CN103017762A - 地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法 - Google Patents

Abstract

地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法涉及一种天文观测技术领域，该方法可根据背景恒星的信息通过星图识别的方式对未知空间目标进行快速测量定位。该方法包括如下步骤：计算望远镜视轴指向；构建局部特征库；未知空间目标的确定及捕获；局部星图识别；修正恒星位置；定位空间目标。本发明能够快速捕获目标；嵌入局部星图识别算法，采用局部星图识别，能够明显提高识别速度，实现对未知空间目标的实时定位；通过多星定位未知空间目标，不受望远镜轴系误差的影响；数据无需在各坐标系之间进行转换，提高了定位精度；存在多个星像点被识别时，采用最小二乘法，提高了空间目标的定位精度。

Description

地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法

技术领域

本发明涉及一种天文观测技术领域，特别涉及一种地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法。

背景技术

科学技术及世界范围内国家间的竞争实质上是资源的竞争，资源的外延无限扩展，现在己由地面、空中进而发展到宇宙空间。随着人类对空间技术开发利用的规模不断扩大，空间日益成为军事、政治斗争的主要焦点，维护国家安全的“战略高地”。而空间监视预警能力、空间部署能力和空间攻防能力是衡量一个国家空间作战能力的三个标准，其中，空间目标的探测与监测将发挥基础性和关键性的作用。

自20世纪60年代以来，地基空间目标探测系统一直是世界各国重点发展的航天测控系统之一。与雷达探测系统相比，光学探测系统具有测量精度高、直观性强、技术成熟、投资成本低、能够对空间目标进行有效搜索和跟踪等优点，而且采用光学定位空间目标的方法作为一种被动、无源的探测手段在战时不会受到严重影响，这一特点具有极高的军事应用价值。

照相定位法在天文学上的应用是现代天文史上的划时代事件，也是普遍使用的空间目标定位方法，它需要长时间的绘图与测量，而且专业性较强。与照相底片相比，采用CCD器件具有更多的优势，尤其是具有电子增强功能的CCD，量子效率更高，CCD可以在短时间内观测到较暗的星像；CCD器件线性动态范围比照相底片高两个数量级，使亮、暗星的星等差更大；减少了照相观测中多级参考星的使用次数；另外，采用CCD器件无需冲洗和测量，可以方便地读取原始图像数据并进行处理，实时性强。

发明内容

本发明提供了一种地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法，该方法通过采用电子增强型CCD为探测器件，可根据背景恒星的信息通过星图识别的方式对未知空间目标进行快速测量定位。

本发明解决技术问题所采用的技术方案如下：

步骤一： 采集望远镜当前的编码器和时统信息，利用天文定位三角形和已知测站的天文坐标，计算望远镜视轴在天球坐标系中的指向；

步骤二： 依据望远镜的视轴指向和视场大小，在星表中提取视轴指向附近天区的导航星，根据星对角距识别特征构建局部天区的特征数据库；

步骤三： 望远镜拍摄的多帧连续图像经过能量累加和阈值处理，依据空间目标与恒星背景的运动特征，捕获到空间目标；

步骤四： 采集望远镜拍摄的包含未知空间目标及恒星背景的实时图像，提取图像中特征量，结合局部天区的特征数据库，通过局部星图识别方法识别图像中的星像点；

步骤五： 建立图像中的星像点与星表中导航星的对应关系后，修正对应导航星从星表中的标准历元平位置到视位置；

步骤六： 根据空间目标与已识别的星像点在望远镜成像模型中的角距匹配，建立并求解方程组，得到空间目标的位置坐标。

本发明的有益效果是：

1.根据目标与恒星的运动特征，能够快速捕获目标；

2.嵌入局部星图识别算法，虽然增加了方法的复杂度，但是采用局部星图识别，能够明显提高识别速度，实现对未知空间目标的实时定位；

3.通过多星定位未知空间目标，不受望远镜轴系误差的影响；

4.定位过程中，数据无需在各坐标系之间进行转换，减少计算过程带来的误差，提高了定位精度；

5.存在多个星像点被识别时，采用最小二乘法，提高了空间目标的定位精度。

附图说明

图1为天文定位三角形示意图。

图2为天文定位原理示意图。

图3为恒星由标准历元平位置向视位置的转换。

图4为两颗星确定空间目标位置示意图。

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。

地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法，该方法包括如下步骤：

步骤一： 采集望远镜当前的编码器和时统信息，已知测站的天文坐标，利用天文定位三角形计算望远镜视轴在时角坐标系中的指向，进而得到视轴在天球坐标系中的指向；

图1所示为天文定位三角形，O为测站，Z为天顶，P为北天极，σ为视轴在天球坐标系中的指向，已知测站天文纬度

，由定位三角形可得地平式光电望远镜视轴指向的时角t、赤纬δ，三个公式是为了判断时角t的象限。

其中，

A、E——望远镜的方位角、高低角编码器，此处方位角以北点起算；

——测站的天文纬度；

t、δ——光轴指向的时角、视赤纬；

时角与测站天文经度、视赤经之间的关系如下：

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

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）；

λ——测站的天文经度；

α——视轴指向的视赤经。

假设望远镜编码器的误差可忽略不计，经过上述公式计算，可得望远镜视轴指向的赤经和赤纬(α、δ)。

步骤二： 为加快导航星的检索速度，依据望远镜的视轴指向和采集视场大小，在星表中提取视轴指向附近天区的导航星，考虑到各种不确定度，扩大望远镜的视场所能覆盖的天区范围，根据星对角距识别特征构建局部天区的特征数据库；

得到望远镜视轴的指向(α、δ)后，就能够将局部星图识别搜索的范围限定在某个局部天区，根据视轴指向和视场大小，提取星表中的导航星，构建局部特征库。考虑到各种误差的影响，采用拓宽视场的方法，即扩大天区的范围，提取更大天区内的导航星，构建局部天区的特征库。具体做法如下：

将星表中的导航星按赤纬δ由小到大升序排列，建立导航星赤纬δ与导航星序号之间的映射关系H(x)。为加快对导航星的检索速度，遍历每一颗导航星，记录与之星角距在1.4倍视场大小内的导航星星号，组成邻星序列A；同时，记录该颗导航星的邻星序列在A中的起始和结束地址，组成邻星索引序列B。

以视轴指向作为输入，代入映射关系式H(x)，用其定位与视轴指向距离最近的导航星，通过查询序列A和序列B，检索出导航星附近的邻星，与导航星一并记入序列C，运用下式计算序列C中各星之间的星角距，构成局部识别特征库。

$e_{\mathrm{ij}}=\arccos \left(\frac{s_i\·s_j}{\left|s_i\right|\·\left|s_j\right|}\right)$

其中，s_i和s_j为导航星单位矢量，e_ij为星角距。

步骤三： 多帧连续图像经过能量累加和阈值处理，依据空间目标与恒星背景的运动特征，捕获到空间目标；

由于空间目标与背景恒星成像后都是点目标，无法用亮度、形态或几何特征确定，只能利用多帧图像根据运动特征的差异进行分辨。

因为望远镜工作在捕获模式时，凝视拍摄，视轴指向不会改变，虽然恒星也在空间运动，但因距离远，角速度小，使得恒星背景在短时间内采样不会有很大变化，连续几帧图像合成后的恒星位置基本固定、能量得到增强，而空间目标由于距离近，运动角速度较恒星大，能量集中度差。依据上述性质，通过阈值剔除能量较高的星像点，即位置基本固定的恒星像点，保留下来的星像点就是未知空间目标。

步骤四： 采集望远镜拍摄的包含未知空间目标及恒星背景的实时图像，提取图像中特征量，结合局部天区的特征数据库，识别图像中的星像点；

提取图像中由星像点坐标(x_i、y_i)构成的角距特征，组建观测三角形，与局部识别特征库中的数据进行对应匹配，由于已经将搜索范围限定在某一天区内，正确率很高。在识别出一个观测三角形的基础上，利用匹配组法识别出图像中更多的恒星目标。

步骤五： 建立图像中的星像点与星表中导航星的对应关系后，修正对应导航星从星表中的标准历元平位置到视位置；

恒星位置受到各种因素的影响而变化。这些因素是：自行、岁差、章动、光行差、视差，使恒星的位置有平位置、真位置、视位置等区分。修正与图像中星像点匹配的导航星位置，由星表中的标准历元平位置到视位置；

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。恒星由星表中的历元平位置向视位置转换的过程如图3所示，恒星各种位置之间的关系可用下述式子表示：

年首平位置=星表历元平位置+岁差+恒星自行；

观测历元平位置=年首平位置+岁差+恒星自行；

真位置=观测历元平位置+章动；

视位置=真位置+周年视差+周年光行差+周日视差+周日光行差。

步骤六： 根据空间目标与已识别的星像点在望远镜成像模型中的角距匹配，建立并求解方程组，得到空间目标的位置坐标。

定位空间目标的依据是，空间目标到已知导航星之间的星角距与成像后的星角距匹配，因此，以空间目标的星像点到导航星的星像点计算出的星角距为参考量，通过星角距公式计算空间目标的位置。

星角距计算公式如下：

cose_i=sin(δ_i)×sin(δ＇)+cos(δ_i)×cos(δ＇)×cos(α_i-α＇)

假设与已识别星像点对应的导航星天球坐标为(α_i、δ_i)，未知空间目标的天球坐标为(α＇、δ＇)，cose_i由图像中已识别星像点与未知空间目标的星像点计算得到，2个未知数，理论上只要识别出2个星像点即可完成未知空间目标的定位。

将上式展开，得星角距展开式

cose_i=sin(δ_i)×sin(δ＇)+cos(δ_i)×cos(δ＇)×cos(α_i)+cos(α＇)+cos(δ_i) ×cos(δ_i) ×sin(α_i) ×sin(α＇)

=l_i×x+m_i×y+n_i×z

式中，

$\left\{\begin{array}{c}{l}_i=\cos {\mathrm{\δ}}_i\×\cos {\mathrm{\α}}_i\\ m_i=\cos {\mathrm{\δ}}_i\×\sin {\mathrm{\α}}_i\\ n_i=\sin {\mathrm{\δ}}_i\end{array}\right.$ 为图像中已识别星像点对应的导航星的单位矢量；

$\left\{\begin{array}{c}x=\cos \left({\mathrm{\δ}}^{\′}\right)\×\cos \left({\mathrm{\α}}^{\′}\right)\\ y=\cos \left({\mathrm{\δ}}^{\′}\right)\×\sin \left({\mathrm{\α}}^{\′}\right)\\ z=\sin \left({\mathrm{\δ}}^{\′}\right)\end{array}\right.$ 为未知空间目标的单位矢量。

扩展后的星角距公式有3个未知数，定位未知空间目标，要求识别3个星像点，代入方程解出未知空间目标的单位矢量(x、y、z)，然后计算未知空间目标的天球坐标(α＇、δ＇)。这种方式比直接计算(α＇、δ＇)要更容易计算和理解，如图4所示，1和2是已知恒星，根据与待测空间目标的角距离可画出两个轨迹圆，交于3与3′两点，也就是说通过两颗已知恒星求出的空间目标位置中存在一个干扰值，需将其排除，而通过三颗已知恒星的计算结果只有一个，不存在奇异性。

为了达到较高的定位精度，通常会利用更多的已知导航星数据，基于最小二乘法的思想减小误差，求解空间目标位置，由最小二乘法原理，将上述星角距展开式移项并平方，叠加后得

$Q=\stackrel{k}{\mathrm{\Σ}}{[l_i\×x+m_i\×y+n_i\×z-\cos e_i]}^2$

为使Q有最小值，应有下述方程组成立。

$\left\{\begin{array}{c}\frac{\∂Q}{\∂x}=\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i^2\·x+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i\·m_i\·y+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i\·n_i\·z-\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i\·\cos e_i=0\\ \frac{\∂Q}{\∂y}=\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i\·m_i\·x+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{m}_i^2\·y+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{m}_i\·n_i\·z-\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{m}_i\·\cos e_i=0\\ \frac{\∂Q}{\∂z}=\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{l}_i\·n_i\·x+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{m}_i\·n_i\·y+\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{n}_i^2\·z-\underset{i=1}{\overset{k}{\mathrm{\Σ}}}{n}_i\·\cos e_i=0\end{array}\right.$

解方程组，得到未知数x、y、z，即可由未知空间目标的单位矢量得到在天球坐标系中的坐标(α＇、δ＇)。

下面对空间目标的定位精度进行验证与分析。采用模拟星图的方式进行验证计算，假设望远镜视场4.1°×4.1°，星等探测能力6.5Mv，图像分辨率1024×1024，星像点提取精度优于0.5个像元。根据上述参数，在导航星由天球坐标映射到图像坐标后，图像坐标的x、y方向分别加入随机最大0.5个像元的误差，生成星像点序列，对其进行局部星图识别。然后以某颗已识别的星像点作为未知空间目标，如图2所示，假设图中的1#星为未知空间目标，此时经过局部星图识别后，可以知道与该星像点对应的导航星的天球坐标(α_i、δ_i)，用除1# 以外的其它已识别的星像点和对应导航星信息计算1#星的天球坐标(α＇_i、δ＇_i)，比对并计算(α＇_i、δ＇_i)和(α_i、δ_i)坐标之间的误差。

表1 模拟星像点

表1列举其中一组模拟星像点的数据，视轴指向的天球坐标为（314.934，51.468），视场内有5颗星。其中，1#星加入的位置误差较大，将其作为未知空间目标，分别用3颗星和多星最小二乘法计算1#星的空间坐标。

表2天球坐标的计算误差

由表2结果可见，在像元空间分辨率为14.4″时，采用最小二乘法进行平差，得到的天球坐标误差较小，且相对稳定。此外，如果通过提高探测器像元数或减小视场来提高像元的空间分辨力，计算误差将进一步减小，对空间目标的定位能够达到更高的精度。

Claims (2)

1.地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法，其特征在于，该方法包括如下步骤：

步骤一： 采集望远镜当前的编码器和时统信息，利用天文定位三角形和已知测站的天文坐标，计算望远镜视轴在天球坐标系中的指向；

步骤二： 依据望远镜的视轴指向和视场大小，在星表中提取视轴指向附近天区的导航星，根据星对角距识别特征构建局部天区的特征数据库；

步骤三： 望远镜拍摄的多帧连续图像经过能量累加和阈值处理，依据空间目标与恒星背景的运动特征，捕获到空间目标；

步骤四： 采集望远镜拍摄的包含未知空间目标及恒星背景的实时图像，提取图像中特征量，结合局部天区的特征数据库，通过局部星图识别方法识别图像中的星像点；

步骤五： 建立图像中的星像点与星表中导航星的对应关系后，修正对应导航星从星表中的标准历元平位置到视位置；

步骤六： 根据空间目标与已识别的星像点在望远镜成像模型中的角距匹配，建立并求解方程组，得到空间目标的位置坐标。

2.如权利要求1所述的地基光电望远镜的空间目标快速捕获定位方法，其特征在于，所述局部星图识别方法包括如下步骤：已知望远镜所在测站的天文坐标，采集望远镜的编码器角度值和时统信息，计算当前时刻望远镜视轴在天球坐标系中的指向，从星表中提取视轴指向附近天区的导航星，构建局部特征库，并以此为依据识别实时图像中的星像点。

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