星敏感器工作过程

星敏感器工作过程
星敏感器属于光电变换电子检测系统，它的检测目标是恒星，其关键元件是光敏感元件[9]。

从而构成星敏感器的光学以及检测与处理单元这三个主要的性能组分。

典型的星敏感器构造在下图2.4之中所示：
星敏感器主要包含三个性能，分别为光学敏感、光学检测以及光信号处理。

这些都离不开光敏感元件。

图4-2为典型星敏感器的相关构造示意图：
图2. 1星敏感器典型构造图
光学镜头系统以及遮光罩是构成光学单元的两个主要部分。

光学镜头系统成像是经过把星光汇集到检测组分的核心器件CCD成像平面中开展，最终取得图像的电信号。

遮光罩性能是用来降低来自地球以及太阳等天体的杂散光对于光学镜头成像方面的影响，通常安装在光学镜头的前面。

想要取得星图，必须先利用检测单元把观测瞬时星敏感器视场对应的天区电信号变换成灰度信号，再把灰度信号变换成星图。

再通过星敏感器的处理模块对于星图展开处理，实现星提取以及星图识和姿态明确等过程，通过这个过程我们能够得到星敏感器中惯性坐标系的姿态信息[3]。

星敏感器的光学单元主要有光学镜头和遮光罩两个部分组成。

其中通过光学镜头系统将星光进行汇集，然后在CCD光学检测的成像系统上进行光电转换，这样就可以获得星光对应的电信号。

但是，在采集星光的时候，还会存在一些大气散光或者是太阳等天体的杂光影响，这时候，安装在光学镜头前方的遮光罩就发挥了作用。

想要取得星图，必须先利用检测单元把观测瞬时星敏感器视场对应的天区电信号变换成灰度信号，再把灰度信号变换成星图。

然后星敏感器就会开始处理星图，通过其中的处理模块提取相关的星图识以及确认星姿态，通过对这些信息的提取，星敏感器在处理这些信息的过程中我们就可以获得惯性坐标系标示的星姿态相关信息[3]。

星敏感器运行的过程表现于下图2.5中：
图2. 2星敏感器工作过程
星提取与星识别以及姿态明确是星敏感器在运行过程中最关键的工作。

星提取指的是星图内恒星的星像明确和与星点坐标的运算。

星图分辨也被叫作星图匹配，它是在星获取结果的前提下创建匹配模式，而且寻求匹配标准导航星表的匹
配模式，从而我们能够获得观测星与导航星之间的唯一匹配结果。

姿态明确过程指的就是星敏感器姿态信息的解算过程[10]。

星图分辨通常我们也称为星图匹配，首先获取星结果，然后创建出相应的匹配模式，并且要找到可以与标准导航星表进行匹配的相应模式，这样我们就能通过匹配模式发现导航星和观测星之间唯一存在的匹配结果。

而星敏感器解算姿态信息的过程就是姿态明确过程[10]。

2.3 星敏感器成像原理
星敏感器误差参数标定是于星敏感器的成像机理前提下实施的，星敏感器的成像模式属于摄影检测技术的一类，星敏感器的成像方式是非常独特的，成像的时候能够假定它的物距与焦距均为一致（由于它的物距远远大于它的相距），在星敏感器透镜的设计过程中尽量达到中心透视投影成像模型的需求条件，因此我们能够把星敏感器的成像模型简化成针孔成像模型[37]。

根据星敏感器的工作原理和成像机理，可以标定其误差参数，这里的成像模式应该归结为摄影检测一类的技术范畴，星敏感器的成像方式是非常独特的，成像的时候能够假定它的物距与焦距均为一致（由于它的物距远远大于它的相距），设计星敏感器的光学透镜的时候，要尽可能做到中心透视，然后这样的成像模型才能符合要求，所以，我们可以用相对简单的针孔成像技术作为星敏感器的透视成像模型来使用[37]。

针孔成像模型属于非常理想的成像模型，不思考光学误差比如说焦距误差以及主点偏差和光学畸变等因素对于成像的影响，在星敏感器视场的区间中，每一O的连线以及成像平面中的交点P它们都属于恒星Q于成像平个恒星Q与光心
s
面内的投影点，此种成像关系也被叫作是透视投影或者是中心射影[38]，它的几何关系在下图2.6中所示。

在所有的成像模型中，针孔成像是最理想化的，如果不考虑光学误差，也就是不考虑教具误差或者是光学畸变以及主点偏差等因素造成的成像偏差，在星敏
O的连线以及成像平面中的交点P它感器视场的区间中，每一个恒星Q与光心
s
们都属于恒星Q于成像平面内的投影点，我们将这种成像关系称之为中心影射，也可以称为透视投影[38]，图2.6表示其成像机理：
图2. 3为星敏感器的成像机理示意图
在图2.6之中，成像平面坐标系中P 点的坐标为(),p p x y ，星敏感器坐标系内恒星Q 的坐标为(),,s s s x y z ，按照针孔成像模型的机理，它们满足一组几何比例关系s s O P QO α=（α属于不为零的常数）。

因此有如下关系式：
上图的成像平面坐标系中，我们发现P 点的具体坐标用()
,p p x y 表示，而在星敏感器中，代表恒星的Q 用(),,s s s x y z 表示其坐标，根据针孔成像技术的相关原理，这里就会形成一个关系式s s O P QO α=（其中α是常数，而且不能为0）。

因此有如下关系式：
（2.2）
进一步推导可得：
（2.3）
化成矩阵形式为：
（2.4）
我们把公式（2.1）代入到公式（2.4）之中，图像平面坐标系与星敏感器坐标系它们之间的关系是：
在（2.4）中代入公式（2.1），我们可以看出，图像平面和星敏感器的坐标系关系式为：
（2.5）
在公式中，()00,x y 代表主点坐标，这其中,x y p p f f f f dx dy ==，y x f f ,被叫作归一化焦距，它们依次代表图像坐标系中两坐标轴中的尺度因子，得出的公式（2.5）就代表在不考虑光学畸变条件下的星敏感器成像基本原理。

这里的（2.5）公式表示的就是星敏感器在忽略光学畸变的情况下基本的成像原理。

2.4 星间角距不变原理
因为恒星的位置位于无穷远的地方，因此我们能够认为，无穷远处的恒星产
生的星光是一种平行光，它具备平行光的特点。

恒星在宇宙中的位置非常远，我们可以用无穷远来形容，所以，基于此，恒星的光可以被看做是平行光，我们也完全可以按照平行光的特点来分析。

由于两颗恒星所发射的平行光不会改变任何光学系统主轴的角度，所以这个角度被称为星际间角距离[39]，如图2.7所示。

图2. 4为两颗恒星互相之间的角距示意图
在图中d 代表两颗恒星间的距离，D 代表恒星距光学系统的距离，θ代表星间的角距，也就是两颗恒星在光学系统上的夹角。

星间角距不变原理的内容如下：在忽略不计噪声和失真的影响下，在星敏感器坐标系中,恒星i 以及j 的方向矢量i w 和j
w 它们形成的夹角与恒星在天球坐标系中对应的位置矢量形成的夹角ij θ是相同的[40]。

星间角距不变原理的内容如下：如果在星敏感器的相关坐标系中，不考虑失真以及噪声的因素，其中恒星i 和j 所表示的方向矢量可以标记为i w 以及j w ，这两者之间的夹角角度，和天求坐标系内恒星的位置矢量对应产生的夹角ij θ在数值上是完全一致的[40]。

根据图 2.8中所示，我们能够把星间角距不变原理通过数学方式表达为：
c c c c O x y z -代表的是天球坐标系，p p p O x y -代表的是成像平面坐标系，s s s s
O x y z -代表的是星敏感器坐标系。

假设w 代表的是恒星在星敏感器坐标系中的方向矢量，v 代表的是天球坐标系中的方向矢量，那么：
其中天球坐标系用c c c c O x y z -来表示，成像平面坐标系用p p p O x y -来表示，星敏感器坐标系用s s s s O x y z -来表示。

如果星敏感器坐标系对应的恒星方向适量用w 来表示，天球坐标系中恒星的对应方向适量用v 来表示，就形成：
（2.6）
其中，(),αδ为恒星的赤经、赤纬。

（2.7）
这其中，()00,x y 以及(),x y 依次代表的是恒星在星敏感器成像平面坐标系中的主点坐标以及坐标，f 代表的是星敏感器中光学镜头的焦距。

图2. 5为星间角距不变原理示意图
根据星间角距不变的特点，我们能够借助星间角距的正弦或者四余弦值创建观测方程，我们把它当作关键的依据从而方便实施后续的星敏感器光学系统参数标定工作。

（2.8）
（2.9）
公式（2.8）以及公式（2.9）进行星敏感器的观测方程的误差校准都有各自的优势，在一般情况下，由于这一方法计算过程非常简单，星间角距的余弦数值已经被大面积应用到了星敏感器的轨标定过程中[41]，应用星间角距的正弦值创建观测方程，对于提高标定的精度有帮助，由于小角度的正弦值和余弦变化相比更加的敏感，然而它需要进行更多的计算，所以星间角距的正弦数值适合应用到比如说地面标定等对于实时性要求比较低的场合[41]。

2.5 本章小结
文章先讲述了经常使用到星敏感器误差标定过程中的4类参考坐标系，分为：成像平面坐标系以及图像平面坐标系和地平坐标系还有星敏感器坐标系；另外，它具体讲述了星敏感器的成像机理，星敏感器光学误差标定的前提就是它的成像原理；最后，给出了恒星角距的定义，星间角距保持不变，并且在这一前提下通过星间角距的正弦值或者是余弦值来创建观测方程，分析了其各自的优缺点。

本章是对星敏感器误差标定的初步认识，为后为今后的研究工作奠定了理论基础。