Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. 14
1.1. Особенности организации съемки Земли с использованием сканирующих систем дистанционного зондирования Земли. 14
1.2 Обзор современных космических систем наблюдения 19
Зарубежные космические средства для получения информации в интересах тематического и топографического картографирования . 20
Отечественные космические средства для получения информации в интересах тематического и топографического картографирования. 23
1.3. Обзор прецизионных звездных датчиков. 27
1.4. Определение координат наземных объектов с использованием сканирующих систем ДЗЗ 30
1.5. Метод прямой фотограмметрической засечки в задаче определения координат наземных объектов. 32
1.6. Системы координат используемые в задаче координатной привязки. 34
Инерциальная система координат. 34
Референцная система координат. 35
Орбитальная система координат. 40
Система координат оптико-электронного прибора (звездного датчика) и его фотоприемника. 42
1.7. Источники погрешностей, снижающих точность координатной привязки. 43 Погрешность определения положения КА во время съемки. 43
Погрешность определения ориентации съемочной аппаратуры. 43
Дисторсия оптической системы оптико-электронной аппаратуры. 45
Аберрация света за счет движения КА по орбите и собственного вращения Земли. 50
Рефракция света в земной атмосфере. 50
"Внутренняя рефракция", связанная с разностью показателя преломления сред по разные стороны объектива. 52
Нестабильность углового положения КА во время съемки . 52
1.8. Концепция получения координатно-привязанной информации. 55
ГЛАВА 2. 58
2.1. Принцип построения трекингового звездного датчика. 58
2.2. Точностной расчет звездного датчика. 61
2.3. Энергетический расчет звездного датчика. 65
2.4. Алгоритмы работы трекингового звездного датчика. 71
Общая схема алгоритма. 71
Системы координат. 72
Алгоритм выделения звезд и определения их координат. 74
Бортовой звездный каталог. 77
Алгоритм распознавания звезд. 78
Алгоритм определения ориентации звездного датчика с использованием псевдообратной матрицы . 81
Верификация и предварительное определение ориентации. 84
Распознавание всех звезд наложением. 85
Заключительные операции по определению ориентации. 86
Алгоритмы, используемые в трекинговом режиме работы. 87
2.5. Результаты математического моделирования звездного датчика. 88
Режим распознавания звезд. 88
Режим, использующий априорные данные об ориентации. 89
Трекинговый режим. 90
ГЛАВА 3. 93
3.1. Фотограмметрическая калибровка сканирующей оптико-электронной аппаратуры высокого разрешения: общие замечания 93
3.2 Формализованная формулировка задачи нахождения обобщенной дисторсии 98
3.3 Возможные подходы к нахождению обобщенной дисторсии 98
3.4 Алгоритм построения аппроксимирующего полинома 99
3.5 Математическая модель процесса полетной фотограмметрической калибровки 100
3.6 Математическая модель обобщенной дисторсии оптико-электронной аппаратуры 102
3.7 Энергетический расчет режима полетной фотограмметрической калибровки по звездному небу 103
3.8 Результаты математического моделирования и оценка достижимой точности полетной фотограмметрической калибровки 107
Заключение. 110
Литература. 112
- Зарубежные космические средства для получения информации в интересах тематического и топографического картографирования
- Нестабильность углового положения КА во время съемки
- Алгоритм определения ориентации звездного датчика с использованием псевдообратной матрицы
- Энергетический расчет режима полетной фотограмметрической калибровки по звездному небу
Введение к работе
В начале 60-х годов прошлого века в мире появились космические системы, предназначенные для съемки Земли с высоким пространственным разрешением. Сначала на них устанавливалась фотографическая съемочная аппаратура, использующая возвращаемые капсулы для доставки фотопленки на Землю. Это приводило к низкой оперативности доставки информации. В дальнейшем появились спутники, передающие изображения по радиоканалу.
С тех пор возможности космических систем съемки Земли значительно возросли. Современные аппараты позволяют получать панхроматические снимки с разрешением десятки сантиметров в полосе захвата несколько десятков километров и спектрозональные снимки с разрешением единицы метров в той же полосе захвата. Системы, работающие в видимом (ближнем инфракрасном) диапазоне являются важнейшим средством получения изображений в силу их дешевизны, информативности, легкости обработки и дешифровки получаемой информации. Роль таких систем в решении задач дистанционного зондирования постоянно возрастает. Задачи оперативного спутникового контроля природных ресурсов, исследования динамики протекания природных и антропогенных процессов, анализа причин, прогнозирования возможных последствий и выбора способов предупреждения чрезвычайных ситуаций являются неотъемлемым атрибутом методологии сбора информации о состоянии интересующей территории, необходимой для принятия правильных и своевременных решений. Космические снимки находят все более широкое применение в самых различных отраслях человеческой деятельности, которые выдвигают подчас самые неожиданные и высокие требования к характеристикам получаемой информации. Современные геониформацион- ные системы (ГИС) используют космические снимки высокого разрешения для создания топографических документов: топографических карт, цифровых моделей рельефа местности, их деталировки и тематического наполнения [1]. К космическим снимкам высокого разрешения предъявляются жесткие требования по точности координатной привязки изображений с целью получения данных, пригодных для составления крупномасштабных топографических карт.
Топографические документы, сформированные в графической, цифровой или аналоговой формах необходимы при оценках и использовании хозяйственных возможностей той или иной территории, прокладке дорог и трубопроводов, планировании строительства, при заблаговременном проектировании и осуществлении оборонных мероприятий, а также при разработках и проведении боевых операций во время войны.
Полноценные топографические документы должны отвечать установленным требованиям полноты и детальности содержания, геометрической точности и достоверности. Последнее означает, что топографический документ должен отображать местность по ее состоянию на момент его использования. Естественно, что топографический документ отображает местность по ее состоянию на момент съемки, по материалам которой он создан. С течением времени местность непрерывно изменяется, в основном вследствие целенаправленной или непроизвольной человеческой деятельности. Остающийся неизменным топографический документ рано или поздно перестает соответствовать изменившейся местности - "стареет" и подлежит обновлению. Кроме того, при чрезвычайных обстоятельствах возникает необходимость экстренного исправления имеющихся топографических документов. По этим причинам создание, планомерное обновление или оперативное исправление топографических документов ведется непрерывно (на разных территориях) и топографические съемки проводятся постоянно [2].
При использовании космических снимков в целях картографии необходимо определить координаты объектов, изображенных на снимке, то есть ко- ординатно привязать снимок. Следует отметить, что высокие требования по точности привязки стали выдвигаться давно - первые ИСЗ, предназначенные для топографической съемки, появились в первой половине 60-х годов. Однако долгое время для такой съемки использовались фотографические системы. Появление космических оптико-электронных систем наблюдения, аппаратура которых, с точки зрения фотограмметрии, имеет ряд существенных отличий, ставит на повестку дня вопрос о путях повышения точности координатной привязки изображений, полученных помощью таких систем. Актуальность данного вопроса может быть проиллюстрирована тем, что для отечественных фотографических систем топографической съемки точность координатной привязки составляет 18-20 м [3], а для оптико-электронных систем - около 50 м. В то же время за рубежом уже эксплуатируются оптико- электронные системы дистанционного зондирования, которые позволяют достигать точности координатной привязки лучше 10 м [4-6].
В настоящее время задача получения изображений с точностью привязки 5-10 м стоит и перед отечественными разработчиками перспективных оптико-электронных систем наблюдения. Для решения этой задачи должен быть проведен анализ факторов, ограничивающих достижимую точность привязки и определены пути уменьшения их влияния. Основными факторами, влияющими на конечную точность, являются: фотограмметрические погрешности съемочной аппаратуры, погрешность определения ориентации космического аппарата, погрешность определения положения космического аппарата в пространстве, погрешность работы системы угловой стабилизации аппарата, взаимные смещения датчиков ориентации и съемочной аппаратуры и т. д. Перечисленные факторы относятся к различным звеньям процесса координатной привязки космических снимков. В реальных системах наблюдения этим звеньям соответствуют как конкретные измерительные приборы и устройства, так и их взаимосвязи. Как правило, основными элементами космических систем наблюдения, ориентированных на получение коор- динатно-привязанной информации являются собственно оптико-электронные камеры, звездные датчики, навигационная подсистема КА. Погрешность датчиков ориентации аппарата и фотограмметрические погрешности съемочной аппаратуры (камер) вносят наибольший вклад и ограничивают достижимую точность координатной привязки получаемых изображений.
Для повышения точности координатной привязки должны быть приняты меры как аппаратного, так и алгоритмического плана, позволяющие улучшить измерительные характеристики датчиков ориентации КА и съемочной аппаратуры. Проведенный анализ показывает, что для достижения высокой точности координатной привязки необходимо использование в системе звездного датчика с точностью 1-2 угловых секунды и частотой обновления информации не ниже 10 Гц. Используемая оптико-электронная аппаратура должна быть фотограмметрически откалибрована и стабильна во всех условиях эксплуатации. Как правило, несмотря на принимаемые меры и проводимые предполетные калибровки в процессе эксплуатации возможны изменения фотограмметрических параметров оптико-электронных камер и их положения относительно звездных датчиков. Для периодического контроля и уточнения фотограмметрических параметров камер и системы в целом целесообразно использование полетной калибровки оптико-электронной аппаратуры по звездному небу. Важно, что эта процедура может проводиться в процессе эксплуатации с учетом реальных эксплуатационных факторов: невесомость, тепловые воздействия, старение материалов и механические воздействия (вибрации, ускорения) со стороны КА. Кроме того, потенциально достижимая точность такой калибровки может быть значительно выше, чем наземной, так как опорными элементами будут являться звезды, координаты которых известны с точностью сотых долей угловой секунды.
Абсолютное большинство современных оптико-электронных систем космического наблюдения используют режим "заметания" изображения. Это особенно характерно для аппаратуры высокого разрешения, в которой используются ПЗС - матрицы, работающие в режиме временной задержки накопления (ВЗН). Наряду с несомненными преимуществами, такие системы имеют принципиальные недостатки, связанные с тем, что из-за нестабильности угловой скорости КА масштаб изображения вдоль направления полета не только оказывается переменным, но и подвержен случайным флуктуациям. Другой особенностью современной оптико-электронной аппаратуры является тот факт, что для достижения широкого поля зрения в настоящее время применяются оптико-электронные преобразователи, состоящие из нескольких ПЗС - фотоприемников. Погрешности установки отдельных фотоприемников приводят к тому, что искажения на космических снимках могут носить "разрывный" характер и труднее поддаваться геометрической коррекции.
Традиционные способы уменьшения вышеизложенных недостатков состоят в наземной калибровке съемочной аппаратуры и прецизионной предполетной установка съемочной аппаратуры и датчиков ориентации КА. В качестве дополнительного способа повышения точности координатной привязки, применяется установка съемочной аппаратуры и датчиков ориентации на одной общей посадочной поверхности для уменьшения их взаимных смещений.
В работе [7] рассмотрено влияние различных факторов на точность координатной привязки. Особенно детально проработаны вопросы, касающиеся навигационного обеспечения с использованием спутниковых радионавигационных систем, однако вопросы, связанные со звездными датчиками рассмотрены недостаточно подробно. В обзорной работе [8] проводится анализ общих вопросов координатной привязки. В статье [49] приведены достаточно подробные алгоритмы работы звездного датчика, которые значительно отличаются от описываемых в настоящей работе.
В данной работе проводится анализ источников погрешностей, влияющих на точность координатной привязки, рассматриваются вопросы, связанные с построением звездного датчика, удовлетворяющего требованиям по точности и частоте обновления информации и разрабатывается методика проведения полетной фотограмметрической калибровки оптико-электронной аппаратуры ДЗЗ по звездному небу совместно со звездными датчиками.
Целью данной работы является: разработка программно-аппарпатных и научно-методических решений, обеспечивающих контролируемое повышение точности координатной привязки оптико-электронной аппаратуры дистанционного зондирования Земли. Для достижения указанной цели необходимо решить следующие конкрет- ные задачи:
Исследовать влияние различных факторов на точность координатной привязки изображений, получаемых при помощи сканирующих оптико- электронных систем.
Исследовать возможность построения ЗД нового типа, обеспечивающего получение данных для высокоточной ориентации КА с высокой частотой выборок (трекинговый звездный датчик - ТЗД).
Разработать математическую модель и алгоритмы работы ТЗД и провести расчетно-параметрический анализ точностных характеристик в различных режимах работы ТЗД.
Провести математическое моделирование и разработать методику процесса полетной фотограмметрической калибровки сканирующей ОЭА ДЗЗ и оценить достижимую погрешность такой калибровки.
На защиту выносятся следующие положения;
Обоснование принципа построения, математическая модель и алгоритмы работы ТЗД в кадровом и трекинговом режимах.
Результаты математического моделирования по оценке точностных и других информационных характеристик ТЗД.
Математическая модель и алгоритмы полетной фотограмметрической калибровки ОЭА ДЗЗ, работающей в режиме "заметания" изображения.
Результаты математического моделирования полетной фотограмметрической калибровки и методика полетной фотограмметрической калибровки аппаратуры.
Работа состоит из трех частей. В первой часть рассматриваются особенности построения сканирующих оптико-электронных систем, проводится обзор существующих систем дистанционного зондирования Земли, которые в той или иной степени способны решать задачи топографической съемки Земли, проводится обзор существующих звездных датчиков, а также водится анализ факторов, влияющих на точность координатной привязки космических снимков.
Во второй части рассматривается принцип построения трекингового звездного датчика, позволяющего достичь высокой частоты выборок, проводится анализ достижимой точности, описываются алгоритмы его работы в различных режимах, а также приводятся результаты математического моделирования датчика. В третьей части описывается методика полетной фотограмметрической калибровки оптико-электронной аппаратуры, проводится анализ достижимой точности калибровки и приводятся результаты математического моделирования такой калибровки.
Описанный в работе подход относится к оптико-электронным камерам, работающим в режиме "заметания" изображения (с использованием ПЗС - линеек или ПЗС - матриц, работающих в режиме ВЗН), но может быть адаптирован для кадровых систем с использованием строчно-кадровых ПЗС. Вообще говоря, строчно-кадровые ПЗС - матрицы более приспособлены для использования в системах, где точность координатной привязки является решающим фактором. Кроме того, для них задача полетной калибровки съемочной аппаратуры решается проще, так как в данном случае можно пренебречь влиянием нестабильности угловой скорости К А во время калибровки. Но трудности использования этих ПЗС в системах с высоким пространственным разрешением и большим динамическим диапазоном приводят к тому, что строчно-кадровые ПЗС в системах дистанционного зондирования Земли высокого разрешения практически не используются. Поэтому особенности использования строчно-кадровых ПЗС матриц в данной работе не рассматриваются.
Актуальность работы связана с необходимостью разработки бортовой аппаратуры для космических оптико-электронных систем высокого разрешения, информация которых может использоваться для решения картографических задач. Такие разработки ведутся в ГНПРКЦ "ЦСКБ-Прогресс", ГКНПЦ им. М .В. Хруничева, НПОМаш, НПО им. С. А. Лавочкина и ряде других организаций. К разрабатываемым системам выдвигаются жесткие требования по точности координатной привязки, выполнение которых невозможно без проведения научно-технического анализа источников погрешностей и использования новых аппаратных и алгоритмических решений, описанных в данной работе.
Научная новизна работы заключается в том, что: впервые предложена концепция трекингового звездного датчика, позволяющего получать данные об ориентации космического аппарата с высокой частотой выборок; разработан новый алгоритм распознавания звезд на получаемых ЗД изображениях, характеризующийся высокой устойчивостью к появлению в кадре отсутствующих в бортовом каталоге "ложных" звезд и отсутствии некоторых "исчезнувших" звезд; предложен улучшенный алгоритм определения параметров внешнего ориентирования ЗД с использованием псевдообратной матрицы; разработана методика проведения полетной фотограмметрической калибровки ОЭА ДЗЗ, работающей в режиме "заметания" изображения. Достоверность полученных результатов обеспечивается и подтверждается всесторонним научно-техническим обоснованием предлагаемых технических решений, алгоритмов и математических моделей, расчетами основных характеристик звездного датчика и процесса полетной фотограмметрической калибровки, а также результатами математического моделирования и тестирования алгоритмов и рабочих программ.
Работа выполнялась в Московском физико-техническом институте (государственном университете). Тема диссертации связана с плановыми работами базового предприятия МФТИ федерального научно-производственного предприятия "ОПТЭКС" по ОКР "Строй", "Модуль", "Кондор", "Орхидея-2", "Орхидея-3" и "Сангур-1М".
Результаты работы докладывались на научно-технических конференциях "Датчик-2000", "Датчик-2001", "Лазеры-2000", "Распознавание-2001", "Малые спутники новые технологии, миниатюризация, области эффективного применения в XXI веке", а также в научно-технических советах ГРКНПЦ "ЦСКБ-Прогресс" и ФГУП НПП "ОПТЭКС". Результаты, полученные в ходе работы над диссертацией были опубликованы в 3 печатных работах, а также в 6 научно-технических отчетах, выполненных ФГУП НПП "ОПТЭКС", в том числе и совместно с ОАО "Красногорский Завод".
В работах, выполненных в соавторстве, личный вклад автора состоял в разработке принципов построения приборов, математических моделей, алгоритмов работы приборов, проведении численных расчетов и математического моделирования, анализе полученных результатов.
Диссертационная работа изложена на 116 страницах и содержит 28 рисунков, 21 таблицу и 66 наименований использованных источников.
В заключение автор выражает глубокую благодарность своим научным руководителям: проректору МФТИ, доктору физико-технических наук, профессору Кондранину Тимофею Владимировичу за предоставленную возможность заниматься выбранной темой, руководителю НТК-4, кандидату физико-математических наук Бакланову Александру Ивановичу за большую практическую помощь во время работы над диссертацией, ценные советы и замечания. Автор благодарен также всем сотрудникам ФГУП НПП ОПТЭКС за постоянное внимание к работе, дружескую помощь и моральную поддержку.
Зарубежные космические средства для получения информации в интересах тематического и топографического картографирования
Современные системы дистанционного зондирования и наблюдения Земли из космоса, как правило, осуществляют сканирование подстилающей поверхности в режиме "заметания изображения" (push-broom). В зависимости от типа и организации используемых фотоприемников возможны различные режимы сканирования поверхности Земли и съемки изображения. Каждый из вариантов имеет свои преимущества и недостатки. В любом случае одним из основных моментов определяющим выбор способа сканирования является точность системы стабилизации космического аппарата, которая будет определять как максимально возможные экспозиции оптико-электронной аппаратуры, так и геометрические искажения в получаемых при съемке изображениях.
В системах с линейными ФПЗС сканирование по поверхности Земли осуществляется, как правило, за счет движения КА по орбите. Гораздо реже для панорамной широкозахватной съемки применяется сканирование поперек направления полёта КА. Это требует сложных оптико-механических систем обеспечивающих такой способ сканирования, или более сложных режимов работы системы ориентации КА. На практике в системах высокого разрешения скорость движения изображения очень велика, а время экспозиции мало и составляет 0,020 - 0,040 мс. Этого недостаточно для накопления необходимого уровня сигнала близкого к сигналу насыщения ячейки ПЗС. Обычно для обеспечения хороших условий съемки линейными ПЗС необходимо время экспозиции 1-5 мс. Поэтому линейные ПЗС традиционно используются в аппаратуре среднего и низкого разрешения от 5 до 1000 метров. При использовании очень светосильных оптических систем порядка 1/2 - 1/4 возможно построение съёмочной аппаратуры с разрешением 2-5 метров. Примером такой системы является съемочная аппаратура КА серии SPOT (Франция), в которой установлен объектив с относительным отверстием 1:3 и применена линейка ПЗС. Если же оптическая система недостаточно светосильная, то необходимое значение экспозиции можно достигнуть двумя способами: - увеличением размера фоточувствительного элемента в несколько раз, как это сделано в аппаратуре космического аппарата Псопоя (США), где в мультиспектральных каналах применены линейки ПЗС с размером фотоприемного элемента 48x48 мкм, либо увеличением времени экспозиции за счет замедления скорости движения изображения в плоскости фотоприемника. Обычно это достигается за счет управляемого разворота КА во время съемки, уменьшения угловой скорости оси визирования ("тангажное отслеживание"). Такой режим съемки реализован в КА ЕЯ08-А. Это позволило применить в системе высоко разрешения (1,8 м) не традиционно применяемые в таких случаях матрицы ВЗН, а линейки ПЗС, что существенно упростило всю оптико-электронную аппаратуру. Необходимое замедление движения изображения может достигаться тангажным отслеживанием. Величина замедления зависит от высоты орбиты требуемого разрешения и относительного отверстия оптической системы и если для упомянутого КА "ЕЖ -А" она составляет 5-6 раз, то для низкоорбитальных (350-400км) систем высокого разрешения при съемке (системой на линейках ПЗС) с разрешением 0,5-1 м потребуется еще более значительное замедление. Очевидно, что при этом упадет производительность такой съемочной аппаратуры.
Основными преимуществами систем на линейных ФПЗС являются относительная простота организации фокальной плоскости из линейных ФПЗС большой длины (например 8000 элементов), относительно малые информационные потоки, небольшое количество информационных каналов, а, следовательно, уменьшение габаритов и массы аппаратуры.
Выше уже упоминалось о разработке во Франции для аппаратуры системы 8РОТ-5 специальной линейки ПЗС, содержащей 12 тыс. элементов размером 6,5x6,5 мкм. Считывание сигнала осуществляется через 4 выходных устройства.
Основными недостатками систем наблюдения на линейных ФПЗС являются: низкая чувствительность, низкая производительность, а также геометрические искажения, возникающие за время съемки маршрута из-за недостаточной стабилизации КА. При приведенных выше точностях стабилизации геометрические искажения могут достигать десятков элементов за секунду.
При построении оптико-электронной аппаратуры на основе матриц ПЗС ВЗН принцип организации сканирования подстилающей поверхности аналогичен ранее, описанному для линейных ФПЗС. Использование матричных ФПЗС, работающих в режиме с временной задержкой и накоплением, позволяет увеличить время экспозиции и увеличить чувствительность аппаратуры. В целом это позволяет работать в режиме непосредственного заметания поверхности без тангажного отслеживания. За счет этого многократно увеличивается снимаемая площадь и производительность системы. К преимуществам такой организации аппаратуры относится и возможность раздельного независимого управления частотой считывания изображения в зонах оптико-электронного преобразователя, что принципиально важно при разработке широкоформатной аппаратуры и при съемках с большими углами крена.
Естественно, возрастающие информационные потоки приведут к росту числа каналов обработки информации, увеличению тактовых частот, а, следовательно, массы и энергопотребления такой системы.
ФПЗС, работающие в режиме ВЗН, являются узкоспециализированными приборами и поэтому этот тип приемников не отличается большим разнообразием и ассортиментом.
Все известные по публикациям и каталогам зарубежные ФПЗС имеют размер пиксела не менее 12x12 мкм. Здесь можно упомянуть матрицу ПЗС фирмы Кек, разработанную для использования в военных системах. Формат этого приемника 1024x96 элементов. ФПЗС имеет восьмифазное тактирование и две секции накопления для изменения чувствительности: 96 и 8 шагов накопления. Конструкция прибора обеспечивает сборку таких ФПЗС "в стык" с зазором между соседними фотозонами 3-4 элемента [9].
Фирма Perkin Elmer в своих каталогах предлагает ФПЗС, работающие в режиме ВЗН, различного формата: 2048x64, 2048x32, 2048x96 элементов размером 13x13 мкм. ФПЗС могут работать при больших скоростях считывания изображения, для чего имеются варианты исполнения с несколькими выходами на одном кристалле.
В России производились матрицы ВЗН с размером элемента 12x16 мкм (КБ 1200ЦМ9-10, НИИ "Пульсар"), 12x12 мкм (ФПЗС АМ-7, НПО "Элас") по технологии с поверхностным каналом. Формат ФПЗС КБ 1200ЦМ9-10 - 256x128 элементов с отключением секций и изменением числа шагов накопления (64, 32, 16). ФПЗС АМ-7 имела формат 512x128, функции управляемого бокового смещения зарядовых пакетов в пределах угла ± 7 и возможность изменения числа шагов накопления (128, 64, 32, 16, 8), а также два регистра считывания сверху и снизу фоточувствительного поля для обеспечения возможности работы при двух направлениях движения изображения.
Нестабильность углового положения КА во время съемки
Основные источники погрешностей, снижающих точность координатной привязки, приведены в п. 1.4. Рассмотрим влияние каждого из них подробнее.
Погрешность определения координат КА на орбите часто является одним из основных источников ошибок привязки изображений. Эта погрешность полностью определяется точностью работы СРНС и составляет, как было уже сказано, менее 10м при работе в основном режиме и порядка единиц сантиметров в дифференциальном режиме. Понятно, что при работе в дифференциальном режиме влиянием этой погрешности можно пренебречь, но для решения практических задач чаще всего приходится использовать основной режим работы СРНС. В нулевом приближении погрешность координатной привязки, связанная с погрешностью определения координат КА как раз равна этой погрешности, то есть составляет величину менее 10 м.
Использование СРНС для навигации предусмотрено для практически всех зарубежных КА, предназначенных для съемки Земли. К сожалению, до недавнего времени, отечественные космические системы не имели на борту аппаратуры СРНС и для определения их координат использовались данные наземных радиотехнических и оптических измерений. Погрешность определения ориентации съемочной аппаратуры.
Эта погрешность вызвана погрешностью звездных датчиков, установленных на борту КА и неконтролируемым взаимным смещением оптико-электронной аппаратуры ДЗЗ и звездных датчиков.
Погрешность звездных датчиков (см. п. 2.2) может составлять от десятых долей до сотен угловых секунд. Погрешность звездного датчика вызвана влиянием большого количества факторов: погрешностями наземной сборки и калибровки, шумами ПЗС и неоднородностью его чувствительности, дискретностью структуры ПЗС, влиянием апертурной чувствительности ПЗС, изменением геометрических и оптических характеристик оптико- механической системы под влиянием факторов космического полета. Погрешность знания взаимного углового расположения съемочной аппаратуры и звездных датчиков обусловлена неточностью их наземной выставки, деформациями конструкции КА при выведении, при попадании в условия невесомости (т. е. снятия деформаций, возникающих под действием собственного веса) и при тепловых воздействиях. Для уменьшения этой погрешности звездные датчики и съемочную аппаратуру часто устанавливают на одну посадочную поверхность, которую делают из материала с низким коэффициентом теплового расширения (инвар, ковар). Тем не менее, несмотря на все усилия, для аппаратуры, к которой предъявляются высокие требования по координатной привязке, вводят режим полетной калибровки, который позволяет, поимо всего прочего, определить фактическое взаимное расположение съемочной аппаратуры и звездных датчиков. Это позволяет значительно снизить погрешность ориентации съемочной аппаратуры во время съемки, но сама полетная калибровка также выполняется с некоторой ошибкой, которая влияет на точность координатной привязки. Величину этой остаточной погрешности можно оценить, лишь задавшись каким-либо конструктивным решением, реализующим такую калибровку. Так, один из проектов стереоскопического оптико-электронного комплекса [3] точность определения взаимного положения съемочной аппаратуры и звездных датчиков, определенная по результатам полетной калибровки совпадает с погрешностью звездного датчика и равна 1 угловой секунде. В сочетании с погрешностью звездного датчика, которая в том же проекте составляет 1 угловую секунду это означает, что погрешность знания ориентации съемочной аппаратуры относительно инерциальной системы координат составляет 2 угловых секунды (так как и для калибровки, и для определения ориентации используются одни и те же звездные датчики, нет оснований полагать, что ошибки калибровки и измерения ориентации будут некоррелированными). В нулевом приближении, при съемке с орбиты высотой 600 км такая погрешность приведет к погрешности определения координат наземных объектов в 6 м.
Полетная калибровка взаимного расположения съемочной аппаратуры и звездных датчиков реализована, в частности, на американском КА 1копоБ и в проектах российских КА "Кондор", "Монитор-С", ВШКС и ряде других.
Дисторсия оптической системы оптико-электронной аппаратуры. Под дисторсией понимается геометрические отличия изображения, построенного реальной оптической системой, от изображения, построенного гомоцентрическим пучком лучей с центром в задней узловой точке объектива. Поскольку физически задней узловой точки объектива не существует, то не имеет смысла говорить о какой-либо конкретной величине дисторсии, достаточно определить ее для какого-либо значения заднего фокального отрезка (определенного любым способом).
В современных оптических системах, хорошо исправленных на дистор- сию, ее значения в фокальной плоскости составляют десятки и единицы микрон. В результате возросло удельное значение погрешностей изготовления оптической системы - взаимного углового смещения линз и зеркал, их де- центровок и т. д. Эти погрешности приводят к асимметрии радиальной дисторсии и возникновению тангенциальной дисторсий. Если для определения радиальной дисторсии имеются достаточно хорошие технические средства, то для тангенциальной дисторсии такие средства не найдены до сих пор. Специальные исследования, проведенные в ГОИ им. С. И. Вавилова, показали отсутствие зависимости тангенциальной дисторсии от радиальной, а также то, что картинка дисторсии строго индивидуальна для каждого экземпляра оптической системы и подтвердили необходимость описания дисторсии как векторной величины, т. е. имеющей модуль и направление.
Вместе с тем результат измерения дисторсии для космического объектива "Лазурит-М", проведенные в ОАО ЛОМО этих выводов не подтверждает. Для него тангенциальная дисторсия имеет пренебрежимо малую величину, а значения отсчетов радиальной дисторсии приведены в таблице 1.7.1.
Алгоритм определения ориентации звездного датчика с использованием псевдообратной матрицы
Отсчет, отнесенный к изображению звезды "привязывается" к уже обнаруженным звездам, данные о которых хранятся в регистре взвешивания. Если координаты поступившего отсчета отличаются от координат одного из пикселов (первого), "привязанных" к какой-либо звезде менее чем на 5 пиксела, то отсчет "привязывается" к этой же звезде. При этом число задействованных пикселов увеличивается на 1. Если же "привязать" отсчет не удалось, то он считается началом новой звезды и помещается в отдельную область памяти. При этом начинает отсчитываться "возраст" звезды, который увеличивается на 1 при начале каждой строки.
Если "возраст" звезды превышает 5, то считается, что к этой звезде больше не могут добавляться отсчеты.
В таком случае происходит проверка числа задействованных пикселов. Если это число превышает пороговое, то звезда считается состоявшейся и производится вычисление координат центра изображения звезды и ее яркости по формулам где к -индекс в массиве, х - х координата звезды, у-у координата звезды, В - яркость звезды, п1(к) - номер строки к -го отсчета, с1(к) - номер столбца к-то отсчета, 1(к) - величина к-то отсчета. Если же звезда считается несостоявшейся, то вычисление координат центра изображения не производится, а область памяти, отведенная под звезду, освобождается. После определения координат и яркости звезды осуществляется передача данных сегментации и взвешивания в процессорный модуль. Также в процессорный модуль передается сигнал начала кадра и конца кадра. Бортовой звездный каталог. В случае отсутствия априорных данных об ориентации звездного датчика или при невозможности распознавания наложением происходит распознавание звезд по всему каталогу. Для этого в памяти процессорного модуля содержится бортовой звездный каталог, содержащий приблизительно 45 ООО звезд до 8 звездной величины. В нем каждая звезда характеризуется записью со следующими величинами: прямое восхождение в эпоху 12000.0, склонение в эпоху Д2000.0, собственное движение по прямому восхождению, собственное движение по склонению, сигнал от звезды при рабочем времени накопления, угловое расстояние до ближайшей звезды, угловое расстояние до второй по дальности звезды, угловое расстояние до третьей по дальности звезды. Пункты, относящиеся к собственному движению звезды, могут отсутствовать. Для более быстрого поиска звезд каталог разделен на 4 секции. В первую секцию входят звезды, у которых угловое расстояние до ближайшей звезды меньше 5 10"3 рад, во вторую - звезды, у которых угловое расстояние до ближайшей звезды больше 5 10" рад, но меньше 10 10" рад, в третью - звезды, у которых угловое расстояние до ближайшей звезды больше 10 10"3 рад, но меньше 15 10"3 рад, в четвертую - все остальные звезды. Размер всех четырех секций примерно одинаков. Оптимальным представлением каталога является его сортировка по возрастанию (или убыванию) углового расстояния до ближайшей звезды.
При представлении прямого восхождения и склонения звезды 32 разрядными числами, а остальных величин 16 разрядными числами не каждую запись приходится 20 байт (16 байт без учета собственного движения). Объем всего каталога составляет около 900 кбайт.
Задачей алгоритма распознавания звезд является, на основании данных о положении изображений звезд и данных звездного каталога распознать звезды, то есть поставить в соответствие каждому изображению звезды ее экваториальные координаты. В настоящее время в литературе [24-26] описано достаточно много различных алгоритмов распознавания звезд. Практически все они тем или иным образом используют угловые расстояния между звездами.
Большинство описанных алгоритмов предназначены для звездных датчиков, использующих сравнительно небольшое число звезд (максимум - несколько сотен). При таком количестве звезд точности определения координат звезд в единицы секунд достаточно для однозначной идентификации звезды. Однако в предлагаемом звездном датчике число используемых звезд составляет около 10 ООО. Кроме того, при использовании ПЗС 18Б017А погрешность определения блеска звезд оказывается относительно высокой. Это связано с тем, что ПЗС 1Ж)017А является ПЗС с виртуальной фазой, и поэтому ее апертурная чувствительность является резко неравномерной по площади пиксела. Все это приводит к тому, что в кадре могут присутствовать изображения неярких звезд, яркость которых оказалась выше порога отсечения ("ложные" звезды), или, наоборот, яркость некоторых звезд может оказаться ниже порога отсечения и они "пропадут". Кроме того, звезда может пропасть, оказавшись за пределами поля зрения датчика. Поэтому целесообразно рассмотреть "избыточный" алгоритм, который работоспособен при наличии в кадре некоторого числа ложных звезд (отсутствующих в каталоге) и отсутствии некоторых истинных звезд (присутствующих в каталоге).
Предлагаемый алгоритм устроен следующим образом. Для каждой звезды в кадре определяются расстояния до всех остальных звезд в кадре, и из этих расстояний выбираются три минимальных. Аналогичным образом, в бортовом каталоге каждая звезда характеризуется расстояниями до трех ближайших соседей. Таим образом, мы имеем два набора данных: Гц, г2и г л, 1 = 1 ...п, п- число звезд в поле зрения, Ян, Я21, Я-зи г = М-число звезд в каталоге.
Энергетический расчет режима полетной фотограмметрической калибровки по звездному небу
Долю звезд каждого спектрального класса и плотность звезд с блеском, большим заданного, можно найти из таблиц 2.3.1 и 2.3.24. Проведенный расчет дает следующие результаты. Для угловой скорости сканирования 1,5 10"3 с-1: При наилучшей фазе пороговая звездная величина составляет 14.4, при наихудшей - 14,0. Среднее число звезд, регистрируемых за 1 с составит для галактической широты 40 (средний случай) - 47 звезд в секунду, для галактической широты 90 (наихудший случай) 24,7 звезд в секунду. Число регистрируемых звезд приведено для случая наилучшей фазы. Для угловой скорости сканирования 0,25 10" с" : При наилучшей фазе пороговая звездная величина составляет 16.3, при наихудшей - 15,9. Среднее число звезд, регистрируемых за 1 с составит для галактической широты 40 (средний случай) - 52,5 звезд в секунду, для галактической широты 90 (наихудший случай) 25,3 звезд в секунду. Число регистрируемых звезд также приведено для случая наилучшей фазы. Для угловой скорости сканирования 1,25 10" с" : При наилучшей фазе пороговая звездная величина составляет 14.3, при наихудшей - 13,9. Среднее число звезд, регистрируемых за 1 с составит для галактической широты 40 - 47,0 звезд в секунду (средний случай), для галактической широты 90 24,6 звезд в секунду (наихудший случай). Число регистрируемых звезд также приведено для случая наилучшей фазы. Из этих результатов следует, что количество звезд, используемых для калибровки определяется не проницающей способностью оптико- электронной аппаратуры, а наличием аттестованного звездного каталога необходимой точности. В наличии имеется аттестованный каталог до 11 звездной величины. Плотность звезд ярче 11 звездной величины составляет 9,12 звезд на кв. градус для галактической широты 90 и 14,79 звезд на кв. градус для галактической широты 40. При поле зрения 1,39 и угловой скорости сканирования 1,25 10"3 с"1 будет регистрироваться 0,9-1,18 каталожной звезды в 1 секунду. Примем, что будет регистрироваться, в среднем, 1 каталожная звезда в 1 секунду. 3.8 Результаты математического моделирования и оценка достижимой точности полетной фотограмметрической калибровки Для оценки достижимой погрешности калибровки использовался метод математического моделирования. Использованная математическая модель описана в пункте 3.6. Для определения обобщенной дисторсии использовался метод с использованием полинома 5-го порядка. Интервал между отсчетами звездного датчика принимался равным 1 секунде. Погрешность звездного датчика принималась гауссовски распределенной с нулевым средним и дисперсией 1". Использовалась математическая модель колебаний типового КА, приведенная в п. 1.7.
По условиям обеспечения теплового режима телескопа время сканирования не должно превышать 100 с. Таким образом, достижимая точность калибровки для типового КА составляет около 3,2 пиксела по оси л: и 2,7 пиксела по оси у. В угловой мере это соответствует 0,29" и 0,25" соответственно. При использовании СУС с погрешностью в 10 раз большей достижимая точность составит приблизительно 22 и 17 пикселов (около 2") соответственно, а при использовании трекингового звездного датчика - около 2 пикселов (около 0,2") по обеим координатам. Это означает, что такая погрешность калибровки влияет на точность координатной привязки значительно слабее других факторов и может считаться достаточно малой.
По результатам математического моделирования можно сделать вывод, что для проведения фотограмметрической калибровки нет необходимости использовать трекинговый звездный датчик при погрешности СУС порядка 10"4 град/с, в то время как при погрешности СУС около 10"3 град/с использование трекингового звездного датчика позволяет уменьшить погрешность фотограмметрической калибровки.
Таким образом при использовании режима полетной фотограмметрической калибровки можно свести влияние обобщенной дисторсии к минимуму. Это позволит произвести ортотрансформацию изображения. Совместно с использованием трекингового звездного датчика это позволяет достичь очень высокой точности относительной координатной привязки, то есть определить положение одних объектов на снимке относительно других. Точность же абсолютной координатной привязки (относительно референц - эллипсоида) будет ограничиваться, в первую очередь, погрешностью определения координат КА (при использовании системы GPS она может быть порядка 1 метра) и погрешностью звездного датчика, которая, при правильном построении системы, в первую очередь, зависит от возможностей наземной калибровочной базы, и может составлять порядка 1 угловой секунды. При наблюдении с орбиты высотой 700 км это приводит к погрешности 3,6 м. Общая погрешность составит 3,8 м. Для сравнения приведем погрешность абсолютной координатной привязки КА Ikonos, которая составляет 5 м. Сформулируем основные результаты работы: 1. Показано, что использование информационных возможностей исследованного в диссертации трекингового звездного датчика позволяет: для измерения колебаний КА во время съемки отказаться от использования гироскопических систем; уменьшить погрешность полетной фотограмметрической калибровки при точности СУ С К А около 10" град/с более чем на порядок. 2. Разработанный алгоритм функционирования ТЗД в кадровом режиме наряду показал высокую устойчивость к появлению в кадре "ложных" звезд, а также исчезновению некоторых, присутствующих в каталоге звезд. 3. Математическое моделирование ТЗД в кадровом режиме, показало работоспособность и высокие характеристики алгоритма. В частности: a. В отсутствии априорных данных об ориентации ТЗД надежность распознавания звезд около 97%, что отвечает ТТХ современных звездных датчиков; b. Среднеквадратичная погрешность определения параметров ориентации при выбранных параметрах звездного датчика 0,63", что превосходит характеристики отечественных и зарубежных датчиков. 4. Результаты математического моделирования ТЗД показали, что обеспечивает погрешность, близкую к погрешности кадрового звездного датчика. 5. Разработана методика проведения полетной фотограмметрической калибровки ОЭА ДЗЗ, которая позволяет уменьшить влияние обобщенной дис- торсии с нескольких сотен до единиц пикселов.
