Моделирование и оптимизация оптико-электронных приборов с фотоприемными матрицами (1095912), страница 13

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 13)

Левая частьуравнения соответствует эффективному полю, необходимому для получениясигнала с заданным превышением над шумами, а правая - эффективномупотоку от регистрируемой звезды, падающему на приемник изображения. Витоге энергетическое уравнение запишется в видегде mn - видимый блеск звезды, оценивается звездной величиной; Aвх площадь входного зрачка; Kр, Кэ - коэффициенты использования поизлучению реального и эталонного источников соответственно, для ПЗС наоснове кремния Kэ = 0,3; Кmax(λ) - коэффициент перевода, Кmax (0,555мкм) =683 лм/Вт; η - коэффициент использования глазом излучения звезды (КПДглаза); m - отношение сигнал/шум; Fпор - пороговый поток фотоприемника.Формула (4.32) является габаритно-энергетической моделью системыориентации.4.4.

Разработка математической модели изображения случайногозвездного поляОптико-электронныеприборы(ОЭП)ориентациикосмическихлетательных аппаратов (КЛА) по звездному полю на основе матричныхфотоприемников имеют следующее схемотехническое решение: объектив,матрица приборов с зарядовой связью (ПЗС), бортовой компьютер. Но таккак этими приборами решается множество задач, связанных с обработкойсигнала от различных по характеру источников световых сигналов, помех ит.п., различные реализации ОЭП ориентации будут отличаться прежде всегопрограммной частью, отвечающей за обработку сигнaла.

Необходимо насамом раннем этапе проектирования прибора исследовать зависимостьаппаратных характеристик от выбора того или иного ритма обработкисигнала и найти ограничения, налагаемые этими зависимостями. Такоеисследование неизбежно приведет к созданию математической модели,назначение которой можно свести к выполнению двух основных задач:-отладкаиисследованиеметодовобработкивидеосигналаматричного фотоприемника ОЭП и выявление влияния этих методов навыбор параметров аппаратной части;-определение оптимальных значений параметров ОЭП ориентации.Рассмотрим процесс формирования изображения на элементе (N, L)матрицы ПЗС, где N и L - номер элемента матрицы ПЗС по оси х и усоответственно. Оптическая схема формирования изображения на матрицеПЗС показана на рис.

4.4. Изображение звездного поля из плоскости xyzпереносится оптической системой в плоскость наилучшего видения x'y'z'.Амплитудаэлектрическомсигналанавыходекаждогофоточувствительного элемента матрицы ПЗС будет вычисляться последующей формуле:где SN,L- интегральная чувствительность фоточувствительноюэлемента (N, L), которая в первом приближении равна интегральнойчувствительности всей матрицы ПЗС, а ФN, L - поток излучения, попадающийна светочувствительную площадку элемента (N, L).Рис. 4.4.

Оптическая схема формирования изображения на матрице ПЗС.На рис. 4.5 более детально отображен ход лучей у поверхностифотоприемной матрицы.Величина сложного потока излучения ФN,следующим образом:Lможет быть определенагде Е - освещенность (N, L) фоточувствительного элемента матрицыПЗС; Kр - коэффициент использования приемника по реальному излучению,вычисляемый по формуле (4.35)здесь φ(λ) - функция спектральной плотности потока излyчения; s(λ) относительная спектральная чувствительность приемника излyчения, τс(λ) спектральная прозрачность среды; τо(λ)- спектрaльнaя прозрачностьэлементов оптической системы.Так как освещенность Е создается не единичным источником света, авсей звездной сферой, тоСледовательно, амплитуда сигнала в каждом фоточувствительномэлементе (N, L) матрицы ПЗС будет определяться следующей формулой:где Aвх - площадь входного зрачка прибора; φn, φi - углы по оси х и усоответственно между оптической осью прибора и нижним левым угломэлемента (N, L) матрицы ПЗС, причем (см.

рис. 4.5)где N, L - номера элементов матрицы ПЗС по оси х и у соответственно;a, b - размеры элементов матрицы ПЗС по оси х и у соответственно; f' -фокусное расстояние объектива; φn, φi - угловой размер фоточувствительногоэлемента (N, L) матрицы ПЗС, причемKр - коэффициент использования фоточувствительного элемента пореальному излучению с учетом ослабления потока средой и деталямиоптической системы; SN,L - интегральная чувствительность элемента (N, L)матрицы ПЗС; Ei,j - энергетическая освещенность, создаваемая точкойнебесной сферы с координатами (i, j) на входе прибора.Данная формула является математической моделью изображенияслучайного звездного поля, сформированного на матрице ПЗС оптикоэлектронного прибора ориентации.4.5. Расчет среднеквадратической погрешности определения центратяжести изображения звездыИзображение звезд, сформированное с помощью матрицы ПЗС, можетв общем случае занимать несколько соседних элементов матрицы (рис.

4.6),например представлять собой окружность с диаметром N элементов.Для того чтобы рассчитать в этом случае погрешность определенияцентратяжестиизображенияпредложенными в работе [19]:звезды,воспользуемсяформулами,где mx, my - величины элементов разрешения матрицы ПЗС по оси x и yсоответственно; mu - величина пороговой освещенности матрицы ПЗС; xi и yi- координаты i-го элемента матрицы; ui - яркость, зафиксированная в i-мэлементе матрицы ПЗС;элемента;среднеквадратические-- относительная освещенность i-гоотношениепогрешностишум/сигнал;определенияцентратяжестиизображения звезды по координатам x и y соответственно.На основе данных формул авторами работы [3] делается вывод о том,что точность пятна изображения звезды зависит от отношения сигнал/шум иразмеров фоточувствительного элемента матрицы ПЗС.

Кроме того, наточность определения координат влияет размер пятна (чиcло элементовразрешения матрицы ПЗС, формирующих изображение). Указаннымиавторами не рассматривается вопрос о влиянии на погрешность функциираспределения освещенности внутри пятна рассеяния, поэтому в настоящейработе будет проведен вычислительный эксперимент по формулам (4.39),(4.40), где эта зависимость будет исследована.Рис.

4.6. Изображение звезд A, B, C на матрице ПЗС4.6. Принципы работы алгоритмов распознавания звездного небаЗадача автоматического распознавания групп звезд может бытьсформулирована следующим образом: по результатам наблюдений звездзвездным прибором на борту КЛА необходимо определить, какие именнозвезды регистрирует звездный прибор. В опубликованных в последнее времяработах рассматриваются различные аспекты этой задачи, предлагаютсяразличные варианты алгоритмов, различающиеся друг от друга способамиформирования образов для идентификации, составом бортового каталога,порядком перебора звезд.В результате выполненных исследований на сегодняшний день можносчитатьустановленнымиследующиеположения,касающиесязадачираспознавания групп звезд [102]:признаком, позволяющим наиболее достоверно отличать однугруппу звезд от другой, служит угловое расстояние между звездами в группе;другие признаки (звездная величина, спектральный класс и пр.) сами по себев общем случае не могут обеспечить достоверного распознавания и являютсявспомогательными;принцип построения алгоритма распознавания групп звездосновывается на вычислении угловых расстояний между звездами внаблюдаемой группе и сравнении этих расстояний с таковыми же, новычисленными для звезд из каталога, заранее записанными в памятьбортовой ЭВМ; при этом для каждой пары наблюдаемых звезд исоответствующего ей углового расстояния должен быть реализован процессперебора и сравнения с расстояниями между звездами каталога.;признаки групп звезд, названные вспомогательными (все, кромеугловых расстояний между звездами), целесообразно использовать дляупорядочения процесса перебора и его оптимизации;на достоверность распознавания существенно влияют тpиосновных параметра прибора - размер углового поля, предельная рабочаязвезда (чувствительность), погрешность угловых измерений.Решение задачи распознавания звезд по звездному полю с помощьюбортового компьютера включает две основные проблемы: создание рабочегокаталога в памяти компьютера и реализацию алгоритма распознавания.При создании рабочего каталога выделяются следующие положения:в рабочий каталог, помимо всех величин, входящих в обычныезвездные каталоги, должны быть включены и косинусы угловых расстояниймеждузвездами,межзвездныхкоторыерасстоянийиспользовалисьв алгоритмедлясравненияугловыхраспознавания.

Характеристики

Список файлов лекций