数字天顶摄影仪的图像处理

光子学报第 33 卷第 2 期 2004 年 2 月Vol . 33 No . 2ACTA PHOTONICA SINICA February 2004数字天顶摄影仪的图像处理曾志雄胡晓东谷林李华(中国科学院西安光学精密机械研究所 ,陕西 西安 710068)摘要垂线偏差的测量过去一直受天文坐标测量困难的影响而效率低下 1 为了快速 、精确地测得垂线偏差 ,提出了利用大面阵 CCD 构成数字天顶摄影仪 ,对拍摄的恒星影像进行搜索 、细分定位 处理 ,计算出测站点的天文坐标的基本原理 ;再根据 GPS 测得的大地坐标 ,解出垂线偏差 1 并且结合本系统自身的条件 ,提出了快速在大面阵 CCD 图象中搜索多个恒星目标的新方法 1 通过软件模 拟 ,结果表明了该方案的可行性 1关键词垂线偏差 ;图象处理 ;天体测量 ;数字天顶摄影仪TH752 + 11中图分类号引言文献标识码A确已知的 ,通过对恒星影像的坐标测量和数学处理 , 可获得测站天顶的天球第二赤道坐标 ,并按摄影时 刻将其化为测站的天文经纬度 (,) ; 利用垂线偏 差定义式 := - B ,= (- L ) cos 计算出该点 的垂线偏差值 12) 数学模型的建立 1CCD 芯片的成像面作为量 测坐标系 O2XY , 原点设在 CCD 芯片的一角 ,两边分 别为两坐标轴 ,其坐标单位为像元 ,通常也称之为靶 面坐标系 1CCD 数字影像理想坐标系 O2PQ 的坐标 平面与天文摄影仪的主光轴垂直 , 并与以天顶摄影 仪焦距 f 半径的球面相切 , 其切点即为 O2PQ 的原 点 O, P 轴指向正东 , Q 轴指向正北 , 坐标单位取为 mm ,两坐标系间的夹角为 , 如图 110垂线偏差是地面上一点的铅垂线方向和椭球法线方向之间的夹角 1 其分量的幅值 、通常都在20内 ,在个别地区可能超过此值 1当前 ,欧洲一些国家将航测相机改装成车载式 天顶摄影仪 ,用来测天文点 ,设垂线偏差网或断面 ,精度达到 0 . 51 . 0,测一个天文点约需 1 h. 奥地 利计划用 CCD 技术和 DGPS 技术改装等高仪和天顶摄影仪自动测量垂线偏差 ,精度为 0 . 4,时间减少 到 30 min 以 内 ; 德 国 做 的 天 顶 仪 使 垂 线 偏 差 的 测量 精 度 达 到 0 . 1 0 . 2, 测 量 时 间 缩 短 为 1 5 20 min1 1 我国对垂线偏差的测量仍采用传统的三 角方位法方法 :在晴好的夜晚 ,用天文经纬仪测量天文经纬度 1 仪器布设困难 ,测量工作需要多名具有专业知识的大地测量工作者 ,手工记录数据 ,而且受 天气和人为因素的影响很大 ,作业效率非常低 ,每点作业工天为 1020 d ,一年一个天文工作组最多能测 10 多个点 ,劳动强度也大 1 快速 、精确地测量垂 线偏差对我国国民经济建设 、国防建设有非常重要的意义 1 采用大面阵 CCD 技术研制出数字天顶摄 影仪 ,可以快速测量垂线偏差 ,系统的各项指标均能达到和优于当前国际水平 1图 1 恒星投影原理图Fig. 1 The Principle of a sidereal projection由天球的北极 、测站点的天顶 、一颗恒星构成球面三角形 ,由天球定义的坐标值得出球面三角形中 部分单位化后的球面角 、边 , 如图 1 , 根据球面三角形公式解得球面角 C 、边 z1 由于 z z ( z为视轴与 恒星主光线的夹角 , 它与 z 的误差可忽略不记) , 根据投影关系 , 球面角 C 等于星影像向量在 O2PQ 中 的方位角 , 焦距 f 已知 , 最后得出一颗恒星坐标为1基本原理及数学模型1) CCD 天 顶 摄 影 法 测 定 垂 线 偏 差 的 基 本 原 理是 :在测量点上 ,应用 GPS 进行大地测量 ,取得大地坐标 ( L , B ) ; 使天顶摄影仪的光轴指向天顶向天顶 照 相 ,获取恒星的影像1恒星的天球赤道坐标是精sin (- 0 ) cos + cos tan - sin cos (- 0 ) sin f x = xC - pix sin tan - cos cos (- 0)(1)sin (- 0 ) sin - cos tan - sin cos (- 0 ) cos f y = yC - pix sin tan - cos cos (- 0)式 (1) 中Tel :029 88482394 Email :zhuozhiok sina . com. cn0 = + s G(1)收稿日期 :2003 04 07xC 、yC 为 O在 O2XY 中 的 坐 标 , 焦 距 f 单 位 取 为mm ,可 通 过 对 摄 影 仪 的 精 确 检 定 得 到 ; pix 为 CCD 像元尺寸 ,单位取为 mm ,、 为测站天文经纬度 , 0 为视轴指向的第二赤道坐标系中的经度 ,、为 恒星的赤经 、赤纬 ; 式 ( 1) 中 s G 为摄影瞬间的格林 尼治恒星时 1 从理论上讲 , 只要观测 2 颗恒星即可 利用最小二乘平差法求得 、0 、1 对于某一颗恒 星影像量测坐标的误差方程6 为系统框图如图 21V = A X + l图 2 垂线偏差测定系统结构图Fig. 2 The Structure of measurement of vertical deflectionsGPS 装置采用差分模式 ,测得测站点的椭球坐标值 L , B ,精度在 1 m 内 ; 并且 ,将接收到的精确时 间信号用作 CCD 时钟驱动电路的脉冲参考信号 ,以及确定精确的曝光时刻 ,并转换为 GAST ( GreenwichApparent Sidereal Time) 1置平系统由常平架 、陀螺平台及电子水准器组 成 ,它使摄影仪垂直指向天顶 ;为了确定摄影时刻的 方位 (0、90、180、270) , 此 系 统 还 包 括 寻 北 仪 ; 并 且 ,将“方位信号”“、置平修正信号”传送到控制及数 据采集系统 1CCD 时钟驱动电路主要用来产生 CCD 传感器 的各种工作脉冲 ,积分时间的确定由控制及数据交 换系统控制 ,为了使图象采集卡获得的数据与 CCD像元一一对应 ,合成标准的视频信号 ,还必须引出外 部同步信号标准 1CCD 传感器将光学系统所成的天空星象转换为 电信号 ,形成原始的模拟图象信号 1图象采集卡是将 CCD 传感器的原始的图象信号进行预处理 、合并 、调整 、转换为计算机能识别 、处 理的数字恒星影像 1(2)在 V TWV = min 的条件下 , ( 其中 , A 为一次误差系数矩阵 , W 为三个分量、0 、的权重矩阵 , 在本 系统中权重相同 , 所以 W 为单位矩阵) 可得X = - ( A TWA ) - 1 A TWl( 3) T式中X = 5 x5 x55 y50 5 yA =(4)5x0 -y0 -50= 0 , 0 = 0 , =0xyl =(5)因为垂 线 偏 差 量 很 小 , 所 以 , 我 们 可 以 用 GPS测得的大地经纬度作为初始天文坐标值 ,即得出误 差系数矩阵 A 中的0 、0 , 再令 0 等于 090中的 任意值 1 根据初始值用式 ( 1) 求出第 i 颗恒星的理 论坐 标 x0 i , y0 i 结 合 它 的 实 测 坐 标 值 xi , yi , 代 入 式( 5) 求得 li ; 再用式 ( 4) 求得 A i , 根据多颗恒星计算出来的结果按如下方式合并 : T ,A = A1 A2A i Tl = l1(6)l2li把 A , l 代入式 ( 3) , 就可以计算出三个未知量的偏差向量 X , 再把此偏差迭加到初始值中求得 逼近的解 ; 再把上一步求得的结果当作初始值 , 重复 上面的过程 , 一般重复 8 次后就可以得出非常精确的解 , 再根据 (1) 求出天文经纬度 1在本文中 , 计算所用的恒星赤经 、赤纬都是采用 曝光时的视位置 , 它已经考虑到了岁差 、章动 、恒星自行 、周年光行差和周日光行差等偏差的影响 1 以后我们所用到的恒星赤经 、赤纬都是指视位置 1 视 位置可以按天文年历计算 , 也可以用电子计算机计 算 1 像片坐标也是改正大气折光差和矫正物镜畸变 以后的修正值 1控制及数据交换系统主要起各分系统的协调 、控制作用 1 开始时 , 它 采 集 置 平 系 统 的“置 平 准 备好”信号 ,得到确认后 ,再采集并寄存“方位信号”和 “置平修正信号”; 接着 , 向 GPS 装置发送“准备好”信号 ,接受并寄存椭球坐标值 , 同时向 CCD 时钟驱动电路发送“开始工作信号”以及“积分时间信号”, 记下 CCD 工作的时刻 ,待一定时间延迟后 , 向图象 采集卡发送“采集开始信号”; 并且将前面采集的各种信号都送到计算机 ;改变方位 ,得到计算机发出的 “下一方位测量”信号后 ,继续测量 ,直到此测站点的 四个方位都测量完毕为止 1计算机向控制及数据交换系统发送曝光时间信 号和整个系统开始工作指令 ,待其他分系统完成工作后 ,根据从控制及数据交换系统采集的置平修正 信号 、曝光时刻信号 ,并且对数字恒星影像进行图象 分割 、目标搜索 、细分定位 、计算 、修正 ,解算后得到2系统结构垂线偏差测定系统主要由 CCD 传感器 、光学系统 、CCD 时钟驱动电路 、控制及数据交换系统 、图象采 集卡 、计算机 、置平系统 、GPS装置 、电源模块组成15 x55 y5250光 子学 报33 卷测站的天文坐标 1 如此测得测站点的一个方位的天文坐标 ,然后再测量其他三个方位的天文坐标 ,作均 值处理和换算后得到最终测站的垂线偏差 1划分出 n 个 30 30 像元的子星图 , 各星点落在子星图中 , 实际应用时完全可以用稍大一点的子图 15) 有可能多颗恒星落在同一个子图内 ,在搜索 时会发生对同一颗恒星和同一图象区域搜索多次的情况 ;所以有必要对重叠的子图合并 ,重新划分成多 个独立的子图 16) 在子图中 ,检测每个像素的邻域并对灰度变 化率进行量化 ,判断该点是目标星还是噪声点 ,这样 提高了算法对目标及背景变化的适应能力 1 找到星点后 ,对该星点采用 3 3 像元修正型矩心 ( 质心) 法 进行细分 、定位5 ; 然后对此子图象的灰度值置零 , 使下一行搜索时不重复计算已经解算出的此目标 1 这种新的搜索方法 ,对于双星和远离星点的噪 声影响有很好的抑制能力 1 还可以根据具体位置的星空图 ,挑选高质量的恒星 ,它对于后面的星图的自 动识别有很好的指导作用 1 对伪星 、非星表内星 、星 表 内末拍星 、较亮的星云等干扰有很大的抑制作用1获得恒星的测量坐标值后 ,以星对角距3 (星与 星之间与地球的球心角表示) 为识别的基本特征 ,多颗恒星之间的几何关系为识别特征 ,与参考星图匹图象和数据处理为了获得高精度的测量值 ,必须拍摄到足够多 的恒星 (不少于 15 颗) ,它可以通过提高探测星等和 视场范围来保证 1 当探测极限星等为 7 等时 ,根据 中国大地测量星表 ( CGSC) 对我国境内星数分布统 计 ,要求光学系统的矩形视场角大于 10; 为了保证 系统的 高 分 辨 率 、高 精 度 就 需 要 采 用 长 焦 光 学 系 统 和大面阵CCD芯片 ,获得的数字图象也就非常大1 对于本系统 ,恒星影像个数少 ,图象面大 ,分布密度 低 ,如果采用传统的星点搜索法 ,必须花费大量的时 间 ,这严重影响了系统的工作效率和可靠性 1 我们 充分利用系统自身先验知识 ,提出了新的基于图象 分割的星点搜索法 ,剔除了不必要的搜索面元 1 具 体步骤如下 :1) 参考基本数学模型 ,把 GPS 测得的大地坐标L , B 用作视轴的天球坐标、12) 以 、 为 中 心 , 以 系 统 的 视 场 角 为 视 场 范3配2,从而识别出所拍摄的恒星标号 ,一般星图识别S n) 1围 , 在电子星表中找出足够多的恒星 ( S 1时间不超过 0 . 5 s4 1 利用星表中恒星的天球坐标值、, 根据式 ( 1) ( 5) 和 ( 1) , 反解出测站的天文坐 标 、, 计算测站点的垂线偏差 13) 根据式 ( 1) 计算出各星点中心的靶面坐标值( x1 , y1)( x n , y n) 14) 在实际拍摄星影像时 ,需要在四个方向上摄影 ,各方向的投影坐标值有所不同 ; 所以 ,必须根据 拍照时的具体方位 ,对步骤 3) 的靶面坐标值进行转 换 ,其中 0时表示 CCD 的 Y 轴指向正北 , X 轴指向正东 , 以顺时针旋转方式变换方位 1 具体坐标转换见表 11 此时可能因为旋转轴的定位误差等 , 会有 1个像元的偏差 1结论考虑到系统对精度的要求及天空中恒星分布的 统计数据 ; 拟采用仙童公司的 CCD595 面阵帧转移 图象 传 感 器 , 像 敏 单 元 个 数 为 9216 9216 , 像 元 尺寸 为 8 . 7 5 m 8 . 7 5 m , CCD 面 阵 尺 寸 为80 . 64 mm 80 . 64 mm ,光学系统的焦距为 460 mm ,光学口径为 63 mm ,矩形视场角为 101 如果用传统4表 1坐标变换090 180270方法搜索 ,对这样的大图象做最基本的运算 、细分 、x = x0x = y0 x = N - x0x = N - y0X2axis定位至少需要 2 . 8 个小时 ( 用 MATLAB 模拟) ; 采用新 方 法 , 包 括 查 表 、分 割 图 象 、细 分 定 位 等 步 骤 在15 s 内能完成 ,其效率是显然的 1 考虑实际误差一 般稍大于理论误差 ,我们利用上面的数据做了大量 的软件模拟 1 在 纬 度 为 531342处 的 视 场 角 范 围 内 ,随机生成 15 颗恒星的天文坐标值 ,据此生成量 测坐标值 (由于星移的影响 ,寻北后 ,弥散斑大小为4 3 像元) ,加入各种影响测量坐标值的误差源 ,通 过 300 次的精度模拟分析得 :恒星影像的细分 、定位 精度达到 1/ 12 像元 ,纬度误差方差值 0 . 2037,经度 误差方差值 0 . 3650(理论上与纬度有关) ;由误差的 传递性可知 ,最终系统的总体精度与纬度精度一致 ,优于 0 . 31 所以 ,采用 CCD 天顶摄影技术达到了快 Y2axis y = y0 y = N - x0y = N - y0 y = x0 注 : x0 , y0 为原始数据计算出来的坐标值 , x1 , y1 为转换后的坐标值 1由于垂线偏差的影响 , 使上面的靶面坐标值与实拍的恒星坐标不一致 ; 但是因为垂线偏差的幅值 是有限的 ,它引起的星像的坐标偏差也就有限 1 取 焦距 460 mm ,矩形视场角 10,垂线偏差幅值 30,通过模拟计算得星点影像坐标的最大偏移量小于 10个像元 ,分别以步骤 4) 得出的坐标值 ( x1 , y1 )( x n , y n) 为中心 , 加上旋转轴引起的半径为 1 像元偏 差 ,垂线偏差引起的半径为 10 像元偏差 , 再加上半径为 3 像元的星点大小及其他偏差影响 ; 可以估计 、速 、精确地测定垂线偏差的目的 1参考文献4海峰 ,袁家虎 ,毛羽国 . 快速星图匹配算法的研究 . 光电工程 ,1998 ,25 (6) :7074Hai F , Yuan J H ,Mao Y G. 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Proceeding of S PI E ,1993 ,201927529015623The Image Processing in The Digital Zenith Ca meraZeng Zhixiong , Hu Xiaodong , Gu Lin ,Li HuaXian Institute of Optics and Precision Mechanics , Chinese Academy of Sciences , Xian 710068Received date :2003 04 07Abstract The efficiency of measurement of vertical deflections was low2level due to the fact that the determination ofastronomical coordinates still was difficult . In order to improve it , the digital zenith camera composed of a large2area CCD came into use . The basic principle of measurement mentioned : Firstly practice photography to zenith , searching and subdividing the objects in the sidereal image , computing the astronomical coordinate of the measure position , then combining with the geodetic coordinates measured GPS2equipment ( Global Position System) , lastly calculate the vertical deflections. With the system itself information , a new arithmetic advanced about rapidly searching for sidereal . This method is verified using process simulation.Key words Vertical Deflection ; Image Processing ;Astronomical Measurement Technique ;Digital Zenith CameraZeng Zhixiong was born in Hubei , China . He received the Bachelor degree in the Department of Electric Technic & Computer Science in Hubei Polytechnic University in 2000 . Now he is a graduate in the Xian Institute of Optics & Precision Mechanics , Chinese Academy of Sciences , and majoring inelectronics and communication.