船用星敏感器星图模拟方法

针对船用星敏感器的仿真测试,提出一种高精度实时星图模拟方法。建立了星图模拟计算模型,并对非恒星要素的模拟方法进行分析。采用Visual C++编程实现相关算法。给出典型星图模拟实例,并与Starry Night软件产生的星图进行比对。结果表明,本文提出的方法能够对船用星敏感器各种运行场景下的星图进行模拟,模拟要素完整、正确,模拟精度与Starry Night接近至亚像素级别,每帧模拟星图生成时间约24.8ms。能够满足船用星敏感器高精度实时仿真测试要求。     

适用于星敏感器的星图识别方法

采用星敏感器测卫星姿态是现行方法中精度最高的 ,其关键是星图识别。阐述了只采用观测星的位置信息 ,利用观测星图与导航星表的星对角距进行聚类匹配 ,根据观测星图的连通性进行匹配识别的方法 ;用图论理论解释了星识别过程 ;介绍了导航星的选取规则、导航星库的存储内容及采用球矩阵存储和读取导航星库的方法 ;用 1 2 0 MHz主频的微机模拟分析了门限和位置噪声对识别及识别时间的影响。在门限取 0 .0 5°,位置噪声 (单轴 )δ=0 .0 2°以下时 ,在任一区域的识别率达 1 0 0 % ,识别时间平均少于 0 .2 s。     

提高星图识别正确率的方法研究

在CCD星敏感器中，快速而可靠的星图识别算法成为星敏感器确定姿态的最关键部分．针对星图识别误匹配的存在，通过实验数据探讨了采用不同的星图识别特征、增加参与星图识别的恒星数目、提高恒星位置测量精度和星等测量精度、使用不同的星图匹配门限、选取合适导航星等方法，提高星图识别正确率。实验结果表明，采用这些方法后，星图正确匹配概率大大提高．     

基于BP网络星图识别的样本构造方法

星敏感器是一种高精度的姿态敏感测量系统，如何确定星敏感器上像点在摄影时刻所对应的恒星，即星图识别，是姿态测量的关键。本文根据星图识别问题本身的特点和神经网络技术的特性，提出了基于BP网络星图识别方法的一种可以兼顾性能和效率、利于实现的样本构造方法。     

一种新的星图中星获取算法

提出一种新的星图中星获取算法——极值点法,利用最小二乘向量机(LSSVM)对原始星图的局部区域作灰度曲面最佳拟合,在拟合曲面上求解灰度极大值的像素点,获得星的中心点的初步位置。以初步位置为基础的星图像素聚类加速了星图中星的获取过程。以模拟星图中星的精确中心位置为参考,计算在不同噪声条件下测量位置与最近参考位置的距离平方倒数和的均值,优化 LSSVM 参数。为获得最佳星获取性能,卷积核为5×5像素的高斯LSSVM参数(σ2, γ)取(17,1.25)。该极值点法与矢量法相比,效率相当,但性能更好。     

液晶光阀星图模拟设计与实现

星图模拟是星敏感器研制过程的重要组成部分。本文提出了采用液晶光阀用计算机控制产生星图的方法，并给出了相关的算法．     

三角形剖分以及PSO-BP神经网络在星图识别中的应用

为了实现星敏感器对航天器当前姿态的准确测量,如何提高星图识别算法的实时性和鲁棒性成为星敏感器的关键技术.对星图识别过程中应用的模式提取、训练样本集的建立以及神经网络训练方式的改进等算法进行研究.首先,设计一种基于星图特征的三角形剖分方法,将视场内的恒星以三角形的方式组合起来,提取星图模式,建立完备的训练样本集,使星图特...     

星敏感器图像模拟及目标背景运动特性分析

考虑了星敏感器的方位和俯仰角度,给出了一种星空背景和目标的星敏感器序列图像模拟方法.利用TLE轨道根数与SGP4/SDP4模型计算出星敏感器和目标的精确位置和速度.考虑了传感器坐标系、星体坐标系、2000.0地心惯性坐标系三者的关系,对背景和目标分别计算其在CCD中的成像位置和灰度值并叠加生成序列图像.最后在图像仿真的基础上,分析了图像中背景与目标的运动性质.对背景和目标在图像中运动性质的分析结果对于弱小目标图像检测问题的解决也有帮助.     

用KMP算法进行星敏感器星图识别的方法

CCD星敏感器的关键问题是星图识别。从字符串的模式匹配来考虑这个问题,先把星图通过高通滤波器,然后用0-1的方法建立导航星库,再采用KMP算法来进行星图识别。仿真结果表明该算法每区域的识别时间才0.2486ms,并且克服了在许多星等相近的亮星或星对角距很小的视域内识别率严重降低的缺点。该算法有很好的鲁棒性。     

RISC技术在星敏感器中的应用

提出了一种采用RISC作为星敏感器主处理器的设计方案。RISC(Reduced Instruction Set Computer)是精简指令集计算机,它具有指令简单、功耗低、运行速度快的特点。以RISC技术为基础搭建了星敏感器处理器部分的硬件结构。在此平台上,成功地实现了星敏感器的数据处理和控制功能,其中包括系统的启动,模式转换控制,星图识别、跟踪和姿态计算,以及与FPGA通讯等。在跟踪状态下,姿态更新频率可以达到10Hz。测试表明,应用RISC技术的系统功耗小,仅为400mW,成本约为使用功能类似DSP构建系统的1/4。     

星敏感器单星模拟光源系统

在星敏感器的标定检测中 ,通常要求提供一个模拟星 ,以便在实验室内标定星敏感器 ,从而减少大气变化的影响。模拟星的设备通常称为星模拟器 ,它们提供相对被测物体无限远的点光源作为模拟星 ,对其大小、光度 (星等值 )、光谱特性、色温类型等进行严格模拟。对实现模拟单星的研究作了详细的介绍。     

凸多边形星图识别算法

为解决星敏感器中较大视场快速、可靠的星图识别,提出了以凸多边形为基元、完全不依赖于星等的星图识别算法。对给定的视场,挑选其中较亮的恒星,依其坐标排序,然后采用由平面上的点生成凸多边形的算法,就能得到唯一的、以恒星为顶点的凸多边形。为验证星图识别算法的有效性,建立了导航星数据库,其储存单元为凸多边形的边和相邻边的夹角,共有3832个边数不等的凸多边形。在CPU为33MHz 的PC104上仿真结果表明:在任意视场中,生成凸多边形的时间小于5ms,基于凸多边形的星图识别成功率高于99%,并具有较强的鲁棒性。     

高精度星敏感器二轴标定转台的设计

作为航天飞行器的姿态控制重要元件星敏感器,其控制精度的检测标定显得尤为重要,本文针对星敏感器测量空间里间角距的重要指标,提出了采用高精度二轴转台的设计方案,较好地实现了对星敏感器静、动态标定的目的,并对二轴转台的设计进行了详细的介绍．     

星敏感器中快速星匹配跟踪算法研究

阐述了基于星体中心位置信息匹配的跟踪原理,提出了一种基于匹配的星跟踪方法.采用FPGA实现实时的星点位置信息的获取,解决了传统星跟踪过程中图像数据获取的瓶颈,增加了跟踪星体的个数,加快了匹配跟踪的速度;并且采用先排序后匹配的匹配方法,减少无谓的星体间的比较.仿真测试结果表明,此方法使得匹配跟踪的时间大约降低为原来的10%,提高了整个跟踪算法的计算速度,对星敏感器整体效能的提高也非常明显.     

星敏感器中遮光罩设计及结果模拟

采用星敏感器测量卫星姿态是现行方法是精度最高的,而星敏感器的遮光罩设计是其中关键技术之一。星敏感器的精度取决于星点的位置计算精度,而星点位置计算需要有效的提取重点,这则取决于遮光罩对杂光的消除量级。针对这一情况,本文着重阐述遮光罩的设计,并采用一套OptiCAD的光学软件和MONTE－CARLO算法对进入遮光罩的光线进行模拟。最后对其结果分析、计算。     

利用径向和环向分布特征的星图识别方法

提出一种基于径向和环向特征的全天自主星图识别方法。该方法利用具有旋转不变性的径向特征作初始匹配,而以环向特征作后续匹配,并用FOV约束进一步剔除冗余匹配。为了加快匹配搜索的速度,采用查找表的方式构建径向模式库。为使观测星图中尽可能多的星找到其对应匹配星,引入了验证识别环节。仿真实验表明,该方法在较高位置噪声水平下(噪声方差为1pixel)仍能达到97.57%的识别率,比同实验条件下的栅格算法提高3%。与传统的方法相比,该方法具有较快的识别速度(18ms)和较小的存储空间(0.344Mb)。     

Adaptive optics with four laser guide stars: correction of the cone effect in large telescopes

We study the performance of an adaptive optics (AO) system with four laser guide stars (LGSs) and a natural guide star (NGS). The residual cone effect with four LGSs is obtained by a numerical simulation. This method allows the adaptive optics system to be extended toward the visible part of the spectrum without tomographic reconstruction of three-dimensional atmospheric perturbations, resolving the cone effect in the visible. Diffraction-limited images are obtained with 17-arc ms precision in median atmospheric conditions at wavelengths longer than 600 nm. The gain achievable with such a system operated on an existing AO system is studied. For comparison, performance in terms of achievable Strehl ratio is also computed for a reasonable system composed of a 40 x 40 Shack-Hartmann wave-front sensor optimized for the I band. Typical errors of a NGS wave front are computed by use of analytical formulas. With the NGS errors and the cone effect, the Strehl ratio can reach 0.45 at 1.25 microm under good-seeing conditions with the Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS; a 14 x 14 subpupil wave-front sensor) at the Very Large Telescope and 0.8 with a 40 x 40 Shack-Hartmann wave-front sensor.