Составители:
63
4.1.3. Измерение угловых координат опорной звезды
После окончательной идентификации опорной звезды осуществ"
ляется измерение её угловых координат с максимально возможной
точностью, предопределяющей точность решения задачи астроори"
ентации в целом.
Очевидно, что угловые координаты ψ и χ бесконечно удалённого
источника однозначно связаны с линейными координатами x и y
его изображения на фоточувствительной площадке ФПЗС
x = f⋅tgψ ≈ f⋅ψ; y = f⋅tgχ = f⋅χ , (4.11)
где f – фокусное расстояние объектива.
Жёсткая геометрическая привязка каждого фоточувствительно"
го элемента на кристалле ФПЗС в сочетании с линейной световой
характеристикой позволяет регистрировать линейные смещения
изображений звёзд с погрешностью, не превышающей десятых до"
лей элемента. Один из простейших широко известных алгоритмов
измерения координат малоразмерных изображений объектов зак"
лючается в вычислении энергетического центра (см. ф. 2.29). Од"
нако, при малых отношениях сигнал/шум (σ
ш
< 10) более эффек"
тивным является алгоритм интерполяции сигналов, снимаемых с
отдельных элементов ПЗС"структуры по методу наименьшего сред"
неквадратического отклонения (НСКО). При работе ФПЗС в ре"
жиме малых сигналов от звёзд величин m ≥ 5 этот метод позволяет
достичь большей точности измерений.
На рис. 4.4 показано распределение освещённости E(x) вдоль
строки элементов ФПЗС, которое преобразуется в последователь"
ность электрических сигналов (видеоимпульсов) Q(x
i
), где i – номер
ячейки, с которой снимается сигнал.
x
m
x
m+2
x
m+4
x
m−2
x
m−4
x
m+6
x
m+8
x
m−6
x
m−8
Q(x
i
)
E(x)
Рис. 4.4. E(x) – распределение освещённости вдоль строки элементов ФПЗС.
Q(x
i
) – последовательность электрических сигналов (видеоимпульсов),
снимаемых с отдельных элементов.
Страницы
- « первая
- ‹ предыдущая
- …
- 61
- 62
- 63
- 64
- 65
- …
- следующая ›
- последняя »
