10458

Алгоритмы обработки изображений в астроориентации

Реферат

Информатика, кибернетика и программирование

Алгоритмы обработки изображений в астроориентации. Введение К приборам астроориентации космических аппаратов относятся солнечные датчики датчики положения Земли и звездные датчики. Термин датчик не должен вводить в заблуждение – солнечные датчики и датчики полож

Русский

2013-03-26

666.5 KB

77 чел.

Алгоритмы обработки изображений в астроориентации.

Введение

К приборам астроориентации космических аппаратов относятся солнечные датчики, датчики положения Земли и звездные датчики. Термин "датчик" не должен вводить в заблуждение – солнечные датчики и датчики положения Земли предназначены для определения углового положения Солнца и Земли в приборной системе координат, а звездные датчики – для определения ориентации звездного датчика относительно "неподвижных звезд" – инерциальной системы координат.

Солнечные датчики предназначены для ориентации солнечных батарей и для управления работой системы терморегулирования КА. Земные датчики используются для поддержания орбитальной ориентации КА, наведения на заданные районы узконаправленных антенн спутников связи и оптико-электронной аппаратуры спутников дистанционного зондирования на Землю. Звездные датчики используются для коррекции ухода гироскопов, а также в случаях, где требуется высокая точность определения ориентации, так как точность звездных датчиков, как правило, их точность значительно выше, чем точность солнечных датчиков и датчиков положения Земли. Следует заметить, что в общем случае солнечные датчики, датчики положения Земли и звездные датчики не могут заменять друг друга. Только в случае искусственного спутника Земли (а не межпланетной станции), если не требуется высокая точность положения Солнца, звездный датчик может заменить солнечный датчик, так как для наземного, а, следовательно, и для околоземного, наблюдателя положение Солнца относительно звезд может быть найдено расчетным путем.

Солнечные датчики

Солнечные датчики отличаются значительным разнообразием схем построения. Во первых, следует выделить класс схем "щель-линейка". Наиболее простая реализация этой схемы приведена на рисунке 1.

Рисунок 1.

Принцип работы такого солнечного датчика очевиден из рисунка. Над щелью расположен светофильтр с коэффициентом пропускания несколько тысячных для ослабления солнечного света. Конфигурация светового пятна на ПЗС - линейке приведена на рисунке 2.

Рисунок 2.

Линейное положение центра пятна можно определить с точностью, лучшей, чем 1 пиксел. Для этого достаточно определить положение "центра тяжести" пятна по формуле

         (1)

Повышение точности, которого можно достичь при помощи такого приема зависит от соотношения "сигнал/шум" и от распределения чувствительности по площади пиксела и составляет от 4 до 50 и более раз (это число обозначим как γ). Такой прием используется практически во всех типах датчиков, в том числе и таких, в которых наблюдается край объекта (черно-белый переход). В них вместо амплитуды сигнала в формулу (1) входит производная сигнала по координате. Формула (1) также легко обобщается на двумерный случай.

Точность солнечного датчика (в радианах), построенного по схеме на рисунке 1 можно оценить по следующей формуле

         (2)

Здесь под F понимается расстояние между щелевой маской и ПЗС линейкой, которое можно интерпретировать как "фокусное расстояние камеры-обскуры", одномерным аналогом которой является каждый канал такого датчика. Буквой Δ обозначен размер пиксела ПЗС фотоприемника.

Для типичного солнечного датчика значения F и Δ составляют 20 мм и 7 мкм соответственно, что при коэффициенте γ равном 10 дает точность 7 угловых секунд. На практике такая точность труднодостижима, так как на нее влияют различные неучтенные факторы, а именно форма щели, температурные деформации, неоднородность защитного стекла и другие факторы. Для уменьшения влияния этих факторов используется калибровка датчика, поэтому, на практике точность солнечного датчика (а также датчиков других типов) ограничивается именно погрешностью калибровки, которая обычно составляет порядка 1 угловой минуты.

Возвращаясь к схемам солнечных датчиков модно привести еще одну схему семейства "щель-линейка". В ней используется только одна ПЗС линейка и Z-образная щель для определения обоих координат Солнца. Вторая линейка, вместе со своей щелью используется для резервирования. Схема такого датчика и внешний вид датчика, построенного по такой схеме, показаны на рисунке 3.

 

Рисунок 3.

Через Z образную щель Солнце образует три пятна на ПЗС линейке. При смещении Солнца вдоль оси А происходит смещение всех трех пятен на одну и ту – же величину, а при смещении Солнца вдоль оси В – центральное пятно остается на том - же месте, а левое/правое пятна приближаются/удаляются к центральному пятну.

Другим классом схем солнечных датчиков является класс "диафрагма - матрица". Схема такого датчика приведена на рисунке 4.

Рисунок 4.

При этом вместо щели используется круглое или прямоугольное отверстие, а в качестве фотоприемника может использоваться ПЗС или КМОП матрица или квадрантный фотоприемник. При использовании ПЗС или КМОП матриц обработка производится в принципе аналогично тому, как это описано выше, но для двумерного случая, а при использовании квадрантного фотоприемника, изображенного на рисунке 4 анализируются сигналы, приходящие с каждого из 4 квадрантов. Точность солнечного датчика при использовании квадрантного датчика ниже, что компенсируется большей простотой такого прибора.

Еще одним классом солнечных датчиков являются так называемые косинусные датчики. Схема такого датчика и внешний вид датчика, построенного по такой схеме, приведены на рисунке 5.

Рисунок 5.

Положение Солнца в системе координат датчика определяется по соотношению сигналов, приходящих с фотоприемников, расположенных на гранях куба, усеченной пирамиды или тетраэдра. Точность таких датчиков несколько ниже (однако, она достаточна для ориентации солнечных батарей), чем в других схемах, что окупается меньшей массой и большей простотой.

Датчики положения Земли

Земля, в отличие от Солнца, не является самосветящимся телом, и видна за счет отраженного солнечного излучения. Кроме того, так как атмосфера Земли является непрозрачной для ИК излучения и нагретой до температуры порядка 252 К, то она излучает в соответствии с законом Планка в инфракрасной области спектра. Это означают, что возможны два подхода к построению датчиков положения Земли. Первый из них предполагает использование фотоприемников видимого излучения и оптическую систему, которая может использовать объектив, а может и быть и типа "щель - линейка", подобно используемой в солнечных датчиках. Второй подход предполагает использование спектрального диапазона 12-16 мкм. В верхней атмосфере земли существует слой, имеющий температуру около 250 К, параметры которого отличаются высокой стабильностью – суточные и сезонные колебания температуры и давления на него слабо влияют. Этот слой излучает как абсолютно черное тело в диапазоне 12-16 мкм.

Очевидно, что использование видимого диапазона существенно упрощает конструкцию фотоприемника, но использование такого датчика невозможно в случае, если освещенная часть Земли не видна или ее размер слишком мал. Насколько существенен этот недостаток – зависит от назначения КА. Использование ИК диапазона означает значительное усложнение фотоприемника, как правило, болометра или ПЗС на основе узкозонных полупроводников: InSb, CdHgTe, PbS и других, а также увеличение размера их пиксела до 50-200 и более мкм. Кроме того, оптическая система для дальнего ИК диапазона должна использовать линзы из дорогостоящего германия или зеркала. Но это позволяет датчику положения Земли не зависеть от положения КА относительно Земли и Солнца.

Пример датчика положения Земли, использующего дальний ИК диапазон, приведен на рисунке 6, а на рисунке 7 приведен внешний вид датчика положения Земли, использующего видимый диапазон.

 

Рисунок 6.

Рисунок 7.

Как правило, точность датчиков положения Земли относительно низка и составляет от 3 до 60 угловых минут.

Звездные датчики

В отличие от солнечных датчиков и датчиков положения Земли современные звездные датчики не отличаются разнообразием схем и представляют собой оптико-электронную камеру с ПЗС матрицей размером от 256х256 до 1024х1024 элемента. Процессор, входящий в состав звездного датчика определяет положения изображений звезд, распознает их при помощи встроенного звездного каталога и определяет параметры ориентации звездного датчика относительно звезд. Как правило, в поле зрения датчика попадает от 3-5 до нескольких сотен звезд. Число зарегистрированных звезд зависит от проницающей способности звездного датчика и от его поля рения. Проницающая способность звездного датчика, в свою очередь, зависит от диаметра его объектива, времени накопления ПЗС и чувствительности ПЗС матрицы. Время же накопления ограничено сверху допустимым смазом изображения звезды на фотоприемнике, возникающим за счет вращения КА, или же необходимостью поддержания заданной частоты обновления информации.

Рассмотрим звездный датчик, у которого диаметр объектива составляет D=10 мм, фокусное расстояние F=30 мм, размер пиксела ПЗС матрицы Δ = 7 мкм, формат ПЗС 500х500 пикселов, а время накопления t=10 мс. Требуется определить количество звезд, попадающих в поле зрения такого датчика и достижимую точность определения параметров ориентации.

Характерный шум ПСЗ матрицы составляет 50 электронов. Для определения центра изображения с точностью 0,1 пиксела отношение "сигнал/шум" должно составлять около 30, а размер пятна изображения должен составлять 3х3 пиксела. Таким образом, всего за время накопления должен быть получен сигнал 50*30*3*3 = 13500 фотоэлектронов. Это соответствуем фотонному потоку, с учетом квантовой эффективности ПЗС 0,5 и коэффициента пропускания объектива 0,7:

=

=13500/(0,5*0,7*0,1*3,14*0,01*0,01/4)=5*109 фотонов/м2

Используем следующие эмпирические закономерности. От звезды 25m в диапазоне чувствительности ПЗС через 1 м2 за 1 секунду приходит 1 фотон. При уменьшении звездной величины в 5 раз фотонный поток увеличивается в 100 раз. Поэтому будут использованы звезды приблизительно до 8 звездной величины. Плотность звезд до 8 звездной величины оценим аналогично. Известно, что плотность звезд 7 звездной величины составляет 0,5 звезды на 1 квадратный градус. Плотность звезд обратно пропорциональна их блеску, поэтому для 8 звездной величины она составит 1,25 звезды на квадратный градус. Поле зрения звездного датчика найдем по формуле

Для нашего датчика линейное поле зрения составит 3,3 градуса, а телесное 11 квадратных градусов. Таким образом, для ориентации может быть использовано около 14 звезд. Такого количества звезд достаточно для уверенного распознавания участка звездного неба и для некоторого повышения точности за счет усреднения параметров ориентации, полученных по различным звездам. Точность такого звездного датчика составит

.          (3)

Подставляя числовые значения и принимая γ=10, находим, что погрешность такого звездного датчика составляет около 5 угловых секунд. В принципе, эту погрешность можно уменьшить за счет обработки всех звезд, попавших в поле зрения звездного датчика. Так как для одного измерения требуются 2 звезды, а всего звезд в поле зрения нашего звездного датчика в среднем 14, то по ним можно провести 7 независимых измерений углового положения, что приведет к повышению точности в 2,6 раза, то есть до приблизительно 2,5 угловых секунд. Но до бесконечности повышать точность звездного датчика путем увеличения числа звезд в поле зрения нельзя, так как начинают сказываться снижающие точность факторы, которые действуют на все изображения звезд одновременно, и бороться с ними усреднением по различным звездам не удастся. Типичный график зависимости погрешности звездного датчика от числа звезд в поле зрения приведен на рисунке 8.

Рисунок 8.

Алгоритм работы звездного датчика относительно прост. На первом этапе осуществляется выделение звезд на фоне неба и определение координат центров изображений звезд. Оно осуществляется по формулам

,          (4)

Здесь Δ – размер пиксела,

i, j – номер столбца и строки соответственно,

I[i, j] – значение сигнала в пикселе с координатам i, j.

Алгоритм распознавания звезд по всему звездному каталогу используется при построении первоначальной ориентации КА, а также в случае отсутствия априорной информации об ориентации КА.

В одном из возможных алгоритмов в бортовом каталоге каждая звезда, кроме своих экваториальных координат характеризуется угловым расстоянием до трех ближайших звезд. Таким образом, после получения координат изображений звезд ("кадра") для каждой звезды выполняется следующая процедура.

Сначала определяются расстояния от нее до всех остальных звезд в поле зрения. Затем берутся три минимальных расстояния, после чего в каталоге ищется звезда с такими – же расстояниями. Разумеется, расстояния могут отличаться на некоторую величину, зависящую от точности определения координат изображений звезд. Для ускорения поиска в каталоге от отсортирован по возрастанию расстояния до ближайшей соседней звезды.

Рисунок 9. К принципу распознавания звезд.

Из за различных факторовв качестве звезд могут регистрироваться слабые звезды, отсутствующие в каталоге, а также освещенные солнцем пылинки или спутники, а также звездды, которые должны быть зарегистрированы, могут по тем или иным причинам, пропадать. Поэтому сравнение каталожных расстояний с измеренными осуществляется по следующим правилам. Звезда считается распознанной, если выполняется хотя бы одно из следующих условий:

R1≈r1, R2≈r2 

R2≈r2, R3≈r3 

R1≈r2, R3≈r3 (потеря звезды)

R1≈r2, R3≈r3 (потеря звезды)

R1≈r1, R2≈r3 (потеря звезды)

R2≈r1, R3≈r3 (лишняя звезда)

R2≈r1, R3≈r2 (лишняя звезда)

R1≈r1, R3≈r2 (лишняя звезда)

Здесь R – измеренные расстояния, r – расстояния из каталога.

Такой подход позволяет повысить вероятность обнаружения искомой звезды в каталоге, но чреват высокой вероятностью ложных срабатываний, когда в каталоге обнаруживаются сразу несколько звезд, удовлетворяющих условиям. Поэтому в ходе работы алгоритма создается каталог из координат распознанных звезд в системе координат фотоприемника и соответствующих им экваториальных координат, причем одни и те-же координаты в системе координат фотоприемника могут повторяться неоднократно (неоднозначное распознавание). Полученный каталог обрабатывается на следующем этапе обработки.

Пусть у нас есть некоторое приближенное значение параметров ориентации звездногно датчика α, δ и χ, соответственно прямое восхождение и склонение проекции оптической оси на небесную сферу и угол разворота вокруг оптической оси. Например, мы можем считать, что оптическая ось звездногно датчика направлена точно на одну из распознанных звезд. Зная эти параметры ориентации и координаты изображений звезд в системе координат фотоприемника можно определить их экваториальные координаты на небесной сфере по следующему алгоритму. Сначала вычисляются декартовы координаты изображения звезды в системе звездной системе координат Xi,Yi и Zi (здесь мы не останавливаемся на учете прецессии, нутации и собственном движении звезд):

        (5)

где i – номер звезды,

М(α, δ, χ) – матрица перехода от системы координат звездного датчика к звездной системе координат,

xi, yi – координаты звезд в системе координат фотоприемника.

Затем определяются соответствующие экваториальные координаты:

.        (6)

Полученные значения, конечно, не будут совпадать с каталожными значениями. Зная частные производные координат изображений звезд в системе координат фотоприемника по параметрам ориентации и рассогласования расчетных и фактических экваториальных координат звезд можно уточнить значения параметров ориентации астрокамеры. Повторяя этот процесс можно определить ориентацию астрокамеры с точностью, ограниченной лишь точностью измерения координат в системе координат фотоприемника. Легко показать, что для реализации такого алгоритма достаточно знания экваториальных координат и координат изображений всего двух звезд, если известно фокусное расстояние и координаты проекции задней узловой точки объектива (и трех звезд, если эти значения точно неизвестны). Подпрограмма, реализующая этот процесс, называется ядром программы определения ориентации.

Однако этот процесс обладает сходимостью и при ложном распознавании звезд. Для того, чтобы подучить достоверные измерения, используется следующий подход. Анализируются все возможные сочетания из трех звезд. Из каждой из таких троек можно образовать три пары звезд. Для каждой пары определяется параметры ориентации звездногно датчика. Если результаты обработки всех трех пар звезд совпадают в пределах ошибки измерений, то такой результат считается достоверным.

В случае, если до распознавания известна ориентация КА с погрешностью порядка единиц угловых минут, то можно реализовать значительно более эффективный алгоритм распознавания звезд. Для этого создается вспомогательный каталог, содержащий звезды в окрестности текущей линии визирования. Затем, используя априорные данные об ориентации КА, находятся расчетные координаты изображений этих звезд в системе координат фотоприемника, после чего для каждого реального изображения звезды отыскивается наиболее близкое к нему "расчетное" изображение. Максимальное расстояние, на которое могут отстоять реальное и расчетное изображение звезды зависит от плотности звезд на изображении и погрешности априорных данных об ориентации. Однако такой алгоритм распознавания позволяет распознать все или практически все звезды, попавшие в поле зрения астрокамеры. Поэтому появляется возможность повысить точность определения ориентации за счет усреднения измерений ориентации по всем возможным парам звезд. При этом точность определения ориентации возрастает в несколько раз. Однако следует помнить, что эти значения относятся к угловой чувствительности звездного датчика, в то время, как точность определяется погрешностью калибровки, то есть стабильностью его характеристик и возможностями наемной стендовой базы.

На рисунке 9 приведен внешний вид 2 звездных датчиков.

 

Рисунок 9.


Ii

хi

Фотоприемники

3

R2

R1


 

А также другие работы, которые могут Вас заинтересовать

55756. Генеративні органи квіткових рослин 68.5 KB
  Мета: повторити, закріпити, узагальнити й систематизувати знання, про генеративні органи, які забезпечують розмноження квіткових рослин;розвивати практичні навички роботи з наочністю...
55757. Вплив умов середовища на проростання насінини. Ріст і розвиток рослин 96 KB
  Мета: Ознайомити учнів із особливостями проростання насінини росту і розвитку рослин та факторами що на них впливають розвивати вміння спостерігати робити висновки виховувати уявлення про взаємозалежність процесів у природі...
55759. Портфоліо – перспективна форма представлення індивідуальної спрямованості професійного саморозвитку і самоактуалізації педагога 36 KB
  Мета створення портфоліо забезпечення відслідковування індивідуального прогресу вчителя в широкому освітньому контексті демонстрація його здібності до практичного застосування освітніх надбань.
55760. Формирование критического мышления путем использования интерактивных технологий обучения 87.5 KB
  Интерактивное обучение построено на основе критического мышления. Готовить детей к жизни помочь им стать образованными и конкурентоспособными помогает и выбранная мной педагогическая технология критического мышления на современном этапе – самая продуктивная. Принципы активного обучения и критического мышления. Мною изучено научнометодическое пособие по проблемам развития критического мышления в американском издании – презентация интерактивного курса проработаны восемь пособий – рекомендаций Международной Ассоциации Читателей.
55761. Поняття про комп’ютерні віруси. Класифікація вірусів 29.5 KB
  Антивірусні програмні продукти, як правило, об`єднують основні функції детектора — доктора — ревізора. Антивірусні програми постійно поновлюються (не рідше 1 разу на місяць). Вони можуть захистити ПК від вірусів, що відомі на даний момент.
55762. ВІДЧУВАТИ В СОБІ ВІЛЬНУ ЛЮДИНУ 49 KB
  €œНавчання -– це лише одна з пелюсток тієї квітки що називається вихованням у широкому розумінні цього поняття. Отже виховання не просто складова освіти а її внутрішня сутність що й виражене в завданні освіти €œсформувати людину.
55763. Виховна година «Єдина справжня розкіш — це розкіш людського спілкування» (А. Екзюпері) 60 KB
  Мета: озброїти учнів знаннями і практичними рекомендаціями про основи спілкування; дати їм практичні рекомендації щодо удосконалення свого мовлення уміння спілкуватися; спонукати учнів застосовувати набуті знання у повсякденному спілкуванні...