Моделирование и оптимизация оптико-электронных приборов с фотоприемными матрицами (1095912), страница 14
Текст из файла (страница 14)
Использованиекосинусов вместо самих углов значительно сокращает затраты машинноговремени на проведение вычислений;косинусы в рабочем каталоге должны храниться не для всехвозможных расстояний между звездами по всему небу, а только для техрасстояний, которые соответствуют возможным углам поля зрения прибораориентации, что значительно сокращает объем памяти для хранения рабочегокаталога.
Например, для каталога, содержащего 795 наиболее ярких звезд,число пар звезд при максимальном угле поля зрения прибора 30° уменьшитсяс 315 615 до 32 436 (т.е. почти в 10 раз).Для каждой выбранной из астрономического каталога звезды в памятькомпьютера следует заносить ее каталожный номер N, прямое восхождение aи склонение d, отнесенные к среднему экватору и среднему равноденствиюЗемли эпохи 2000 г., а также собственное движение звезды по этимкоординатам Da и Dd.Дляреализацииалгоритмараспознаваниязвездиспользуетсяследующий подход.
Исходными данными для алгоритма служат измеренныекоординаты звезд x, y в плоскости фотоприемного устройства съемочнойкамеры и данные рабочего каталога. По измерениям абсцисс x и ординат yизображений звезд рассчитываются косинусы углов bu (будем называть ихизмеренными) между направлениями на каждую пару отобразившихся звездпо формуламгде f - фокусное расстояние звездной камеры;i, j - порядковые номера изображений звезд.Приработеалгоритмараспознаванияпроисходитсравнениеизмеренных косинусов углов βu для всех пар отобразившихся звезд скосинусами каталожных пар звезд βk, выбор каталожных пар, для которыхудовлетворяется условиегде ε - допустимое расхождение между каталожными и измереннымикосинусами, обусловленное ошибки определения углов βu и βk.В частности, ошибки угла βu зависят от точности определениякоординат x, y и фокусного расстояния f.
Ошибки в угле βk - это следствиеглавным образом неодинаковых собственных движений звезд данной пары.Слишком малая величина e приводит к тому, что сравнения косинусоввообще может не произойти. При слишком большой e сравнимое количествокосинусов может не уместиться в оперативной памяти компьютера. Присреднеквадратических ошибках mx = my = mf = 10 мкм и f' = 210 мм ошибкаопределения соsbu колеблется в пределах 0,00001...0,00004. Эти данныеможно взять в качестве исходных данных при выборе величины ε.
Например,логично использовать ε = 0,00003. Количество альтернативных угловыхрасстояний для одной звезды может быть сведено к единице при выполнениинекоторых условий, рассмотренных в разд. 4.9, в результатe чего становитсявозможной однозначная идентификация звезд.4.7.Обоснованиевыборатаблично-аналитическогометодаоптимизации ОЭП системы ориентацииТеперь, когда получены все основные зависимости между блоками,входящими в систему ориентации, вернемся к вопросу о выборе методаоптимизации.Подоптимизациейбудемпониматьнахождениеоптимальныхоптических параметров ОЭП системы ориентации, таких как угол полязрения, диаметр входного зрачка и фокусное расстояние, в зависимости отугловойпогрешностисистемыориентации,выбранногоалгоритмаопознавания и выбранной матрицы ПЗС.При выборе метода оптимизации необходимо учесть требования,которые налагает алгоритм распознавания на параметры ОЭП системыориентации (см.
разд. 4.6). Главным требованием оптимизации предлагаетсясчитать достоверность распознавания звезд, фиксируемых прибором. Длявыполнения этого требования необходим прибор с угловой погрешностью,достаточной для того, чтобы идентифицировать каждое угловое расстояниемежду звездами как уникальное. Понятно, что это требование будетвыполняться не для всех звезд небесной сферы, а только для некоторого ихколичества, определяемого видимым блеском.Отметим, что ярких звезд на небесной сфере не так много.
Например,звезд, видимых невооруженным глазом, т.е. имеющих видимый блеск ≤ 6,0,всего около 4850. Поэтому на первом этапе оптимизации необходимополучить зависимость угловой погрешности системы ориентации отвеличины видимого блеска звезд, используемых для распознавания. Дляэтого на основании численных экспериментов с каталогом звездного небанеобходимо построить в виде таблицы аналитическую зависимостьмаксимально допустимой угловой погрешности системы ориентации отвеличины видимого блеска звезд, фиксируемых прибором.Вычислив на основании первого этапа оптимизации величинувидимого блеска звезд, используемых для распознавания, выполнимгабаритно-энергетический расчет (см. разд.
4.3) ОЭП системы ориентации,исходя из условия регистрации звезд заданной звездной величины. Прирасчете энергетических характеристик излучающих объектов звездного небабудем использовать формулы, представленные в разд. 4.2. То есть на второмэтапе оптимизации будут проведены численные эксперименты и на их основепостроены таблицы по расчету минимально допустимого диаметра входногозрачка прибора в зависимости от видимого блеска звезд, используемых дляраспознавания и их спектрального класса.Для работы алгоритма распознавания требуется, чтобы в поле зренияприбора попало необходимое количество звезд. Причем разные алгоритмыиспользуют разное количество звезд, но всегда больше или равное 3. Натретьем этапе оптимизации проведем численные эксперименты co звезднымкаталогом по расчету минимально допустимого угла поля зрения прибора,учитывая условия попадания в поле зрения необходимого для работыалгоритма распознавания количества звезд. На основании экспериментовпостроимввидетаблицыаналитическуюзависимостьминимальнодопустимого угла поля зрения от количества звезд, используемых дляраспознавания.Геометрические размеры фоточувствительных элементов матрицы ПЗСдолжны соответствовать линейной погрешности прибора в плоскостинаилучшеговидения.Вэтомслучаефокусноерасстояниебудетоптимальным.
Таким образом, зная угловую погрешность прибора и размерыячейки матрицы ПЗС, рассчитаем фокусное расстояние.Итак, в зависимости от угловой погрешности системы ориентации,выбора матрицы ПЗС и алгоритма распознавания определяются оптимальныепараметры ОЭП системы ориентации.Так как на основании данных раздела 4.5 можно утверждать, чтопогрешность прибора при определенных условиях может улучшиться,необходимо исследовать эту возможность и учесть изменения погрешностипри расчете оптических характеристик ОЭП системы ориентации.4.8. Разработка вычислительной модели звездного небаОбщие принципы построения вычислительной модели звездного неба.Разрабатываемаявычислительнаямодельдолжнаобеспечитьвыполнение вычислительных экспериментoв, т.е. позволить изучать звездноенебо программным путем.Так как все исследования параметров звездного неба должныосновываться на реальных данных, для выполнения вычислений ивычислительных экспериментов потребуется база данных звезд небеснойсферы.
Поскольку для целей исследования необходимо, чтобы прикладныепрограммы по анализу звездного неба могли быстро получить необходимыерезультаты, целесообразно оформить базу данных звездного неба в видемодулей прикладного языка программирования.Таким образом, для получения готовой к работе вычислительноймодели звездного неба необходимо выполнение следующего ряда процессов:создание в системе управления базами данных удобногоинтерфейса для ввода характеристик и параметров звезд из каталога;ввод параметров и характеристик всех звезд до 8-й звезднойвеличины (это более 31 тыс.
звезд);выполнениенеобходимыхсортировокполученныхтаблицданных;конвертация таблиц с данными в формат файлов модулейприкладного языка;компиляция полученных модулей.Создание в системе управления базами данных пользовательскогоинтерфейса для ввода характеристик и параметров звезд из каталога.Разработана программа пользовательского интерфейса для заполнения,модификации, сортировки кaтaлога. Этот интерфейс позволяет осуществлятьпоиск по любому из полей базы данных (например, выбрать все звезды до 6-йзвездной величины), проводить сложный поиск по группе полей (например,выбрать звезды до 3-й звездной величины, имеющие угол прямоговосхождения от 10 до 30°), переходить на последнюю и первую запись базыданных, выводить на принтер выбранные параметры звезд.В базу данных были введены звезды до 8-й звездной величины.Экваториальные координаты звезд приведены к эпохе равноденствия 2000 г.ИсходныеданныепараметровзвездполученывАлма-Атинскойастрономической обсерватории в виде текстового файла и конвертированы вфайл формата DBF.Сортировка базы данных звездного неба.Проведенагрупповаясортировкапонесколькимполям:повозрастанию угла прямого восхождения, по возрастанию угла склонения.
Этозначит, что записи о звездах упорядочиваются по возрастанию угла прямоговосхождения, а звезды, имеющие одинаковый угол прямого восхождения,дополнительно упорядочиваются по возрастанию угла склонения. Такаясортировка позволяет ускорить процесс дальнейшей обработки базы данных.База данных косинусов угловых расстояний.Для анализа звездного неба и основы для работы алгоритмараспознаванияприменяетсяинформацияомежзвездныхугловыхрасстояниях. Для того чтобы каждый раз не вычислять угловое межзвездноерасстояние по базе данных звездного каталога, целесообразно создатьотдельную базу данных угловых межзвездных расстояний.
Конечно, в неевойдут не все возможные угловые расстояния между звездами, а только те изних, которые принципиально могут попасть в поле зрения прибораориентации, т.е. те угловые расстояния, величина которых не превышаетразмер угла поля зрения прибора.Используяпрограммупреобразований,изисходногозвездногокаталога создан каталог пар звезд.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
