CN103047985A - 一种空间目标的快速定位方法 - Google Patents

Abstract

一种空间目标的快速定位方法涉及一种天文观测技术领域，该方法可通过对背景恒星的局部星图识别以及对未知空间目标投影映射的方式完成未知空间目标的快速测量定位。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；局部星图识别；修正恒星位置；计算旋转矩阵，定位空间目标。本发明嵌入局部星图识别算法，能够明显提高识别速度，实现对未知空间目标的实时定位；通过视场中均匀分布的多颗恒星定位未知空间目标，不受望远镜轴系误差的影响；参考星与未知空间目标属于同一坐标系，无需坐标系间的转换，提高了定位精度。

Description

一种空间目标的快速定位方法

技术领域

本发明涉及一种天文观测技术领域，特别涉及一种空间目标的快速定位方法。

背景技术

随着新技术装备的不断涌现和未来太空作战趋势的加剧，地球外层空间正逐步变成新的军事斗争领地。在这种新的军事斗争形式中，空间目标的探测定位在对空间目标的探测跟踪、定位定轨预报、识别编目、侦查和分析中发挥着基础性和关键性的作用，它具有重要的军事价值，不仅可以帮助确定潜在敌人的空间能力，还可以对可能发生的碰撞和对己方空间系统的攻击进行告警等。自1957年人类发射第1颗人造地球卫星后，空间目标探测便成为重要的军事任务。目前，美俄都已建立了庞大的地基探测系统，具备了对各种轨道的空间目标进行精确定位和跟踪的能力。与雷达探测系统作用距离远、可全天候工作相比，光电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，在战时具有极高的应用价值。

我国在光电探测空间目标方面，主要是地基地平式光电望远镜以轴系方式进行定位跟踪，这种方法通过目标脱靶量和设备指向读数间接测定空间目标位置，实质是以站心坐标系作为中间参考架，相对中间参考架确定设备参数和空间目标位置，然后通过恒星的观测将中间参考架和天球参考架联系起来，监测设备参数随时间的变化，由内插到观测时刻的设备参数值来确定空间目标在天球参考架的位置。影响空间目标观测定位精度的因素主要有：设备轴系误差、设备调平误差、测站天文经纬度误差、大气折射误差、脱靶量测量误差以及坐标系转换过程中的计算误差。

增强型CCD的出现，使望远镜在达到相同探测能力的情况下，曝光时间、焦距可以进一步减小，扩大视场，有利于空间目标和星空背景的同时观测。

发明内容

为了解决现有技术中存在的问题，本发明提供了一种地基光电望远镜的空间目标快速定位方法，该方法要求视场中存在至少3颗或以上恒星，通过对背景恒星的局部星图识别以及对未知空间目标的投影映射完成空间目标的快速测量定位。

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： 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和望远镜的成像模型，通过局部星图识别方法识别图像中的星像点；

步骤四： 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；

步骤五：根据望远镜在天球坐标系中的姿态转换矩阵，将空间目标的图像坐标映射到天球表面，即得到空间目标的位置坐标。

本发明的有益效果是：

1.嵌入局部星图识别算法，能够明显提高对未知空间目标的定位速度；

2.不受望远镜轴系误差的影响；

3.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；

附图说明

图1为天文定位三角形示意图。

图2为光电望远镜的小孔成像模型示意图。

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。

步骤一： 采集望远镜当前的编码器和时统信息，已知测站天文坐标，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，采用“圆锥法”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： 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和望远镜的成像模型，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，采用“导航星计数法”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。

因本方法中对未知空间目标的定位是利用小孔成像模型，将观测矢量通过旋转矩阵由望远镜坐标系转换到天球坐标系来实现的，所以需要求得精度尽可能高的旋转矩阵。而高精度的旋转矩阵是由视场内分布均匀且尽可能多的已识别恒星计算得到的，因此可借鉴星敏感器中姿态确定方法，根据已识别的三颗星像点获取望远镜在天球坐标系中的当前粗姿态角α、δ、κ，姿态角即在视轴指向(α、δ)的基础上，加入横滚角κ，望远镜坐标系到天球坐标系的旋转矩阵M。

$M=\left(\begin{array}{ccc}{a}_1& a_2& a_3\\ b_1& b_2& b_3\\ c_1& c_2& c_3\end{array}\right)$

因M为正交矩阵，天球坐标系到望远镜坐标系的旋转矩阵为M^-1=M^T。由此可得导航星在望远镜坐标系中的方向矢量为

$\left(\begin{array}{c}{x}_i\\ y_i\\ z_i\end{array}\right)=M^T\left(\begin{array}{c}{\stackrel{\‾}{x}}_i\\ {\stackrel{\‾}{y}}_i\\ {\stackrel{\‾}{z}}_i\end{array}\right)$

$\left(\begin{array}{c}{\stackrel{\‾}{x}}_i\\ {\stackrel{\‾}{y}}_i\\ {\stackrel{\‾}{z}}_i\end{array}\right)=\left(\begin{array}{c}\cos {\mathrm{\α}}_i\cos {\mathrm{\δ}}_i\\ \sin {\mathrm{\α}}_i\cos {\mathrm{\δ}}_i\\ \sin {\mathrm{\δ}}_i\end{array}\right)$ 为导航星在天球坐标系下的方向矢量。

然后参考模拟星图的方法，如图2所示，根据望远镜的小孔成像模型和旋转矩阵M^T，对序列C中的导航星进行透视投影变换，经过变换后，恒星的像平面坐标为

$\left\{\begin{array}{c}{X}_i=f\frac{x_i}{z_i}=f\frac{a_1{\stackrel{\‾}{x}}_i+b_1{\stackrel{\‾}{y}}_i+c_1{\stackrel{\‾}{z}}_i}{a_3{\stackrel{\‾}{x}}_i+b_3{\stackrel{\‾}{y}}_i+c_3{\stackrel{\‾}{z}}_i}\\ Y_i=f\frac{y_i}{z_i}=f\frac{a_2{\stackrel{\‾}{x}}_i+b_2{\stackrel{\‾}{y}}_i+c_3{\stackrel{\‾}{z}}_i}{a_3{\stackrel{\‾}{x}}_i+b_3{\stackrel{\‾}{y}}_i+c_3{\stackrel{\‾}{z}}_i}\end{array}\right.$

根据望远镜探测器的像元尺寸和主点的位置(x₀、y₀)，将像平面坐标(X_i、Y_i)转换到图像坐标(x′_i、y′_i)，生成参考星图，即完成导航星在天球坐标系下的坐标(α_i、δ_i)向图像坐标系下的坐标(x′_i、y′_i)的转换。

比对参考星图中导航星的图像坐标(x′_i、y′_i)与图像中星像点的图像坐标(x_i、y_i)，若在导航星邻域r范围内仅有一个星像点，即认为匹配成功。以此方法识别出均匀分布在图像中的尽多的星像点，建立图像中星像点与星表中导航星的对应关系。

步骤四： 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。

其中，岁差和章动影响天球坐标系的原点和坐标轴的方向，是坐标系的整体旋转，并不改变恒星背景与空间目标间的相对位置关系，所以无需修正岁差和章动。

步骤五：根据视场中识别出的多个星像点，计算望远镜坐标系到天球坐标系的旋转矩阵，通过旋转矩阵将望远镜坐标系中的观测矢量转换到天球坐标系中，得到空间目标的位置坐标。

在步骤三、四后，由图像中已识别的星像点和修正位置后的导航星计算望远镜坐标系到天球坐标系的旋转矩阵M′。实质上还是采用星敏感器中姿态确定的方法，利用所有已识别的星像点，按照转换矩阵的求解公式建立方程组，进行转换矩阵计算的同时，以最小二乘法实现平差，较步骤三中计算的旋转矩阵M精度更高。旋转矩阵M′为

$\begin{array}{c}{M}^{\′}=\left(\begin{array}{ccc}{a}_1^{\′}& a_2^{\′}& a_3^{\′}\\ b_1^{\′}& b_2^{\′}& b_3^{\′}\\ c_1^{\′}& c_2^{\′}& c_3^{\′}\end{array}\right)\\ =\left(\begin{array}{ccc}\cos ({\mathrm{\α}}^{\′}-\mathrm{\π}/2)& -\sin ({\mathrm{\α}}^{\′}-\mathrm{\π}/2)& 0\\ \sin ({\mathrm{\α}}^{\′}-\mathrm{\π}/2)& \cos ({\mathrm{\α}}^{\′}-\mathrm{\π}/2)& 0\\ 0& 0& 1\end{array}\right)\·\left(\begin{array}{ccc}1& 0& 0\\ 0& \cos ({\mathrm{\δ}}^{\′}+\mathrm{\π}/2)& -\sin ({\mathrm{\δ}}^{\′}+\mathrm{\π}/2)\\ 0& \sin ({\mathrm{\δ}}^{\′}+\mathrm{\π}/2)& \mathrm{co}({\mathrm{\δ}}^{\′}+\mathrm{\π}/2)s\end{array}\right)\·\left(\begin{array}{ccc}\cos {\mathrm{\κ}}^{\′}& -{\sin \mathrm{\κ}}^{\′}& 0\\ \sin {\mathrm{\κ}}^{\′}& {\cos \mathrm{\κ}}^{\′}& 0\\ 0& 0& 1\end{array}\right)\end{array}$

则，假设空间目标的像平面坐标为(X_i、Y_i)，像空间坐标是(x′_r、y′_r、z′_r)，其中，

$\left\{\begin{array}{c}{x}_r^{\′}=\frac{X_i}{\sqrt{X_i^2+Y_i^2+f^2}}\\ y_r^{\′}=\frac{Y_i}{\sqrt{X_i^2+Y_i^2+f^2}}\\ z_r^{\′}=\frac{-f}{\sqrt{X_i^2+Y_i^2+f^2}}\end{array}\right.$

空间目标的天球坐标即可表示为

$\left(\begin{array}{c}{x}_r\\ y_r\\ z_r\end{array}\right)=\left(\begin{array}{c}\cos {\mathrm{\α}}_r\cos {\mathrm{\β}}_r\\ \sin {\mathrm{\α}}_r\cos {\mathrm{\β}}_r\\ \sin {\mathrm{\β}}_r\end{array}\right)=M^{\′}\left(\begin{array}{c}{x}_r^{\′}\\ y_r^{\′}\\ z_r^{\′}\end{array}\right)$

以赤经、赤纬表示即为

$\left(\begin{array}{c}{\mathrm{\α}}_r\\ {\mathrm{\β}}_r\end{array}\right)=\left(\begin{array}{c}\arctan \left(\frac{y_r}{x_r}\right)\\ \arcsin z_r\end{array}\right)$

其中，因cosβ_r＞0，α_r的象限由cosα_r和sinα_r决定。

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2.74°×2.74°，图像分辨率1024×1024，星等探测能力为6.5Mv，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旋转矩阵，通过旋转矩阵计算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(185.608,26.077)，视场内有9颗星。为方便计算、验证，星的位置直接采用星表中的标准历元平位置。

分别计算每个目标的空间位置，以其它目标计算旋转矩阵，在计算机中运行时间0.05ms，定位误差结果见表2。

表2 各目标的定位误差（单位：角秒）

目标号	赤经误差	赤纬误差
			1	3.43	2.32
2	3.68	-2.90
			3	-4.45	2.64
4	-0.27	-2.54
			5	-3.18	0.02
6	3.93	1.07
			7	-0.17	-0.83
8	-4.56	-1.78
			9	4.56	1.09

由上述结果可见，在像元空间分辨率为9.63″，星等探测能力6.5Mv时，方法能够快速定位目标，本例中目标定位精度基本优于4.8″，能够满足通常条件下的空间目标定位要求。如果增强星等探测能力，视场内各象限星数目的增加可以提高旋转矩阵的计算精度，从而提高空间目标的定位精度；此外，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，也将减小计算误差，达到更高精度的定位。

Claims (2)

1.一种空间目标的快速定位方法，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： 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和望远镜的成像模型，通过局部星图识别的方法识别图像中的星像点；

步骤四： 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；

步骤五： 根据望远镜在天球坐标系中的姿态转换矩阵，将空间目标的图像坐标映射到天球表面，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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