章动，可由国际天文学联合会（International Astronomical Union，IAU）章动理论计算。

当参考系原点从太阳系质心变换到地心，需进行周年视差和周年光行差的修正，周年视差修正公式如下：

$S_3=S_2+\mathrm{\π}{S}_2\×(S_2\×R)$

其中，π为恒星视差，R为地心相对太阳系质心的位置矢量，可从行星历表查得。

考虑周年光行差的二阶项，修正公式如下：

$S_4=S_3-\frac{1}{c}(1-S_3\·\stackrel{\·}{R}/c)S_3\×(S_3\×R)+\frac{1}{2c^2}R\×(R\×S_3)$

其中，为地心相对太阳系质心的速度矢量，可从行星历表查得。

当参考系原点从地心变换到站心，需进行周日视差和周日光行差的修正，恒星离地球比站心至地心的距离要远得多，以致所有恒星的周日视差都小到可以忽略不计。周日光行差修正公式如下：

$S_5=S_4-\frac{1}{c}{S}_4\×(S_4\×v)$

其中，c为光速，v为测站随地球自转做周日运动的线速度，所以，周日光行差与测站所处的地球位置有关，具有地方性。

总结恒星视位置的计算公式如下：

视位置=星表历元平位置+岁差+自行+章动+周年视差+周年光行差+周日视差+周日光行差

步骤三：通过经纬仪中的气象分系统采集环境温、湿度、气压信息，结合测站的天文经纬度以及恒星的视位置，通过球面三角形公式，计算该恒星相对于真北的理论方位角和高低角，修正大气折射的影响后，得到该恒星的理论值。

计算恒星相对真北的理论方位角，实际是采用光电经纬仪中常用的星校过程，在已知测站天文坐标以及拍摄时间的基础上，通过球面三角形公式中的余弦公式和余切公式，计算定位三角形中恒星的理论方位角、理论高低角。

其中，

A——恒星的理论方位角；

E——恒星的理论高低角；

ε——采样时刻的地方恒星时；

δ——星体观测时刻的视赤纬；

——测站的天文纬度。

地方恒星时t的计算公式如下：

$t=S_0+(D-\stackrel{-h}{8})(1+\mathrm{\μ})+\mathrm{\λ}-\mathrm{\α}$

其中，

λ——测站的天文经度；

α——星体观测时刻的视赤经；

S₀——世界时零点时的真恒星时；

μ——民用时化恒星时系数，为0.00273791；

D——北京标准时（h，m，s）。

由于实际观测时受大气折射影响，应对高低角进行修正，修正后得到的理论测量结果为：

$\left\{\begin{array}{c}{A}^{\′}=A\\ E^{\′}=E+{60}^{\′\′}.2\frac{273P}{1013T_0}\mathrm{ctgE}\end{array}\right.$

其中，

P——为测站气压，单位为帕；

T₀——为测站温度，单位为K。

地平式光电经纬仪在高低角不为0时，方位角误差是水平面投影的secE倍，高低角较高时，由secE带入的计算误差较大，高低角较低时，大气折射影响较大。

在得到恒星的理论方位、高低角后，判断高低角是否在25°~70°之间，是，保留计算数据参与定向计算；不是，选取其它恒星进行计算。根据恒星相对于真北的理论方位角(A＇，E＇)，以及当前时刻的编码器值(A＂,E＂)，得到真北的方位编码器值A_ZN=A＂-A＇。

步骤四：选取星图视场中其它已识别的恒星和其它方位视场中恒星，重复步骤二和步骤三，得到真北的编码器测量平均值。

通常一次测量、定向的精度较低，通过测量视场中多颗恒星或者其它指向视场中恒星，重复以上步骤二和三，多次计算真北的方位编码器值A_ZN，取其平均值作为真北的方位。

步骤五：引导光电经纬仪到测量得到的真北方向，对方位编码器清零，完成光电经纬仪快速自主定向的方法。

引导经纬仪至真北的编码器值，对编码器清零，完成方位基准的确定。

由于北极星位于地轴附近，且绕地轴缓慢旋转，传统定向方式都是选择北极星定向。如果此时北极星满足能够观测、辨识的条件，此时，可以低速引导经纬仪视轴指向北极星。经纬仪转动过程中，利用星跟踪算法识别视场中的恒星，期间，必然会出现一部分恒星移出视场，一部分恒星进入视场的情况，结合局部恒星数据库和已经识别的恒星，以星角距为匹配特征，识别出视场中未被识别的恒星目标。北极星被识别后，引导其成像在视轴上，多次重复测量北极星的理论方位角，实现对真北的方位编码器值进行复算和修正。

由方位角计算公式可以看出，方位角精度的影响因素包括测站的天文坐标、拍摄时刻精度以及恒星的视位置。恒星视位置由星库中标准历元平位置经过计算得到，误差量非常小，可以忽略不计，因此方位角的误差主要取决于时角t的误差和测站天文纬度的精度。

方位角计算公式可变换为下式形式：

将上式微分，通过代入其它球面三角形公式进行转换，得随机误差公式

其中，

σ_A——星体方位角理论值误差；

σ_t——时角测量值误差；

——观测站的天文纬度误差；

q——星位角。

时角误差t与时间精度和天文坐标λ的精度有关，将时角误差分解为时间和天文坐标精度的影响，取cosδ=1，cosq=1，sinA=1，简化误差公式如下：

时间计算虽有协调时和世界时之分，但采用GPS授时，延时＜1μs，从授时环节提高了计算精度，表1是时间误差对方位角精度的影响。

表1 时间误差对方位角的影响（单位：″）

对应不同等级的天文坐标，1~3等坐标精度引起的方位误差见表2。

表2天文坐标精度对方位角的影响（单位：″）

从表中数据可以看出，同一等级的天文坐标精度对方位角的影响是随着高低角的增大而增大的。对于二等天文坐标，在高低角为70°时，定向精度依然＜3″，能够满足经纬仪的测量要求。

Claims (6)

1.一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法包括如下步骤：

步骤一： 光电经纬仪拍摄星图，通过星图识别算法和恒星数据库识别视场中至少三颗恒星；

步骤二： 调整光电经纬仪指向，使一颗已识别的恒星成像于光电经纬仪的视轴上，并计算此时恒星的视位置；

步骤三： 结合光电经纬仪的天文坐标和恒星的视位置，通过球面三角形公式，计算该恒星相对于真北的理论方位角和高低角，得到真北的编码器测量值；

步骤四： 选取视场中其它已识别的恒星和其它方位多个视场中恒星，重复步骤二和步骤三，得到真北的编码器测量平均值；

步骤五： 引导光电经纬仪到测量得到的真北方向，对方位编码器清零，完成光电经纬仪快速自主定向。

2.如权利要求1所述的一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法所述的星图识别算法在定向的不同阶段分别为全天自主星图识别、局部识别或星跟踪识别。

3.如权利要求1所述的一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法所述的计算恒星的视位置包括对自行、岁差、章动、光行差以及视差的修正。

4.如权利要求1所述的一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法所述的步骤三包括对大气折射影响的修正。

5.如权利要求1所述的一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法所述的步骤三中，恒星高低角范围在25^o~70 ^o之间。

6.如权利要求1所述的一种光电经纬仪快速自主定向的方法，其特征在于，该方法所述的步骤五中还包括通过北极星对方位基准进行复算和修正。