CN111578917B - 利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法 - Google Patents

Abstract

本发明公开一种利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法，包括如下步骤：(1)星象提取；(2)不同视场的分离；(4)指向计算；(5)地球定向参数计算，包括地球自转轴指向、极移和UT1计算。本发明通过一台三视场单焦面的光学望远镜的照相观测，同时获取三个不同视场的恒星图像；在完成不同视场星象区分之后，解算各个视场在惯性空间中的指向，通过连续多帧图像，拟合得到观测时段内瞬时天极的方向，瞬时天极反映了岁差章动；根据不同视场指向之间的经度和纬度的变化，获取极移信息；基于等高观测原理，计算望远镜天顶方向，即赤经和赤纬，赤经为地方恒星时，由此获取世界时UT1信息。

Description

利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法

技术领域

本发明属于天文光学照相天体测量技术领域，涉及一种天文观测数据处理的方法。

背景技术

地球定向参数(岁差章动、极移、世界时UT1)用于描述地球在惯性空间中的不规则变化，是空间科学与地球科学的重要参数。以往经典仪器(如，等高仪、天顶筒、子午环、中星仪)需要大范围组网部署，并且每台仪器一次只能观测一个视场或一颗恒星，最终只能提供多天时间分辨率的平均结果。利用一台三视场单焦面的光学望远镜，可以实现一种瞬时测定地球定向参数的方法。为了实现“多视场同时观测”和“角距固定”这两个条件，该观测设备在传统光学望远镜前端安装一个多面反射镜，该反射镜由整块玻璃切割加工而成，一方面保证了夹角的稳固性，另一方面使得多个不同方向的恒星光线经过反射后进入一个望远镜镜筒，并最终同时成像于一个焦面探测器终端上。不同于常规的天文观测图像，此情况下一幅观测图像中同时混合了多个视场的星象，需要采用特殊的图像处理方法，得到每个视场的指向坐标，进而解算地球自转轴的指向、极移和世界时UT1等参数。

发明内容

发明目的：本发明提供一种利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法，解决了现有数据处理技术中只能处理单视场观测图像，以及无法通过单台设备观测数据测定地球定向参数的问题。

技术方案：本发明三视场单焦面光学望远镜是在光学望远镜前安装一个具有三个反射面的反射镜，三个反射面两两之间的夹角为135度，光学望远镜的单个镜筒接收来自三个不同天区恒星的光线，并成像于同一个焦面探测器上，最终同时获取三个不同视场的恒星图像，所述利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法，是通过对三个不同视场的恒星图像进行数据处理，用来测定地球定向参数，具体包括如下步骤：

(1)星象提取；利用图像处理技术处理获取的三个不同视场的恒星图像，从恒星图像中提取星象；

(2)不同视场的分离；对于多视场望远镜观测图像中不同天区恒星星象的分离，采用相邻帧观测图像关联的方法，利用目标的运动规律,通过“速度”建立本天区恒星星象的关联，满足速度关联条件的恒星星象确定其所在天区，从而将步骤(1)提取的星象分离为三个视场的星象；

(3)恒星匹配；分别为三个视场的星象进行恒星匹配，确定三个视场的对应的区域；

(4)指向计算；根据匹配好的三个视场，分别计算三个视场的指向；

(5)地球定向参数计算；包括地球自转轴指向、极移和UT1计算。

本发明进一步优选地技术方案为，步骤(1)中星象提取的具体步骤为：

步骤1.1)通过全局阈值法将恒星图像中的星点目标与星图背景进行分割；

步骤1.2)通过特征融合的方法突显星点像素，所用的特征为局部灰度最大值与局部对比度均值反差；

步骤1.3)提取星点目标所有像素，获得星象。

作为优选地，步骤(2)中不同视场的分离的具体步骤为：

步骤2.1)在第k帧图像的视场中央附近，选取一颗亮星，其量度坐标为(x₀,y₀)_k；

步骤2.2)在第k+1帧图像视场中央的一定范围内，该范围值根据恒星星象在相邻帧图像之间的最大和最小运动距离来设定，存在n颗星象，它们的量度坐标为(x_i,y_i)_k+1,i＝1,n；

步骤2.3)当i＝1时，令x_i＝x₀,y_i＝y₀，得到Δx＝x_i-x₀,Δy＝y_i-y₀，对第k+1帧图像上所有的星象，执行(x′＝x-Δx,y′＝y-Δy)_k+1；然后与第k帧图像上所有的星象的量度坐标(x,y)_k逐一进行比较，对于差值小于阈值的建立恒星关联点对，当关联点对数超过预定数量时，认为一个天区筛选成功并分离；否则i＝i+1，重复上述过程，直至一个天区筛选分离完成；

步骤2.4)当分离一个天区的星象后，在第k帧图像的视场中央附近，在剩余星象中选取一颗亮星，重复步骤2.1)～步骤2.3)；直至其它天区的星象全部筛选分离完成。

作为优选地，步骤(5)中瞬时自转轴的解算方法为：

随着地球的自转，在一定观测时段内，每个视场方向的瞬时光轴指向在一个平面上，该平面法向量即为该时段内平均的瞬时天极方向，利用解算平面方程的方法，计算瞬时自转轴的指向；观测方程为

其中(x,y,z)为瞬时光轴在国际天球参考系[GCRS]中的指向，解算结果为3个平面共同的法向量(A,B,1)，它对应一定时段内的瞬时自转轴在[GCRS]中的方向。

优选地，步骤(5)中极移的解算方法为：

在得到一定时段内的瞬时天极方向之后，计算出3个方向的瞬时光轴对应的纬度和经度差，指定某一观测历元为参考历元，设1号镜光轴指向的纬度为

经度λ₁₀为0，作为经度起算点；同时，确定2号镜光轴指向在该历元的坐标λ₂₀和

确定3号镜光轴指向在该历元的坐标λ₃₀和

对于其它观测历元t，极移引起1号镜光轴指向变化为

当λ₁₀＝0时，代入上式得

极移引起2号镜和3号镜的光轴指向变化为

得到

其中，镜子光轴指向的经度差λ₂(t)-λ₁(t)和λ₃(t)-λ₁(t)，利用指向间的“固定角距”，通过观测计算得到：

对于三个方向的观测，解算极移的观测方程为：

其中，

优选地，步骤(5)中世界时UT1的解算方法是三视场望远镜通过增加等高观测方式，获得某一UTC时刻对应的地方恒星时S，进而获得UT1。

优选地，世界时UT1的解算方法的具体步骤为：

a、以120°步长旋转望远镜镜筒，以第1个反射面为例，依次得到t_i＝1,2,3瞬间该反射面对应光轴在瞬时赤道坐标系中的指向；

b、根据δ_1i和t_i，按照恒星周日运动角速度，修正α_1i，将该光轴在不同时刻的观测均换算至t₁时刻对应的赤经α′_1i，即

α′₁₁＝α₁₁

α′₁₂＝α₁₂+k·cosδ₁₂·(t₁-t₂)

α′₁₃＝α₁₃+k·cosδ₁₃·(t₁-t₃)

同理，对于第2个和第3个反射面，也有

α′₂₁＝α₂₁

α′₂₂＝α₂₂+k·cosδ₂₂·(t₁-t₂)

α′₂₃＝α₂₃+k·cosδ₂₃·(t₁-t₃)

α′₃₁＝α₃₁

α′₃₂＝α₃₂+k·cosδ₃₂·(t₁-t₂)

α′₃₃＝α₃₃+k·cosδ₃₃·(t₁-t₃)

c、(α′_1i,δ_1i)、(α′_1i,δ_1i)和(α′_1i,δ_1i)分别分布于3个平行的平面上，理想情况下，该平面的法向量对应天顶，因此，建立观测方程为

其中

解算结果(A,B,1)为三个平面共同的法向量，它为天顶在t₁时刻的赤道坐标，其中赤经为t₁对应的地方恒星时S；

d、根据台站瞬时经度λ、观测时刻的赤经章动和地方恒星时S，得到格林尼治视恒星时

根据

计算得到UT1。

有益效果：本发明通过一台三视场单焦面的光学望远镜的照相观测，同时获取三个不同视场的恒星图像；在完成不同视场星象区分之后，解算各个视场在惯性空间中的指向，通过连续多帧图像，拟合得到观测时段内瞬时天极的方向，瞬时天极反映了岁差章动；根据不同视场指向之间的经度和纬度的变化，获取极移信息；基于等高观测原理，计算望远镜天顶方向，即赤经和赤纬，赤经为地方恒星时，由此获取世界时UT1信息。

附图说明

图1为本发明的三视场单焦面光学望远镜的观测示意图；

图2为本发明测定地球定向参数的观测数据处理流程图；

图3为不同天区中恒星表现的运动方向示意图；

图4为三个视场天区恒星星象混合的示意图；

图5为三个天区的恒星在视场中的运动速度矢量示意图；

图6为瞬时自转轴的解算示意图；

图7为极移计算示意图。

具体实施方式

下面通过附图对本发明技术方案进行详细说明，但是本发明的保护范围不局限于所述实施例。

实施例1：一种利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法。

如图1所示，三视场单焦面光学望远镜是在光学望远镜前安装一个具有三个反射面的反射镜，三个反射面两两之间的夹角为135度，光学望远镜的单个镜筒接收来自三个不同天区恒星的光线，并成像于同一个焦面探测器上，最终同时获取三个不同视场的恒星图像。

利用上述的三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法，如图2所示，包括星象提取-不同视场的分离-恒星匹配-指向计算-地球定向参数计算。其中，星象提取、恒星匹配和指向计算均是利用现有方法实现。

1、星象提取。

是利用图像处理技术处理获取的三个不同视场的恒星图像，从恒星图像中提取星象。具体步骤为：

步骤1.1)通过全局阈值法将恒星图像中的星点目标与星图背景进行分割；

步骤1.2)通过特征融合的方法突显星点像素，所用的特征为局部灰度最大值与局部对比度均值反差；

步骤1.3)提取星点目标所有像素，获得星象。

2、不同视场的分离。

受到地球自转影响，恒星存在周日视运动。在地面台站上看，恒星周日运动的速度大小v与恒星赤纬δ有关，即v≈15"/s·cosδ。速度方向与恒星所处的观测方向有关。如图3所示，图中，其中P为天极，N、W、S、E分别代表北、西、南、东，P也为地球的自转极，圆圈为天球赤纬圈。对于固定于地面的多视场观测设备，可以同时观测到的不同方向的恒星，天区1的恒星表现为由北向西运动，天区2的恒星表现为由西向南运动，天区3的恒星则表现为表现为由东向北运动。经过多面角反射器反射后，不同天区的恒星成像至一个望远镜焦面终端，如图4所示。

不同天区在望远镜焦面终端上表现出不同的运动特征(速度大小和方向)，如图5所示，箭头表示视场内恒星星象运动方向和速度大小。

因此，对于多视场望远镜观测图像中不同天区恒星星象的分离，采用相邻帧观测图像关联的方法，利用目标的运动规律,通过“速度”建立本天区恒星星象的关联，满足速度关联条件的恒星星象可以确定其所在天区，具体步骤为：

步骤2.1)在第k帧图像的视场中央附近，选取一颗亮星，其量度坐标为(x₀,y₀)_k；

步骤2.2)在第k+1帧图像视场中央的一定范围内，该范围值根据恒星星象在相邻帧图像之间的最大和最小运动距离来设定，存在n颗星象，它们的量度坐标为(x_i,y_i)_k+1,i＝1,n；

步骤2.3)当i＝1时，令x_i＝x₀,y_i＝y₀，得到Δx＝x_i-x₀,Δy＝y_i-y₀，对第k+1帧图像上所有的星象，执行(x′＝x-Δx,y′＝y-Δy)_k+1；然后与第k帧图像上所有的星象的量度坐标(x,y)_k逐一进行比较，对于差值小于阈值的建立恒星关联点对，当关联点对数超过预定数量时，认为一个天区筛选成功并分离；否则i＝i+1，重复上述过程，直至一个天区筛选分离完成；

步骤2.4)当分离一个天区的星象后，在第k帧图像的视场中央附近，在剩余星象中选取一颗亮星，重复步骤2.1)～步骤2.3)；直至其它天区的星象全部筛选分离完成。

3、恒星匹配

分别为三个视场的星象进行恒星匹配，确定三个视场的对应的区域。该步骤采用现有处理方法。

4、指向计算

根据匹配好的三个视场，分别计算三个视场的指向。该步骤采用现有处理方法。

5、地球定向参数计算

(1)瞬时自转轴的解算方法：

如图6所示，随着地球的自转，在一定观测时段内，每个视场方向的瞬时光轴指向在一个平面上，该平面法向量即为该时段内平均的瞬时天极方向，利用解算平面方程的方法，计算瞬时自转轴的指向；观测方程为

其中(x,y,z)为瞬时光轴在国际天球参考系[GCRS]中的指向，解算结果为3个平面共同的法向量(A,B,1)，它对应一定时段内的瞬时自转轴在[GCRS]中的方向。

(2)极移的解算方法：

如图7所示，在得到一定时段内的瞬时天极方向之后，计算出3个方向的瞬时光轴对应的纬度和经度差，指定某一观测历元为参考历元，设1号镜光轴指向的纬度为

经度λ₁₀为0，作为经度起算点；同时，确定2号镜光轴指向在该历元的坐标λ₂₀和

确定3号镜光轴指向在该历元的坐标λ₃₀和

对于其它观测历元t，极移引起1号镜光轴指向变化为

当λ₁₀＝0时，代入上式得

极移引起2号镜和3号镜的光轴指向变化为

得到

其中，镜子光轴指向的经度差λ₂(t)-λ₁(t)和λ₃(t)-λ₁(t)，利用指向间的“固定角距”，通过观测计算得到：

对于三个方向的观测，解算极移的观测方程为：

其中，

(3)世界时UT1的解算方法

三视场望远镜通过增加等高观测方式，获得某一UTC时刻对应的地方恒星时S，进而获得UT，具体方式为：

a、以120°步长旋转望远镜镜筒，以第1个反射面为例，依次得到t_i＝1,2,3瞬间(UTC时刻)，该反射面对应光轴在瞬时赤道坐标系中的指向；

b、根据δ_1i和t_i，按照恒星周日运动角速度，修正α_1i，将该光轴在不同时刻的观测均换算至t₁时刻对应的赤经α′_1i，即

α′₁₁＝α₁₁

α′₁₂＝α₁₂+k·cosδ₁₂·(t₁-t₂)

α′₁₃＝α₁₃+k·cosδ₁₃·(t₁-t₃)

同理，对于第2个和第3个反射面，也有

α′₂₁＝α₂₁

α′₂₂＝α₂₂+k·cosδ₂₂·(t₁-t₂)

α′₂₃＝α₂₃+k·cosδ₂₃·(t₁-t₃)

α′₃₁＝α₃₁

α′₃₂＝α₃₂+k·cosδ₃₂·(t₁-t₂)

α′₃₃＝α₃₃+k·cosδ₃₃·(t₁-t₃)

c、(α′_1i,δ_1i)、(α′_1i,δ_1i)和(α′_1i,δ_1i)分别分布于3个平行的平面上，理想情况下，该平面的法向量对应天顶，因此，建立观测方程为

其中

解算结果(A,B,1)为三个平面共同的法向量，它为天顶在t₁时刻的赤道坐标，其中赤经为t₁对应的地方恒星时S；

d、根据台站瞬时经度λ、观测时刻的赤经章动和地方恒星时S，得到格林尼治视恒星时

根据

计算得到UT1。其中

为观测当日世界时0时刻的恒星时，可由现有理论公式计算得到。

如上所述，尽管参照特定的优选实施例已经表示和表述了本发明，但其不得解释为对本发明自身的限制。在不脱离所附权利要求定义的本发明的精神和范围前提下，可对其在形式上和细节上作出各种变化。

Claims (1)

1.一种利用三视场单焦面光学望远镜测定地球定向参数的方法，其特征在于，在光学望远镜前安装一个具有三个反射面的反射镜，三个反射面两两之间的夹角为135度，光学望远镜的单个镜筒接收来自三个不同天区恒星的光线，并成像于同一个焦面探测器上，最终同时获取三个不同视场的恒星图像，通过对三个不同视场的恒星图像进行数据处理，用来测定地球定向参数，具体包括如下步骤：

(1)星象提取；利用图像处理技术处理获取的三个不同视场的恒星图像，从恒星图像中提取星象；

星象提取的具体步骤为：

步骤1.1)通过全局阈值法将恒星图像中的星点目标与星图背景进行分割；

步骤1.2)通过特征融合的方法突显星点像素，所用的特征为局部灰度最大值与局部对比度均值反差；

步骤1.3)提取星点目标所有像素，获得星象；

(2)不同视场的分离；对于多视场望远镜观测图像中不同天区恒星星象的分离，采用相邻帧观测图像关联的方法，利用目标的运动规律,通过“速度”建立本天区恒星星象的关联，满足速度关联条件的恒星星象确定其所在天区，从而将步骤(1)提取的星象分离为三个视场的星象；

不同视场的分离的具体步骤为：

步骤2.1)在第k帧图像的视场中央附近，选取一颗亮星，其量度坐标为(x₀,y₀)_k；

步骤2.2)在第k+1帧图像视场中央的一定范围内，该范围值根据恒星星象在相邻帧图像之间的最大和最小运动距离来设定，存在n颗星象，它们的量度坐标为(x_i,y_i)_k+1,i＝1,2,3......n；

步骤2.3)当i＝1时，令x_i＝x₀,y_i＝y₀，得到Δx＝x_i-x₀,Δy＝y_i-y₀，对第k+1帧图像上所有的星象，执行(x′＝x-Δx,y′＝y-Δy)_k+1；然后与第k帧图像上所有的星象的量度坐标(x,y)_k逐一进行比较，对于差值小于阈值的建立恒星关联点对，当关联点对数超过预定数量时，认为一个天区筛选成功并分离；否则i＝i+1，重复步骤2.3)，直至一个天区筛选分离完成；

步骤2.4)当分离一个天区的星象后，在第k帧图像的视场中央附近，在剩余星象中选取一颗亮星，重复步骤2.1)～步骤2.3)；直至其它天区的星象全部筛选分离完成；

(3)恒星匹配；分别为三个视场的星象进行恒星匹配，确定三个视场的对应的区域；

(4)指向计算；根据匹配好的三个视场，分别计算三个视场的指向；

(5)地球定向参数计算；包括地球自转轴指向、极移和UT1计算；

其中，瞬时自转轴的解算方法为：

随着地球的自转，在一定观测时段内，每个视场方向的瞬时光轴指向在一个平面上，该平面法向量即为该时段内平均的瞬时天极方向，利用解算平面方程的方法，计算瞬时自转轴的指向；观测方程为

其中(x,y,z)为瞬时光轴在国际天球参考系[GCRS]中的指向，解算结果为3个平面共同的法向量(A,B,1)，它对应一定时段内的瞬时自转轴在[GCRS]中的方向；

极移的解算方法为：

在得到一定时段内的瞬时天极方向之后，计算出3个方向的瞬时光轴对应的纬度和经度差，指定某一观测历元为参考历元，设1号镜光轴指向的纬度为

经度λ₁₀为0，作为经度起算点；同时，确定2号镜光轴指向在该历元的坐标λ₂₀和

确定3号镜光轴指向在该历元的坐标λ₃₀和

对于其它观测历元t，极移引起1号镜光轴指向变化为

当λ₁₀＝0时，代入上式得

极移引起2号镜和3号镜的光轴指向变化为

得到

其中，镜子光轴指向的经度差λ₂(t)-λ₁(t)和λ₃(t)-λ₁(t)，利用指向间的“固定角距”，通过观测计算得到：

对于三个方向的观测，解算极移的观测方程为：

其中，

世界时UT1的解算方法是三视场望远镜通过增加等高观测方式，获得某一UTC时刻对应的地方恒星时S，进而获得UT1；世界时UT1的解算方法的具体步骤为：

a、以120°步长旋转望远镜镜筒，以第1个反射面为例，依次得到t_i＝1,2,3瞬间该反射面对应光轴在瞬时赤道坐标系中的指向；

b、根据δ_1i和t_i，按照恒星周日运动角速度，修正α_1i，将该光轴在不同时刻的观测均换算至t₁时刻对应的赤经α′_1i，即

α′₁₁＝α₁₁

α′₁₂＝α₁₂+k·cosδ₁₂·(t₁-t₂)

α′₁₃＝α₁₃+k·cosδ₁₃·(t₁-t₃)

同理，对于第2个和第3个反射面，也有

α′₂₁＝α₂₁

α′₂₂＝α₂₂+k·cosδ₂₂·(t₁-t₂)

α′₂₃＝α₂₃+k·cosδ₂₃·(t₁-t₃)

α′₃₁＝α₃₁

α′₃₂＝α₃₂+k·cosδ₃₂·(t₁-t₂)

α′₃₃＝α₃₃+k·cosδ₃₃·(t₁-t₃)

c、(α′_1i,δ_1i)、(α′_1i,δ_1i)和(α′_1i,δ_1i)分别分布于3个平行的平面上，理想情况下，该平面的法向量对应天顶，因此，建立观测方程为

其中

解算结果(A,B,1)为三个平面共同的法向量，它为天顶在t₁时刻的赤道坐标，其中赤经为t₁对应的地方恒星时S；

d、根据台站瞬时经度λ、观测时刻的赤经章动和地方恒星时S，得到格林尼治视恒星时

根据

计算得到UT1。

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