用于星敏感器的筛选导航星的方法

摘要

本发明涉及一种用于星敏感器的筛选导航星的方法，包括：一、根据星敏感器的极限星等，对全天球的原始星表作星过滤处理，并确定星数阈值N_th；二、所述星敏感器在当前天区视场内的剩余星的数量设为N，若N≤N_th，则所述剩余星都选为导航星，执行步骤三；若N＞N_th，则通过多尺度像面分割筛选所述当前天区视场内的导航星，三、所述当前天区视场的导航星筛选结束后，所述星敏感器转到下一方位重复步骤(二)筛选导航星，直至遍历全天球；本发明中的采用多尺度像面分割筛选的方法能适应不同天区的星数变化删除星分布高密度天区的冗余星，保留低密度天区的所有星，并且筛选的导航星分布均匀。

主权项

用于星敏感器的筛选导航星的方法，其特征在于包括如下几个步骤：第一步，对原始星表作星过滤处理；根据极限星等删除暗星，同时删除变星、双星，为方便后续处理，剩余星数据按照赤纬以由小到大的顺序排列，并根据星图识别算法确定星数阈值N_th，即根据实际需要选择相应的星图识别算法来确定星数阈值N_th；第二步，星敏感器光轴指向全天球上坐标(α_i，δ_i)的位置，α_i或δ_i每次改变1°，遍历全天球；提取每个指向视场内的剩余星，计算剩余星总数N；如果N≤N_th，则所述剩余星都选为导航星；星敏感器光轴转到下一方位，再判断，直到星数大于阈值，开始第三步；提取视场内的剩余星的方法是，首先挑选出坐标(α,δ)满足|δ‑δ_c|≤w_m的星，其中w_m表示星敏感器像面探测器对角线对应的视场角；上式限定当前视场内剩余星赤纬的上限和下限；由于赤纬δ取值范围是‑90°～90°，当δ_i‑w_m小于‑90°时，应当设置下限为‑90°，类似地，当δ_i+w_m大于90°时，上限应设置为90°，得到剩余星数据按赤纬排序，用两分法确定赤纬值刚好大于δ_bot星的位置，然后读取后继数据，提取剩余星，直到赤纬值大于δ_top；接着，计算已经提取出的剩余星在本体坐标系中的方位，对于赤经和赤纬为(α，δ)的星，有$\begin{array}{c}\left[\begin{array}{c}{V}_{\mathrm{bx}}\\ V_{\mathrm{by}}\\ V_{\mathrm{bz}}\end{array}\right]=\left[\begin{array}{ccc}\cos \phi & \sin \phi & 0\\ -\sin \phi & \cos \phi & 0\\ 0& 0& 1\end{array}\right]\left[\begin{array}{ccc}\cos (90-{\delta }_i)& 0& -\sin (90-{\delta }_i)\\ 0& 1& 0\\ \sin (90-{\delta }_i)& 0& \cos (90-{\delta }_i)\end{array}\right]\times \\ \left[\begin{array}{ccc}\cos {\alpha }_i& \sin {\alpha }_i& 0\\ -\sin {\alpha }_i& \cos {\alpha }_i& 0\\ 0& 0& 1\end{array}\right]\left[\begin{array}{c}\cos \alpha \cos \delta \\ \sin \alpha \cos \delta \\ \sin \delta \end{array}\right]\end{array}$它在X_b，Y_b方向上的视场角XFLD、YFLD为$\mathrm{XFLD}=-{\mathrm{tg}}^{-1}\left(\frac{V_{\mathrm{bx}}}{V_{\mathrm{bz}}}\right),\mathrm{YFLD}=-{\mathrm{tg}}^{-1}\left(\frac{V_{\mathrm{by}}}{V_{\mathrm{bz}}}\right),$若设光学系统在X_b，Y_b方向上的最大视场角为W_A和W_B，只有满足|XFLD|≤W_A/2、|YFLD|≤W_B/2的恒星才能被观测到；通过上式筛选得到当前视场中的剩余星，同时也得到它们的视场角XFLD、YFLD，以及它们的总数N；第三步，将视场内的所有星成像到像面，按x_b＝f tan(XFLD)，y_b＝f tan(YFLD)计算并记录每个星像的位置；第四步，沿焦平面行、列方向，分割像面为p×q的网格，建立并初始化与网格对应的三个p行q列的二维数组Marray、Idarray和MAGarray，p和q的比值应尽量和焦平面行、列方向尺寸比一致，以保证两个方向的尺度相同；开始时，p和q应取略大的值，以便详细考查星分布密度；数组Marray和Idarray初始化为0，MAGarray初始化为‑99.99；第五步，遍历各小区以计算所提取的星所在的小区；对于坐标为(x_b、y_b)的星像，它处于像面上第m行、n列的小区有星像，那么$n=\mathrm{floor}(\frac{p}{2f\tan \left(\frac{w_A}{2}\right)}{x}_b+\frac{p}{2}-1)$$m=\mathrm{floor}(\frac{q}{2f\tan \left(\frac{w_B}{2}\right)}{y}_b+\frac{q}{2}-1),$其中floor(x)表示取比x小的最近一个整数，Marray[m][n]＝1；如果该小区有多颗星的星像，只保留最亮星，IDarray[m][n]记录保留下来的恒星星号，MAGarray[m][n]记录它的星等，更新当前视场内剩余星总数N，即多星小区的星筛选；第六步，如果N≤N_th，返回第二步，否则采用像元聚类算法连通领域以计算出质心坐标，并作进一步作筛选：即把小区当作像元，小区内的星数当作灰度值，采用八连通将像面网格分成多个连通域，计算每个连通域的质心坐标和小区数；选取小区数最多的那个连通域，删除离质心坐标最近的星；如果多颗星离质心坐标都最近，删除其中最暗的星；如果小区数最多的连通域有多个，则删除这些连通域中最暗的星；同时，更新N、Marray，以及IDarray、MAGarray的值；如果N>N_th，重复该步骤，再寻找范围下一个最大的连通域；当N≤N_th时，当前视场内的导航星筛选完毕；如果N>N_th，且任意两颗星所在的小区都不再连通，则执行下一步；第七步，p和q都减小1，增大均分尺度，像面的小区面积有少量增加，距离较远的几个星像可能又会连通，再从第四步开始执行，直到N≤N_th；第八步，当全天球遍历完毕，导航星筛选结束。