автореферат диссертации по приборостроению, метрологии и информационно-измерительным приборам и системам, 05.11.07, диссертация на тему:Разработка и исследование методов повышения точности измерения блеска звезд в бортовых системах астроориентации на ФПЗС

Щ 1 О Н В !

СЛ11КГ - ПЗГЗРБУЕГСЮ'ш ¡ШСТ1-ГГ/Т

точнж механики и оптики

На права;: рукописи

ЯРЫНЕВ Сергей Николаевич

РАЗРАБОТКА I! ИССЛЕДОВАНИЕ МЕТОДОВ ПОВЫШЕНИЯ Т0Ч1ЮСТИ ИЗМЕРЕНИЯ Е1ЕСКА ЗВЕЗД В БОРТОВЫХ СИСТЕМ АСТРООРИЕНТАЦИИ НА ФПЗС

Специальность 05.11.07 - Оптические к опхшсс-елсктрошшз

приборы

Автореферат диссертации на соисгание ученой степени кандидата технических наук

Сашст — Петербург 1552

Работа выполнена в Санкт-Пет ербургском институте точноЛ механики и оптики /СПИТМО/.

Научный руководитель - кавдидат технических наук, доцент

Андреев А.Я.

Официальные оппоненты - доктор технических наук, профессор

Очин Е.Ф.

- кандидат технических наук Наумов G.K.

Ведущее предприятие - Научно-производотвенное объединение

"Геофизика"

Защита дисоертации состоится рихиЗ^лЗ, 1992 г. в JS Чс J22 !"*н. на заседании специализированного совета д 053.26,01 "Оптичеокие и оптпко-электрошше приборы" при Санкт-Петербургском институте точной механики и оптики по адресу: I97I0I, Сашст-Петербург, ул. Саблинская, 14.

0 диссертацией можно ознакомиться в библиотеке института.

Ваши отзывы и замечания по автореферату /в двух экземплярах/, заверенные печатью, просим направлять в адрес инсти-

Автореферат разослан

гута: I97I0I, Санкт-Петербург, ул. Саблинская, 14, секретарю специализированного совета.

Ученый секретарь

специализированного совета Д 053.26.0] кандидат технических наук, доцент

рос и'" С КАП _ , _

госу.ь - - • !:гнкАЯ•

" СБИУШ £\?ЛКТ1?1ЙТ:!КЛ РЛБОТЫ

Актуальность габот;;. Среди систем автоматической орнеи-тп*'ии косгя-грскях аппаратов наиболее перспсктглзншлт, с точки зт^нкр нпд®г.::ост:: и уменьшения приборной погреаносря орпепта-тчат, ямягатся автономные слстсги асгрсогпеитзцпд, дспользув-г'ие в пзчес?г<? оряопткроз отд»льш:й звезда пет звездное поло, о г? качестве Г.отоприемника - катрктакс 'ШЗС.

Существующие автономные системы астроориентации по звездам / т. п. звездные датчичс: / способны обеспечить приборную погрешность ориентации относительно оквзторпэлыюд системы координат ка уровне 2 ч- 4 угловых секунд. При этом, поле зре— 1;ия составляет порядка 5 -к 10°,

Снижение приборной погрешности ориентации мемет быть достигнуто за счет уменьшения поля зрения датчика. Однако, ото приводит к необходимости работы по звезда;,! с болнат.; зкачени--ем блеска, что, в своз очередь, требует значительного рао2И~ рения бортового каталога рабочих звезд, используемого для идентификации участка звездного неба, Вследствие этого усложняется работа'; алгоритм и увеличивается объем сортировочных операций по перебору вариантов располомеггя звезд. Последнее вызывает синение быстродействия и вероятности правильного распознавания рабочего участка звездного небо.

Наличие информагсш о блеске распознаваемых звезд позволит значительно уменьшить реальное число возможных сочетании вариантов расположения: звезд и, тем сами'.:, увеличить быстродействие и вероятность правильного распснаваи^. рабочего участка звоздкого кеба.

Существует класс прпберез, пеподьзуадх в целях аотро-ориенташш и астрокавкгацш: оптичесгл;е явлсипя в атмосфере Земли. Наиболее перспектлзнюяг из гни язллшея прибора, ас-пользуюцие явление оптической рефракции излучения звезд э атмосфере. Основное препятствие для уменьшения погрешности таких приборов - наличие случайных и систематических колебаний плотности атмосферы в зоне прохождения регистрируемого излучения. Уточнение данных о характера и величинах отих колебаний связано с боль^гилг трудностями и большим объемом специаль-пых исследований земной атмосферы. Однако, с помощью звездного датчика представляется возможность использования полученной дололиктелько;" информации о состояшзг атмосфе; и по веж- •

чине поглощения излучения па трас ос прохождения луча. Получение такой ин^оркацяп возможно пузе- измерения блеска звезд.

Таким образом, измерение блеска звезд позволяет, во-первых, повысить надс-лность распознавания участка звездного кеба при упрощении алгоритма распознананля, а, Bo-зторых, позволяет повысить точность систем зстрооркектагзпг, используккзхх рейракиЕВ ззсзд в атмосфере.

Б настоящее время недостаточно рассмотрены возможности создания звездных датчиков, используит;!;-: в качестве одного из информационных параметров блеск визируешь" звезд. В большинстве известных разработок звездных датчиков этот параметр игнорируется или применяется как вспомогательный при решети: задач обнаружения и селекции. Отсутствуют сведения о методиках расчета различных составляющих погрешностей измерения блеска звездный датчиками па <?ПЗС, а тгксе анализ возможных путей уменьшения этих погрешностей.

Цель и задачи работы. • Целью диссертационной работы является создание методнп: расчета погрешностей измерения блеска звездными датчиками и исследование возможных путей уменьшения этих погрешностей', a такхе создание элективных алгоритмов обработки вщеопи-^оргзщш, получешюй звезднил датчиком, которые могли бы быть применены в реальных системах астроориентации по звездному полю.

Указанная цель достигается формулировкой и решением следующих основных задач:

- анализом существующих разработок звездных датчиков, ис-пользушгх информации о блеске звезд в качестве вспомогательного параметра;

- анализом методов измерения блеска звезд, применяемых

в астрономических исследования): средствами наземного и космического наблюдения;

- исследованием составляксзгх приборной погрешности звездных датчиков на ФПЗС, применяемых для измерения блеска;

- разработкой методики расчета погрешностей измерения 'блеска звездным датчиком на ФПЗС на основе предложенной математической модели звездного датчика;

- разработкой алгоритмов обработки видеоинформации, пригодных для использования з звездных датчиках с целью определения блеска визируемых звезд;

- экопернмектслыязя: псследозэгагяглт процесса измерения блеска с использованием макета ззездкого датчика п, зякатора звозд о ттаткэ проверни оснолквд поломонкй ;.:о?одкя1 расчета поггтнсст-ч и о?»*о::?етпостн разработайте: алгоритмов,

Методы исследования. Для решения постазяскпкгс задач ис-пользолалоя кетод матемг':ического годслпрозаипя г'ункциокаль-ттх узлов :i блоков измерительного капала звездного датчика. Расчеты л выводы проверялись экспериментально на действующей макете звездного датчика. стадах моделирования п сбрабох-кп результатов измерений использовались численные методы, з частности, численное интегрирование? метод наименьших квадратов, a TGîcse статистические методы,

Научная новизна работц закачается в разработке методики расчета погрешностей Езмережя блеска звзздиаш датчиками па ЗПЗС и в разработке методов уменьшения систематических и случайных составдяэдпх погрешности измерения блеска звездпи-мп датчиками.

Застилаемые полокешгя.

1. Методика расчета основных составдяглзо: приборной погрешнос-. тп измерения блеска звездны.; датчикам на ОПЗС.

2. сдаоктив;ше алгорит-.ш обработки 1пфр£:ацпп, позволяющие з значительной степени скомленсировать систематические составляйте и уменьшить случайные составлявшие погрешности изы е ре нпя бл е ска.

3. Комплексная математическая модель звездного датчика ка СИЗО и пакет щзпеладва:: программ, содеравдй зту модель и позволяющий рассчитать основные систематические и случайные состазлякщле погрешности измерешгя блеска звезд;;ыи датчл-

. ком на QÏÏ3C.

4. Сушсциональше зависимости для оценки погрешности измерена блеска от величины блеска визируемых звезд и разллчных значении параметров звездного датчика, а тах2о от праыекя-

. ез»;ых алгоритмов обработки видеоигформэцпи.

5. Результаты экспериментальных исследований, проведениях на макете звездного датчика, позволяющие судить об адекватности математической модели датчика, входящей в пакет приклад ш программ.

Практические результаты. Г. Выполнен ака.дгз составляющих приборной погрешности иэмере-

him блеска звезд и;: датчиком к указаны пути ::;■: коглепса-п;п;.

2. Разработан пакет прш«эд::п:с программ для расчета параметров п характеристик звездни: датчиков на ШоС, позволивших измерять блеск вкзлруегяк звезд, а такме для одсш;:. приборкой погрешности изморе::::«: блеет и диапазона измерения блеска. Пакет включает в себя комплексную математическую модель звездного датчика.

3. Разработан п изготовлен программно - аппарат ни." комплеш для проведения экопврюепталышх последовав::!: процесса измерения блеска звездны,: датчиком, вютнсагкЛ з себя макет звездного датчика и имитатор звезд. Программное обеспечение комплекса позволяет автоматизировать процесс измерений и осуществить статистическую обработку результатов измерений.

4. Разработана л реализована методика проведения экспериментальных исследований процесса измерения блеска звезд, не требующая трудоемких наладочных операций, которая позво-'ляет получить статическую характеристику <2ПЗС, а такме оценить приборную погрешность и диапазон измерения блеска звезд.

5. Результаты разработки программно - аппаратного комплекса для експерименталы-шх исследовап:л использованы при создании других оптшео - электронных систем, а именно: системы контроля за распределением лазерного излучения, системы для проведения высокоточны:: бесконтактны:: измерений линейны:: перемещений, а такле в качестве универсально" лабораторной установки в учебно" лаборатории.

Реализация результатов работы отражена тремя екта'лп о внедрении и использовании разработанного программно - ш:па-ратного комплекса и его элементов в ЛКТМО п в ПКБ АСУ /г. Кп шнев/.

Апробация работы. По материалам диссертации быта сделаны доклады на конференции профессорско - преподавательского оостава Л1П1ТО в I98S году, на научно - практической конференции болгарских студентов и аспирантов /г. Ленинград, 1989 г./, на конференции "Оптические и оптик о — электронны*? приборы для: точкнх угловцх n линеГхнкх измерений /г. Клев,

1567 г./ л па научно - техничсском совещании специалистов Л'Ж.Ю и 'XI БАН /г. София, 1550 г./.

Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, чет1гр-:: глав, заключена!, биб.-иографическогО списка из 75 наименований и прнлохешгя, содержит 122 страницы основного текста, 37 рисунков, ? таблиц,

КРАТКОЕ С0Д1ЫА151Е РАБОТЫ

ТЬ введении показана актуальность работы, сформулированы ее цель, задачи и основные полозешгя, выносимые на защиту.

Б первой главе произведен анализ современного состояния приборов г: методов измерения блеска звезд, рассмотрены варианты существующих систем астрсориентэгаг на основе Р-ПЗС, использую'-":!:': ин'-оттлзтлз о блеске з-'езд в качестпе вспомогательного параметра. Показано, что существуйте системы астроориентации имеют диапазон измерения блеска около 7 ззездшх величин при величине погрешности измерения 0,25 - 0,5 звездно:: величины.

Рассмотрены методы измерения блеска звезд в астрономических исследованиях, в которых в настоящее время накоплен наибольших опыт звездной фотометрии и достигнута величина абсолютной погрешности измерения блеска до 0,01 звездной величины, а относительно;: погрешности до 0,0015 звездно:: величины. Однако, получение таких результатов связано с особенностями проведения измерении, характерными для астрономических после-.

дований.

Условия функционирования автоматических систем астроориентации на борту кос:.п:ческого аппарата рез1:о отличаются от систем, применяемых в астроно:л::чзскнх исследованиях. Б частности, имеются жесткие ограничения по быстродействию, что предполагает использование однократных измерений при сравнительно небольшой величине времен:: экспозиции /до 2 секувд/. Применение для вычисления величины блеска бортового компьютера требует использования алгоритмов обработ1С1 изображении звезд без больших вычислительных затрат. Вышеперечисленные факторы показывают, что опыт звездной фотометрии, какоиленшл в астрономических исследованиях не мешет непосредственно ис- • пользоваться для создания систем астроориентации.

- Б -

Рассмотрена возможность попользовать! матричных ШЗС в системах астроорпентацш; с возможностью измерения блеска овезд. Показано, что матричные ОПЗС для отих целей имеют преимущество по сравнении с вакуумгидли тедевципоги!ьа.а: грубкам;:. рассмотрены гвхапеокхе характераотж. матричных ¿"¿С, нгра-n"5ie pa.v.pyjo роль при ироскгпровоипгг систем астроо2;:;епта1;п1 и, в частности, при использовании г.тих скотом >'яя измерен::/: о'лесга звезд,

Гя dcmob* анализа суцествуюлпн спстсм аотросгиенга!?:::, диализа истодов измерен;:! блеска, используемых в астрономических исследованиях и анализа возможности использования ;.:стрпч-них ФПсС в системах астроориентации с возможностью измерении блеска в общем изложены задачи псследовэкгя.

Во второй главе рассмотрены коточкики погремпостей по ле-реши блеска и методы уме ныл с ¡на: влияния этих источников.

С цель» выявления ооставляювдх погрешностей измерений рассмотрена шушциональная схема канала измерения, представленная ка рис. I и выделены для камдого отдельного блока соответствующие е.\у составляющие погреепостп. Собственно звездный датчик представлен как две (функционально взаимосвязанных подсистемы: аппаратного к программного обеспечения. Б состав аппаратного обеспечения входит оптическая система /ОС/, матричный ФПЗС, блок епалого - цифрового преобразователя /АЦП/, блок упралченш матрицей /БУ1;1/ и рччислителыюе устройство /ЕУ/. В состав программного обеспечении входит рабочий алгоритм /'программа обработю;/ и база данных /бортовой каталог рабочих звезд/. Кроме того, выделены система обеспечения работы датчика /СОРД/, а также впеюшге факторы, имеющие отноие-ime к данной измерительной системе: объекты измерения /звезды/ и среда распространения.

Соответственно даниог.у делению составлена классификация составляющих приборной погрешности и выявлены наиболее существенные источники погрешностей измерения блеска.

Далее рассматриваются систематические составляющие погрешности измерения блеска и предлагаются методы их компенсации.

Для оптической систеш основным источником погрешности является ослабление величины проходящего через нее излучения по закону ■ cos v<* , где и - угол отклонения направления

■ про гре/^^^ОС I

Ркс, I- Функциональная охомз измерительного гикала

излучение от оггпгчос-кой оси, Предлагается г ыслях когтгеп-сагля; ото;'; яогрсчкости воспользоваться ЛКНСЙНОЙ И К20Д-гптпчноД интерполяцией по м.->-тоду г.птспглж квадратов. 3 розу.1 *)тпте математического моделирования порчена величина этой погрешности и результат:: компенсации. Результаты моделирования сгчд^тельсиугпт о том, что получить значение лог-гешп^стп ослабления лп'и ¿0,01 звездной гелл'^ипк пгч ::о.;е зрения менее 8° гломно обойтись бе? г.омпепепшг:, для поля прз:п:я до 13° достаточно пр:йе:ктъ пей.чую интерполяцию и для поля зрения до 75° - кгадратпчьу;о

инторпол.ят-;:н).

Оот оп рнэккля попер:шоот& С'ПЭС представляется как упорядоченная структура окон /элшек-юв/, разделенных стоп каналами и фезамп, не участ^укипал;! з накоплении заряда. Следовательно, фотоприемнимк областями будет восприниматься только часть светлого потока, попгдс?з~ пая на фотоприи.пще зош элементов. Эта часть мошет быть личной при различных положениях из обрамит- заезди о';нос:;ч'слтг> по структуры элементов СЛЗЗ. Тем самим, дискретная структура ФПЗС является источником систематической соота^тэтщой погрешности измерения. Величина этой погрешности з ззвисшюстя от размера изобракания звезды была определена такме з ходе математического моделирования. Показано, что величина этой погрешности при условии» что изобрааешю звоздц покрягаея площадь 4x4 элемента ФПЗС и более не превдаает 0,001 звездной величины, однако при меньшем размере изображения величина погрешности резко возрастает и достигает 0,03 звездной величин.« при размере изображения 3x3 элемента ФПЗС.

Погрешность измерения блеска, вызванная неэффективности} переноса для матрицы с кадровым переносом описывается формулой:

где s. - неэффективность переноса;m , я - число элементов ФПЭС но горизонтали и вертикали;р — число фаз переноса; , у* - координаты изображения звезды на СП2С.

Показано, что для трехфазного матричного 5ПЗС с кадровш переносом и скрцтш каналом форматом 512 х 288

элементов максимальная погрешность переноса мо~'.ет составить 0,15 звездной величины. Однако, как видно из формулы (I) зта погрешность момет быть легко ско:.ленс:;рог,а:;а при условии априорного знания координат изображения звезды х„ и у„

Погрешность измерения блеска от госброса спектрально характеристик проявляется при пересчете системы визуальны:: звездных величин к системе приборных зесздных вел::чин в результате неточного знания спектральных характеристик излучения звезд, а таете разброса относительно:: опектралькой чувствительности различных экземпляров ФПЗС п выразится при составлении бортового каталога рабочих звезд. Погззапо, что погрешность вызванная разбросом спектральной характеристики <ШЗС, изготовленных в рагл-сах одно:': серии /на одной пластине/ не превышает'0,025 звездной величи:ш. Для 'ШЗС, изготовле-лин: в различных сериях, эта погрешность козет превысить 0,15 'звездной величины. Ста погрешность проявится как несоответствие оценки блеска, полученной путем измерения звездны:.: датчиком значению блеска, хранящегося в бортовом каталоге.

Рассмотрен способ алгорптм::ческой коррекпп: нелинейности свет - сигнальной ::арактерист:па: <TÏÏ3C путем линейной и квадратичной аппроксимации по методу наименьших квадратов. Существенным достоинством этого способа является возможность регулярной автоматической калибров:::: на борту. Показано, что на среднем участке свет - сигнальной характеристики погрешность, вызванная ею, не превышает 0,01 ззоздной величш-ы.

. рассмотрены шумы 1-ПЗС как. источники случайной погрешности измерения блеска. Предлагается в целях уменьшения случайной составляющей погрешности измерения блеска воспользоваться ■ квазпоптпмалькой фильтрацией сигнала изображения звезды. Показано, что критерием оптимальности момет слуглгть условие максимального отноэе::ия сигнала к шуму, а весовая пункция оптимального сильтра имеет фор.\:у двумерно:': сущ-лнн Гаусса. Показано тазее, что размер кружка рассеяния ОС, определяющего размер изображения звезды должен составлять около 4x4 размера эле-

1,-рнта структурн ОПЗС.

Нрпдлог.ено несколько вариантов квазиоптимальных фильтров /КО??/, представляющих собой различные по сложности и степени пркблгягипя1 к оптимальному фильтру алгоритмы. Рассмотрены варианта использования двумерного и одномерного КОЗ, представляющих собой массивы весовых коэффициентов для отдельных эле-м°нтов <1>ПЗС, составляющих изображение звезды. Рассмотрен так-г.е вариант использования простого суммирования величин элементов, содержащих изображение звезды, за вычетом фоновой составляющей.

Рассмотрена случайная составляющая погрешности', вызванная иумом квантования АЦП.

Обосновывается необходимость создания комплексной математической годели звездного датчика для моделирования процесса измерения блеска звезд с целью оценки случайных составляющих погрешности измерения.

В третьей главе рассматривается математическая модель звездного датчика и созданный на ее основе пакет прикладных программ для оценки случайных и систематических погрешностей измерения блеска звездным датчиком из ЗПЗС, а так.се результаты математического моделирования.

Обосновывается структура пакета прикладных программ на основе математических моделей отдельных звеньев, входящих в общую структуру канала измерении звездного датчика /рис. I/. Такой подход позволяет последовательно и независимо составлять многоальтерштивные варианты ка:здого из блоков, а затем объединять эти блоки в нудной комбинации в законченную модель измерительного канала датчика.

Пакет состоит из пяти блоков исходных данных: звезд, ОС. АЦП, 5ПЗС и параметров рабочего алгоритма. Собственно математическая модель .звездного датчика соотоит из семи блоков: пересчета системы звездных величин, расчета параметров изображений звезд, расчета параметров ОПЗС, формирования массива изображения и записи его на диск, квантования АШ, алгоритма обработки видеосигнала и оценки значения блеска и среднеквад-ратической погрешности измерения. В качестве отдельных блоков в пакет входят программы расчета систематических погрешностей, описанных выше.

При разработке кагегсукчесго!. модели звездного датчика сделаны слсдуюеще допуг.ептг, не вносящие, го:: показал анализ к моделирование, оуг.еагротцк г'етодпчгспг-: яогрош:ос?е;1, однако значительно унрощап'зте структуру отдельных блоков;

- гГуш*яя рассеяния ОС прпаглстат в твде двумерно.': Г удода Гаусса ;

- апйртур.чря характеристика элемента "'¡СсС имеет Çopry прямо-угольпкг.о ;

- величина светового потока, падающего па кадднЛ элемент <УлдИ вычисляется nyvoK двумерного интегрирования по площади элемента по методу трапе:д,к;

- цуш ©ПсС /переноса, поверхностных и объемных состоя/!::!, выходного транзистора, фото- и термогекорацшт/ предстатопы как нормальные случайные процессы;

- неэффективность переноса считается, одинаковой для горизонтального и вертикального направления.

Основные результаты, полученные в ходе математического моделирования:

1, Применение в качестве фотопрномпнка ФПЗС с повпрхностлпл каналом переноса нецелесообразно ввиду больмо;" величины пуков переноса. Диапазон измеряемых звездных зеличин при величине погрешности изнярепиг до 0,1 звездной величины в этом случае не превышает 5 звездных величин.

2. Для матриц со скрытым каналом наибольшее ашдас шеет величина темпового сигнала и связанная о шил величина шума темпового тока. Уменьшение величины темпового сигнала с ' 3г от величины насыщения до 0,1% позволяет расширить диапазон измерения с 4,5 до 8,5 звездных величин. Однако дальнейшее ентаение величины темпового сигнала практически не влияет на величину погрешности.

' 3* Заметного уменьшения cjiyHaiinoii составляющей погрешности можно достичь путем уменьшения неравномерности темпового тока с применением'предварительной калибровки, что наиболее эффективно при высоких уровнях темпового спгпала. Вместе о тем, можно отметить, что величина неравномерности чувствительности практически не влияет на величину случайной . ооотавляющей измерения блеска, 4» Для матрицы со скрытым каналом типа "Калимантан - Канопус" сопл квантования АЦП пренебрежимо мал при числе разрядов

ЛИП 14 и более. При сипмсши разрядности диапазон измерения блеска уменьшается примерно па С,5 звездной величины на ка:к~ лып I разряд ЛИЛ при сохранении величины погрешности »а уровне 0,: звездной величины. '5. По результате!;] математического моделирования с использованием параметров 4ПХ "Калимантан - Капопуо" показано, что применение алгоритма суммирования с вычитанием постоянной составляющей фона возможно измерение блеска звезд с СКЗ погрешности не вше 0,1 звездной величины в диапазоне от 7,Я звездных величин до 8,3 звездных величин в зависимости от размера окна суммирования. Применение двумерного КО'Р о весовой функцией, описываемой гауссолдой, позволяет с тем :.;е значением СКЗ погрешности расширить отот диапазон до бг7 звездных величин.

Б четвертой главе приведены результаты окспернментальши исследований процесса измерения блеска па основе разработанного прогрсн.эдю - аппаратного комплекса.

За основу экспериментальной установки взята специально разработанная система технического зрения /СТЗ/ на базе телевизионного малокадрового датчика ;ю С-ПЗС и ПЗЕ',1, совместимой с I1?.! РС/З™ /рис. 2/. Ридеокоптроллер представляет собой устройство, содержащее буферную память па один кадр изображения, схему управления заптко кадра и контроллер параллельного об-пгг.л для подключения к схгстгмнсй лине ШЖ.

Рпо. 2, Структувнея схе."л системы технического -трения

Оптическая схема установи: состоит из двух независимых каналов: канала формирования сигнала звезд к какала формирования фона. Это позволяет расширив функциональные возможнос-'тн установ!:п за счет независимой рсхулкровя: сигналов звезд и фона.

разработанное для экспериментальной установки слециали-. зироваппое программное обеспечение позволяет решать следующие задач:::

- тестирование и настройка СТЗ;

- проведение многократнп:: ¡гзмерений в автоматическом ромиме путем создания мае газа заданного числа реализации;

- выделение и селекгшя изображений звезд в ¡массиве данных;

- выявление и устранение грубых ошибок в измерениям;

- вычисление значений блеска визируемых звезд в приборной системе звездных величин, а тзпг.е величину подстилающего фона

и СКЗ погрешнчети измерения;

- графическое представление реализаций с::г!;ала.

Разработана методика проведения экспериментальных исследований, которая включает в себя три этапа: Т. Определение зависимости величины («учайпой состозлззще!!

погрешности измерения блеска от величины блеска звезды. 2. Получение статической характеристик.:: С'ПсС с применением косвенной оценки чувствительности ФПЗС. Путем подбора величины сигнала имитатора 'звезды устанавливается сравнительно небольшая его величина /около 10^' от насыщешш/. После этого снимается несколько серий измерений при неизменном значении сигнала и:,статора звезды и меняющемся в диапазоне от 0®' до 60£ от насыще;шя ФПЗС зиочевЕЕ гона. Таким образом, полнена зависимость величины ослаблен::я сигнала звезды на ■ выходе ФПЗС от значения фона. Оценка значения сигнала имитатора звезды взята за основу определения чувствительности и свет - сигнальной характеристики СПЗС. На основе полученной статической характеристики <ШЭС получена зависимость систематической погрешности измерения блеска, вызванная нелинейностью свет - сигнальной характеристшси от величины сигнала /рис. 3/. С использованием последней зависимости проводится компенсация погрешности, вызванная нелинейностью свет - сигнальной характеристики 5ПЗС и окончательно определяется зависимость величины погрешности измерен:^

ЛГУ]

СА

\

\

\

ч

i IX 2 is

Рис. 3. Зависимость погрешности, вызванной нелинейностью св ет-сиг нальной ха ра кт ериотики а ЮсС от величины блеска тп .

•1Л7.

блеска от величины блеска звезды /Рис. 4/. 3. Трети:! этап включает з себя последовали описанных рапсе алгор:ггмов обработки в:даосигг.аяв с использованием реальны:-: сигналов, полученных на экспериментальной установке. Основные результаты, полученные в ходе экспериментальных исследовании:

1, Полученная статическая характеристика используемого ФПЗС имеет сравнительно большую величину нелинейное-ти в области сильных световых сигналов /более 40$ от насыщения/. Однако, эта патнкейность имеет вид плавной кривой и легко аппроксимируется алгебраической фушециой /например, полино.-мем/, а затем скомпенсирована. При последующей алгоритмической коррекции диапазон измерения блеска расширяется в сторону ярких звезд примерно на 0,7 звездной величины.

2. Оценка величины СКЗ случайной погрешности измерения

блеска в зависимости от величины блеска звезды, полученная в результате экспериментальных исследований подтвердила принципиальную возможность измерения величины блеска в диапазоне 5 звездных величин с СКЗ случайной погрешности до ОД звездной величины и при использовании СПЗС о поверхностный к.аналом переноса. 3. Сопоставление результатов экспериментальных ксследовшзй

0.2S

• 92

0<s

Г

J I

/

г

г

7

Рис. 4. Зависимость величины СКЗ случайной погрешности измерения блеска &т„ от величины; блеска тп .

1 - результат моделирования

2 - результат эксперимента

/Рис. 4, кривая I/ с использование« реального ШоС~ с результатам: математического моделирования /Рис. 4, кривая 2/ для тех же параметров 4ПЗС выявило их хорошую согласованность, что подтвердило адекватность созданной математической модели звездного датчика.

ЗШЮЧЗШЕ

1. Проведенные исследования дозволяют сделать вывод о возможности измерения блеска звездными датчшсами на ОПЗС в широком диапазоне звездных величин и малой погрешностью измерения. При условии использования матричных ОШС со скрытым каналом к применения компенсации систематически:;: составляющих погрешности среднеквэдратпчесхое значение случайной составляющей погрешности измерения блеска составит около 0,1 звездной величины в диапазоне измерения блеска свыше 8 звездккх'величин.

2. При использовании в качестве фотопрпсмника матричного ШоС с поверхностны:'.: канатом диапазон измерения блеска при величине СКЗ погрешности до 0,1 звездно;'; зс\сга:ни не превышает 5 звездных величин,

3. Наиболее существенным фактором, влпяюпп.: величину диапазона и погрешности пзм.ереиш блеска, является величина темпового сигнала и связанная с ней величина шума темпового тока. Прп уменьшен:;:! величины темнового сигнала с 2% до 0,1$ от'величины насыщения диапазон измерения блеска расширяется на 4 звездных величины,

4. Величина изображения звезды но фоточувствительной поверхности 5ПЗС должка составлять около 4x4 влемента изобретения. В этом случае достигается наилучшее сочетание параметров, позволяющих получить наилучшие условия измерена блеска звезд с сохранением возможности проведения высокоточных позиционных измерений.

5. Систематические составляющие погрешности измерения блеска легко компенсируются прг условш! предварительного вычисления положения изображения на фоточувствительной поверхности ШЗС. В этом случае систематические составляющие погрешности измерения блеска становятся слабовлияащими по сравнению со случайными составляющими.

Исключение составило? погрешность, связанная с перес-ггетом фотовизуальноЛ системы звездных величин к приборной системе, ¿ту погрешность определяет точность используемых игл: пересчете относительной спектральной характеристики чувствительности СПЭС и относительной спектральной плотности потока излучения звезд.

6. Проведенные на специально изготовленном макете звездного датчпеа экспериментальные исследование показали хорошую согласованность экспериментальных результатов и результатов, подученных в ходе математического моделирования. Тем самым, подтверждается адекватность созданной математической модели звездного датчика.

7. Применение метод:::" расчета случайных и систематических составлятагх погрешности измерения блеска, а также прн.ге-нопия алгоритмов квазиопти/альной фильтрат": и компенсации отдельных составляющих погрешнссти измерения блеска па основе разработанного пак.ета прикладных программ, включающе-■ го математическую модель звездного датчика, позволяют получить результаты па этапе проектирования систем астроориентации без применения сложного и дорогостоящего оборудования для проведения физического моделировашш: процесса измерения блеска.

8. Результаты, полученные в ходе исследования процесса изменения блеска звездными датчиками могут быть полезны не только в ходе проектирования систем астроориентации, но п в других оптико - электронных системах, требующих измерения энергетических параметров точечных объектов и их селе кыгат.

По теме диссертации опубликованы следующие работы:

1. Андреев А. Л., Постов Л. К., Ярышев С.К, Оценка быстродействия звездного датчика на ПЗС при интерполяции видеосигнала // Известия вузов СССР - Приборостроение. — т. XXX, -

.'5 5. - 1987. - С. 74 ~ 78.

2. Андреев АЛ., Ярышев С.Н. Перестраиваемый телевизионный дотчзп: на ПЗС для оптико — электронных систем обнаружения объектов // Известия вузов СССР. Приборостроение. - Т. ХШ1. _ Й 10. - I££S. - С. 73 - 76.

3. A.c. I5330I8 СССР. Телевизионное устройство для обнаружения объектов / Андреев А.Л., Костов Л.К., Ярышев С.II. ~ Опубл. в Б. К., IS89, К 48.

. 4. Денисюк Г.В., Вашошкии Ю.А., Пудин A.B., Ярышев С.Н. Использование матричных ПЭС для автоматизации процесса фокусировки // Оптико — механическая промышленность. -1989. - 3. - С. 48 - 51.

5. A.c. 1663779 СССР. Телевизионное устройство для обнаружения объектов /'Андреев А.Л., Пашков B.C., Ярышев С.Н. -Опубл. в Б, И., 1991, 15 26.

6, Цузхии A.B., Яковлев A.C., Ярышев С.Н. Оптико ~ влектрон-ные модули для система технического зрения // Известия вузов СССР - Приборостроение. - J.SS1. - 15 10. - С. 65 - 92.

Подписано к печати 22.06.92 г. Объем 1,2 п.л.

Заказ 231 Тираг. 100 окз. Бесплатно.

Ротапринт. ИТМО. ISOOOO, С.-Петербург, пер.Грквцова,14