本申请要求于2015年6月19日提交的第62/182196号美国临时申请的权益，为各种目的，通过引用将其全部内容并入本文中。
本发明涉及在集中式太阳能(csp)领域中用于将太阳光反射到太阳能发电站中的目标体的定日镜的光学对准。更具体地，本发明涉及一种多面定日镜或单面定日镜的各个面的相对对准、各个面的形状的测量以及一个或多个定日镜的整体指向。
背景技术：
在现有技术中已经较好地确立了集中式太阳能领域(csp)中对于定日镜的使用。典型的csp系统包括至少一个中心塔和对应于每个中心塔的多个定日镜。以该塔作为焦点，相应的多个定日镜统一重定向到该塔，并将太阳光聚集到与该塔相关的目标体(也称为聚焦点或接收器)上，在此意义上该塔是中心化的。因此塔接收器处的阳光的集中直接与定日镜或与塔相关的其他聚集器的数量相关，该数量达到某些基本限制。这种方法能够将太阳能聚集到非常高的等级，例如在1000x的级别，如果需要的话可以达到更高。在实际应用中，许多系统将阳光聚集在50x到5000x的范围。高度聚集的太阳能接着能够被塔接收器转换为其他有用的能量形式。实践中的一种模式是将聚集的太阳能转换为热能，该热能被直接或间接地用于例如通过产生蒸汽，以对发电机、工业设备等提供动力。在其他实践模式中，通过使用任何数量的光伏设备(也称作太阳能电池)，能够将被聚集的太阳能直接转换为电力。
定日镜的目的是将阳光反射到目标体上。定日镜或者其运行中的任何缺陷均能够引起阳光的偏离或者不均匀地照亮目标体，导致能量损失和收益损失。
定日镜一般包括一面或多面镜子，这些镜子通常被称作面，这些面连接至铰接结构。在最高层次，定日镜的缺陷可以被分为三类：面本身的缺陷、面与面的不完全对准以及整个定日镜的不完全指向。现有技术已经提供了多种方法以解决这三种问题中的每个问题。
这些问题中的首个问题，即面本身的缺陷，被称为“斜率误差”。具体地，斜率误差为面的实际镜面形状相对于(vs)理想或预设的镜面形状的偏差。每个面一般设计为使其镜面将具有所需的形状，例如平的或可能的弯曲，以通过期望的方式来反射光。如果该面不能匹配所需的这种形状，那么光就会以不是较好的方式被反射，并可能导致阳光损失。
存在多种使用实验室设备来测量斜率误差的技术。这些技术包括表面轮廓仪，以及表面映射器，例如桑迪亚国家实验室的sofast系统。这些系统往往是固定设备——为了进行测试，面要被带到实验室进行测试，然后再取回与定日镜集成。
不幸的是，根据温度、湿度、面连接到定日镜的性质或者定日镜的指向角度(包括可以使面变形的不同的重力和结构载荷)不同，面的这种斜率误差会在实验室和现场安置之间以多种方式改变。因此有必要用一种方法来现场测量面的斜率误差，以便表征其安装后的实际性能，并且还能帮助诊断发生在现场的面畸变的任何原因。
第二个缺陷原因是面的不完全对准。当定日镜包括一个以上面时，就经常需要将面相互对准，以便获得反射阳光的某些所需特性，比如反射在目标体上的阳光光斑的最小尺寸。有时这个过程被认为是使定日镜聚焦，但是可以根据任何有效策略来调整定日镜。多面定日镜一般提供用于调整和维持适当对准的装置，而这种调整单个面的过程被称为倾斜。
倾斜问题分为两部分：1)选择所需的倾斜策略，以及2)对面进行调整以执行所需的倾斜策略。本发明涉及其中的第二项。有任意数量的所需的倾斜策略可以进行使用。例如，一种典型策略为将面调整成近似球体的一部分的形状。本发明可以与任何所需的倾斜策略一起使用。
对于面的调整经常包括的步骤为测量一个或多个面的倾斜，以知晓该倾斜和所需倾斜的区别程度。一旦测量出这种区别并且确定出任何区别，那么就可以进行校正调整。
许多进行这种测量的技术已经在文献中被公开。在2010年的美国机械工程师协会(asme)第四届关于能源可持续性的国际会议上，yellowhiar和ho发布的题为“定日镜的倾斜和聚焦方法：概述以及对比(heliostatcantingandfocusingmethods:anoverviewandcomparison)”的2010年的论文，就是关于倾斜问题以及关于已经提出的针对倾斜的技术的一份有用调查。现有的测量技术包括机械技术(例如倾斜仪)、涉及对激光束反射的分析的光学技术和涉及对已知物体或特殊构造目标体的反射的分析的光学技术。
一般来说，这些现有的倾斜测量技术具有一个共同点，即都需要准确的参照物。参照物中的任何误差都会导致给定面的实际倾斜估计的误差。例如，倾斜仪的使用需要精密倾斜仪，当倾斜仪在面与面之间移动时，它的零点是准确的。涉及激光束的技术需要高度准确的激光束指向——在激光束指向方面的任何误差都会影响到测量的倾斜角。涉及目标体的技术取决于具有准确的目标体和在测量时准确地将定日镜指向目标体。
另外，现有技术会遭受欠采样影响。即，如果单独的镜面匹配它的理想形状(虽然通常面需要轻微凹陷，但是其也可以为平的)，那么镜子表面上的单个点的测量结果可以准确代表整个面的倾斜度。然而，多数实际的定日镜镜子具有如上所讨论的斜率误差，因此其不能完全匹配它们的理想形状。实际上，镜面可以具有多个起伏，这些起伏在尺寸上要大于估算定日镜倾斜度时需要的准确度。斜率误差可能限制依赖于少量的点的倾斜度估算的准确度。为了得到倾斜度的准确估算，需要在镜面上测量许多点，可能多达一百个点，甚至多达一千个或更多的点，以便确定镜面的准确的平均角度。因而需要一种能够测量每个面的数百或数千个点的倾斜度测量方法。
已存在有用于在数千个点上测量单独的定日镜面的表面角度的专门设备(例如，桑迪亚sofast测量装置)。(sofast使用观测精确目标体的反射的方法)然而，sofast受限于能够进行观测的镜子组件的尺寸，且该镜子组件只能以特定方位进行观测。
某些现有技术要求定日镜安置在相对于倾斜测量设备的特定位置中。这在制造时是可以接受的，但是一旦其在现场部署好后，并没有给出关于定日镜是如何进行倾斜的任何信息。某些现有技术的系统能够现场测量。它们一般要求特殊目标体、屏幕等，其通常可以被带到现场并且相对于定日镜进行精确地安装。另一个方法，即hfacet，利用相邻的定日镜作为目标体。由于定日镜的物理接合限制，并且由于其他定日镜反射的阻挡，这种方法具有局限性。
大多数倾斜测量技术的缺点在于它们只测量倾斜。对于发电站的性能来说，斜率误差和倾斜误差是一样重要的，从而也需要能够确定斜率误差。
已存在系统中的另一局限在于它们一般只测量在一个特定定日镜方位上的倾斜。系统的几何形状要求定日镜相对于测量的目标体或设备以特定角度进行安置。本领域的技术人员将认识到需要注意的一个误差原因为结构偏转——由于定日镜以不同的角度接合，承载面的结构会遭受偏转和变形。这使得有效的倾斜随角度而变化，但是这通过典型的现有技术系统是无法观测的。需要具有一种系统，其通过观测当定日镜以不同的角度接合时倾斜是如何变化的，来测量结构偏转。
第三个缺陷原因是整体定日镜指向。典型的现有技术方法将定日镜编程为“盲指”。像乘坐飞行器的飞行员一样，定日镜“看不见”太阳或者目标体。用有关定日镜的位置、塔的位置、发电站的经度和纬度、以及时间的信息对定日镜控制系统进行简单编程。通过这些量，可以计算出太阳的位置，然后可以计算出定日镜镜子的所需方位。然后命令定日镜指向所需方位。
由于没有对这个过程工作效果的反馈，所以它很容易出错。这种盲指计算误差的原因在于：定日镜的机械结构中的任何缺陷、其齿轮系的周期误差、将其安装在之上的基座的非垂直性、其位置的不完全认知等等。典型地，如果这些误差未被测量或者未被校正，那么可能出现阳光反射的大量损失。
幸运的是，这些误差中的许多是可重复性非常强的——由于它们与定日镜的具体几何形状相关，因此只要定日镜的几何形状保持一致，那么这些误差的性质就保持一致。因此，为了帮助缓和由于这些误差造成的误指，现有技术的系统往往利用多个技术来测量会导致这些误差的量，使它们可以被预测并且被校正。
常用的测量误差的现有技术方法是命令定日镜反射阳光到测试目标体上，该目标体和露天影院的巨幕没什么不同。记录形成的阳光光斑的形状，包括反射阳光趋于偏离测试目标体中心的量。在经过一天里的不同时间和一年里的不同时间的许多次测量后，可能准确得到定日镜的几何形状。
这种方法的局限是准确方案要求在广泛的定日镜角度分布进行测量，从而要求在一天的不同时间和一年的不同时间进行观测。如果例如仅使用了单独一天的测量值，那么定日镜往往只能在一年里靠近那一天的时间准确地指向，而在一年里的其他时间指向较差。
因此这类现有技术系统具有的局限在于，其一般要用6-9个月时间完成对定日镜运行角度的完全采样，产生准确方案。这在发电站试运行日程表上产生了“长尾”，其中在发电站建成和运行后，试运行活动必须持续许多个月。
需要具有一种系统，其可以在短期内完成对广泛的角度分布的测量，从而加速试运行。
某些现有技术系统能够一次观测和测量多个定日镜，而其他的仅限于测量单个定日镜。由于发电站可能具有数万或者甚至数十万的定日镜，因此对于现场测量来说，能够同时测量许多定日镜的系统往往是优选的，其使得定日镜的整个区域能够在合理时间量里进行表征(对比于许多个月来说，只要几天)。
最近，加利福尼亚州伯班克的esolar公司通过提供多个测试目标体部分解决了多定日镜的问题。不同于反射阳光到目标体上，他们将阳光反射进摄像机，并且他们在多个杆上提供多个摄像机，摄像机散落在区域周围。此外，摄像机位置间的几何多样性允许定日镜在较短时间内以广泛的角度范围进行接合。
然而，一般来说，用于测量和控制倾斜度、斜率误差和指向误差的现有技术系统都是不同的且独立的系统。需要具有一种单系统，其可以现场进行所有这三种类型的测量。
这些现有技术方案还是有用的，并且至今仍在使用，其为定日镜和镜子的对准提供了有效工具。然而，需要一些测量方法，其能够：
1)无需精确设备便可进行测量；
2)无需大量的目标体或杆便可进行测量；
3)现场对定日镜进行测量；
4)在各种方位上对定日镜进行测量；
5)除了倾斜度误差之外，还对斜率误差进行测量；
6)除了斜率误差和倾斜度误差之外，还对指向误差进行测量；
7)对每个面的数百或数千个点进行测量；
8)表征结构偏转；
9)对多个定日镜同时进行测量；以及
10)在定日镜区域内不要求设备。
技术实现要素：
本发明提供一种对现有的倾斜、斜率误差和/或指向的测量方法的改进，其通过使用一个或多个摄像机来观测天空中光点的反射，例如在夜空中可见的恒星和/或行星在定日镜面中的反射。如此的天空反射可以是来自任意合适的天体的光，包括但不限于恒星和行星。行星包括火星、金星、木星和土星。
对于任意给定地点和一年中的任意给定时间，夜空中的恒星的位置是极其众所周知的。例如，依巴谷卫星(hipparcos)任务以大约0.001弧秒或大约4.8纳弧度的精度测量了100000颗恒星。此外，在对于任意地点和一年的任意时间的这样的细节水平，整个夜空，即天空，在任意给定时刻的视图是已知的。测量定日镜的倾斜角所要求的精度为0.1毫弧度。这样恒星位置已知为比要求的要精确20000倍，以使恒星位置作为测量倾斜、斜率误差以及位置的较好参照物。
在实践中，当从地球上(相对于太空中)的任意位置观察恒星和/或行星时，会由于大气折射产生一点额外不确定性，大气折射取决于空气的温度和湿度。但是该影响很小，除非恒星和/或行星靠近地平线，此外，由于倾斜和斜率误差的测量值实际上是定日镜面之间的角度和面内的角度的相对差异的测量，所以由折射引起的误差可以基本上不考虑，因为在较短时间段内对任何给定恒星或行星来说，折射引起的误差是大致相同的。对于整体定日镜指向，折射对于白天和夜晚的观测来说均是非常正常的影响，所以它的影响也是往往不考虑的。
因此恒星和/或行星提供了极其精确的参照点，可以将这些参照点用于斜率误差评估、倾斜度测量和定日镜对准。通过使用精确知晓的恒星和/行星位置作为参照点，可以消除对精准设备的需求。本质上，免费使用恒星和/或行星作为参考点，撬动了天文界对高精度设备的数十亿美元以及一代又一代的投资。
此外，有的恒星穿过整个天空，因此我们可以进行定日镜任意定向的测量，该定日镜将星光反射到测量摄像机。
csp发电塔站一般具有中心塔。为了根据本发明的测量方面进行使用，放置测量摄像机或者其他成像装置的合适位置为靠近塔的顶部。在一个实施例中，将一个或多个摄像机放置于靠近塔的顶部。在这里，摄像机能够看见多个定日镜，并且因此能够同时测量倾斜、斜率误差和/或多个定日镜的指向。优选提供并安置具有足够的分辨率的一个或多个摄像机，从而能够准确地看到区域内所有定日镜的面。如下文进一步讨论的，根据任意特定面所需测量的点的数量，可以确定有用的摄像机分辨率。分辨率的图像像素的数量应当足以选取在成像视场内需要的点的数量。此外，与摄像机一起使用的镜片或光学系统将具有足够的分辨能力，从而能够将所需的点辨别为独立的点。对于本发明的使用，已经确定的是具有大约1200万像素的分辨率的市场上可获得的数码相机已经足够用于同时从多个定日镜的多个面中获取必要的点。无论是将多少个定日镜进行成像，足够的分辨率的问题可归结为在任意或全部测量的面上看到足够的点的能力，以及在光学上解析这些点的能力，点的数量由适合于定日镜测试仪的任何方式确定。主要基于观察决定的特定定日镜及其镜面的视场的能力，成像装置可以放置于许多位置。
在一方面，本发明涉及一种测量一个或多个定日镜缺陷的方法，该定日镜缺陷选自斜率误差、倾斜误差以及指向误差中的至少一个，包括如下步骤：
a)提供多个定日镜和至少一个摄像机，摄像机观测至少一个定日镜，其中该定日镜反射可以由至少一个摄像机观测到的天空的图像；
b)从至少一个定日镜反射天空的图像：
c)使用至少一个摄像机来捕捉天空的反射图像；
d)使用包括天空的反射图像的图像来测量定日镜缺陷。
在另一方面，本方面涉及一种定日镜测量系统，包括：
a)多个定日镜，以及
b)至少一个摄像机，该摄像机观测至少一个定日镜，以及
其中定日镜反射可以由至少一个摄像机观测到的天空的图像；其中该系统还包括(i)从多个定日镜中的至少一个定日镜反射的至少一个捕捉的天空的图像；以及(ii)电脑，包括程序，该程序从捕捉的图像中确定定日镜缺陷，其中定日镜缺陷选自斜率误差、倾斜误差和指向误差中的至少一个。
图1展示了示例的定日镜测量系统。系统1包括一个或多个定日镜3，每个定日镜3可能包括一个或多个面5。一个特定面被标记为面23。
在能量生产过程中，定日镜将阳光反射至在塔17顶端的目标体7。然而，当根据本发明进行测量时，它一般将星光或其他天空光朝向一个或多个摄像机9反射。为便于说明，展示了来自恒星11的反射星光。
恒星11发出光，光照射至定日镜。从该恒星发出的入射光线大致相互平行。这些光线13中的一条光线显示为在点19处照射至面23。这导致了反射光线15。根据定日镜的方位和恒星的位置，反射光线15可能被反射到摄像机9的大致方向上。
线21是从反射点19到摄像机9的视线矢量。反射定律决定了光线15是否会被反射到摄像机9中。如果镜子23的表面法线在点19处等分了表示为星光光线矢量13和视线矢量21的矢量，那么光线15将和矢量21重合，并将进入摄像机，照射至摄像机的探测器的中心，在摄像机图像的中心产生恒星的图像。
因此，如果在摄像机图像的中心探测到恒星，我们可以推断在点19处的镜子法线事实上是矢量13和矢量21的等分线。我们因此知道在那个点处镜子表面的法线。该镜子法线的认知包括在镜子上的那个点处的镜子斜率的测量值。
在图2中展示了矢量几何结构的更多细节，图2为面31的侧视图，面31包括点33和35。在图中，另一个恒星25产生平行的光线27和光线29，光线27和光线29分别在点33和点35处照射至面31。在点33处的镜子法线矢量显示为矢量37。反射光线39满足反射定律，反射定律要求镜子法线矢量37为入射光线27和反射光线39的等分线。
在点35处，面31的表面相对于面31的其他部分倾斜。这是斜率误差的说明。斜率误差的结果是反射光线41与反射光线39不平行。
倾斜误差为整个面31的倾斜，其会导致光线39和光线41均偏转。
在理解通过星光进行倾斜和斜率误差的测量时，考虑相同类型的光学系统，但是从摄像机或者其他成像设备反向追踪光线是很有用的。在捕捉到的图像中的每个像素对应于以略微不同的角度到达到摄像机的光线。如图3和图4所示。在图3中，摄像机43观察包括面45的定日镜。摄像机43具有视线47。
图4显示了由图3中的场景的摄像机43产生的图69。摄像机43的视线47对应与摄像机图像69的中心71。
回到图3中，其他矢量49和矢量51分别对应于图4的图像的像素73和像素75。因此，摄像机像素71、像素73和像素75将分别“看到”反射光线53、反射光线55和反射光线57。
在图3的场景中，恒星49出现在天空中光线53的源头处。相应地，恒星59的图像出现在捕捉到的摄像机图像的像素71处。相似地，恒星63出现在天空中光线57的源头处，因此它的图像出现在像素73处。然而，在天空中的点61处，没有恒星，因此光线55没有光，在点73处没有形成图像。
因此我们看到摄像机可以成像天空的天文图，但是面45使该天文图倾斜，并且面45可能具有的任何斜率误差都会导致该天文图的畸变。相反地，通过测量星图的扭曲和倾斜，我们能够推断出面45的倾斜和斜率误差。
对于定日镜指向的测量来说也是如此。为测量定日镜指向，可以选取定日镜上的某个点作为指向测量的参照点。通常选取定日镜的中心点。摄像机的某一像素点对定日镜的中心点成像，定日镜上的中心点将天空中的某点映射到该像素上。如果在天空中的该点处存在恒星或行星，那么在该像素上可以看到恒星图像。
相反地，只要恒星或行星图像实际出现在那个像素上，就能够将定日镜指向进行调整。一旦调整完成，就能够将恒星或行星的位置连同定日镜的指向角一起记录，这些项目包括指向测量。
因此通过对天空在捕捉到的摄像机图像中的映射的观察可以确定指向、斜率误差和倾斜测量值。
然而，因为夜晚的天空主要是由黑色虚空组成，因而摄像机的大部分像素看不见任何东西，并且收集不到任何信息，所以给出的图像仅仅揭露关于斜率误差和倾斜度的少量信息。事实上，某些图片可能根本没有发光的恒星或行星在里面。
处理这种情况的一个方法是转动摄像机。当摄像机移动了，天空的不同部分会被反射到不同的摄像机像素上，使得斜率误差和倾斜的天文图可以被缓慢构造。
然而，更好的方法是相对于摄像机移动天空。有两种方法来移动天空。一种为简单的等待。由于地球自转，可以预见到天空会自然移动。经过足够长的时间段，恒星或行星将划过定日镜的面的大部分区域，从而可以构建面的图。移动天空的其他方法为通过将定日镜可控地接合至预定义的方位或者沿着预定义的路径，使天空看起来是运动的。当定日镜被接合时，来自天空中的恒星或行星的光线划过镜子，并且引起各摄像机像素的瞬时照明。通过记录光照图样并联系已知恒星位置和定日镜指向，可以构建出每个面的倾斜和斜率误差的详细图。
由于整个天空充满了恒星，因此能够在任何需要的定日镜角度进行观测。因此可以快速获得准确得到定日镜几何形状所需的点的广泛分布。因此如果需要，这个试运行阶段在例如，一个晚上就可以完成，而不需要半年或者更长的时间。
此外，由于可以在任意方位上进行测量，因此也能够辨别引力的影响和定日镜上其他角度相关的误差。
现在，在图3中，摄像机43显示为观察单个面45。显然，典型的摄像机具有好几千万像素，而且能够选择合适的镜片，以使摄像机能够同时观测多个面，和/或甚至多个定日镜。本发明的许多实施例包括镜片，这些镜片可对多个面，以及上百个、甚至上千个定日镜，或更多的定日镜进行成像。可以考虑的有具有大量像素的探测器，同样地还有具有不同光圈和不同缩放度的镜头或其他光学成像装置，同样地需要以所需的分辨率观察区域的不同部分。使用具有大数量像素的探测器往往允许使用更少的摄像机，有利于减少系统成本。使用具有高缩放因子的大光圈镜头有助于允许观测远距离的定日镜，而具有较小缩放的较小镜头可以用于较近的定日镜。
因此本发明解决了对测量系统的渴望，该系统能够：
1)无需精确设备便可进行测量；
2)无需大量的目标体或杆便可进行测量；
3)现场对定日镜进行测量；
4)在各种方位上对定日镜进行测量；
5)除了倾斜度误差之外，还对斜率误差进行测量；
6)除了斜率误差和倾斜度误差之外，还对指向误差进行测量；
7)对每个面的数百或数千个点进行测量；
8)表征结构偏转；
9)对多个定日镜同时进行测量；以及
10)在定日镜区域内不要求设备。
本发明实际上可以与用于聚集太阳能的任何定日镜系统一起使用。
附图说明
图1说明了结合至聚光太阳能系统的星光观测能力；
图2说明了从定日镜面反射的星光光线；
图3说明了摄像机如何观察来自定日镜面的天空的反射；
图4是由摄像机观察图3的定日镜面生成的天空的图像；
图5展示了由于地球自转导致恒星穿过静止的定日镜；
图6展示了不适当地倾斜的面如何导致一段恒星穿越的位移；
图7展示了斜率误差如何导致恒星穿越的畸变；
图8展示了如何可以将多个穿越用于建立更加完整的定日镜镜面的图；
图9说明了可以由被适当命令的定日镜移动引起的穿越；
图10显示了斜率和倾斜误差是如何通过控制恒星呈现在定日镜上的特定点上的方法进行测量的；
图11说明了如何通过指向多个恒星对指向误差进行测量。
具体实施方式
这里所述的实施例是示范性的，并不能代表本发明所教导的原理的所有可能实施例。具体地，本发明的实施例直接适用于聚光太阳能领域，特别地聚光太阳能包括对定日镜的使用，以使阳光改变方向至固定聚焦点，在该聚焦点中可以将聚集的阳光转换为其他形式的能量，比如热能或电能。然而，这里所描述的装置和方法可以由本领域的技术人员进行应用和调整，以在其他应用中进行使用，在这些应用中，必须隔开一段距离测量镜子的光学属性。
如图所示，在图1中，示范的csp系统1可以包括定日镜3的阵列，该阵列将阳光重定向并且聚集到塔17的聚焦区域7上。每个定日镜3可以包括一个或多个镜面5。
本发明的实施例包括数字成像装置，优选为摄像机9，其可以观测恒星或行星在一个或多个定日镜3的一个或多个单独的镜面5中的反射。摄像机9可能安装在发电站的中心塔17上，但它也可能安装在任何方便的位置，该位置为观察一个或多个定日镜3提供了需要的有利位置点。可能使用在多个位置处的多个摄像机。
可能通过观测恒星在每个定日镜面5的多个点处的反射，测量如上所讨论的倾斜和斜率误差。可以通过观测一个或多个恒星或行星在多个定日镜镜子中的一个或多个点的反射，测量如上所讨论的定日镜指向。
在一个实施例中，在保持定日镜静止的同时时，可以得到多个点。随着地球自转，观测到恒星或行星穿越定日镜。如图5所示。图5展示了定日镜81，其被定位为将一部分夜空反射到摄像机(如图1所示的摄像机9)中。图5展示将由摄像机观测到的场景。注意到的是定日镜有意地展示为成一角度，以强调定日镜不需要面向摄像机的事实，实际上，定日镜可以以任意的方位将夜空反射到摄像机中。
随着地球自转，恒星的反射83可能出现在多个面85的其中一个面上，如图所示。随着地球继续自转，恒星的图像将会穿越定日镜镜子的面，描绘出弧形路径87。附图展示了其中所有面都是平的并且相互平行的定日镜的穿越路径。对于具有其他面形状(例如略微凹陷)的定日镜，也能够使用已知的几何数学公式来确定穿越路径。在任何情况下，本发明的一个方面为，根据在给定位置处发生的恒星反射确定预期的路径。在本发明的某些方法中，可能希望根据本发明将确定的路径和实际穿越进行比较，从而进行测量。
如果平面化的、平行倾斜的定日镜有具有倾斜误差的面，如图6所示，在对应的面中穿越将是偏移的。在图6中，定日镜91具有面93，面93从其正确倾斜位置向上倾斜，结果导致穿越95的段97发生垂直位移。相似的位移也可以在使用其他面形状时看到，虽然路径可能不同。
相似地，图7展示了定日镜101，其中，面103具有斜率误差。在这种情况，穿越105的段107畸变。
通过(优选地根据成像装置数字化地)捕捉和记录这种穿越，我们(通过知道地球上的时间和位置)知道恒星位置以及摄像机和定日镜的相对几何形状，因此我们能够推断在我们看到恒星反射的每个点处的镜子法线。
在一个实施例中，为了建立更加完整的定日镜的图，可以进行继续观测，等待一个或多个额外的恒星穿越发生。如图8所示，可以根据多个穿越111最终建立丰富的定日镜镜面的图。接着，可以将这个图直接转换为倾斜和斜率测量值。
在另一个实施例中，不是被动地等待恒星或行星的穿越，而是在穿越完成后，可以将定日镜进行重新指向，本质上在略微不同的位置允许重复穿越。如图9所示。这里对名义上的穿越121进行了说明。在这个穿越的末端，恒星图像在123点处离开定日镜。在记录了这个穿越后，可以移动定日镜，以使相同的恒星重新出现在点125处。然后，等待一段时间，可以观测到恒星穿越127。
通过命令定日镜合适的移动，可以得到所需数量的穿越。图中展示了额外的穿越129、穿越131、穿越133、穿越135和穿越137。
在另一个实施例中，使用更大的定日镜控制可以消除等待穿越的需要。例如，可以控制定日镜进行移动，以从定日镜上的特定点反射恒星。如图10所示。控制包括命令定日镜以将恒星定位在点141处的步骤。该步骤可以紧跟额外步骤，以命令恒星到点143、点145和点147处。
进入到下一个面，可以执行进一步的命令以将恒星的反射移动至点149、点151、点153和点155处。如图10所示，第二面在点153处具有斜率误差。结果，恒星图像出现位移。这个位移可以被直接转换为斜率误差，而恒星组的位移可以被转换为倾斜误差。
最后，图11说明了测量整体定日镜指向误差的实施例。此处，控制定日镜以指向天空中的恒星161、恒星163和恒星165，其目的是将每个恒星图像的反射精确地放置在定日镜的多个面的其中一个面的中心，例如点167处。当面的中心点是合适的时候，可以使用任何预先确定的点或一组点。
在这个实例中，定日镜能够正确地指向恒星161和恒星163，但是恒星165的图像出现在了错误点169处。这个信息(点161和点163的正确指向)和恒星165的指向误差(实际图像点169和所需图像点167之间的距离)形成指向测量值，该指向测量值可以用于得出定日镜的几何形状。
以下说明根据本发明的各方面的进行测量的方法。
在镜子上的一个点处进行斜率测量的能力等同于测量在该点上的镜子法线矢量。因此对于镜子上的点的斜率测量包括以下步骤：
1)在定日镜镜子中的某点处观测恒星；
2)应用反射定律，计算镜子上该点的镜子法线矢量。基于摄像机位置、恒星位置和镜子位置，法线矢量为从镜子到摄像机矢量和镜子到恒星矢量的等分线。
对镜面进行倾斜测量包括以下步骤：
1)在镜面上的一个或多个点处进行一次或多次斜率测量；
2)对斜率测量值求平均或求和以产生净斜率。该净斜率是面的倾斜度。
对定日镜进行指向测量包括以下步骤：
1)放置定日镜以使其将恒星反射到摄像机中；
2)观测恒星在定日镜镜子中的位置；
3)基于定日镜的几何模型、恒星的位置和摄像的位置，将观测到的位置与预计位置进行比较，差值为预计误差；
4)重复步骤1到3，观察不同的恒星和/或在不同的时间进行观察，以收集额外的数据点，要求的准确数量取决于使用的几何模型，但是可以少至1个或多至4个甚至更多；
5)基于测量到的预计误差得到改进的几何模型。可以使用本领域的技术人员知晓的任何技术，包括最小二乘法、贝叶斯估算等等。一些技术可能以“批处理”模式对所有收集的点进行一次处理，而其他的技术可能在每个点到来时对这个点进行处理，迭代地改进几何模型。
根据本发明，还优选提供用于数字化协助本发明测量方面的装置，其更优选地协助分析和将捕捉到的数字图像与恒星的其他数字信息进行比较。恒星信息可以通过多种方式电子地获取，例如通过利用来自yalebrightstarcatalog的数据，其可以从http://tdc-www.harvard.edu/catalogs/bsc5.html上下载。这样的装置可以包括一个或多个通用计算机。计算机可以包括用于捕捉从成像装置获得的图像的软件。计算机可以包括或访问具有恒星信息的数据库。计算机还可以包括(如市场上可获得的)数字数据比较程序，其用于将捕捉到的图片与已知数据(对于本发明而言，即恒星数据)进行比较。根据这样的比较，可以基于要确定的测量值的类型的上述方法来确定测量值。还可以利用分析软件，从而利用恒星数据、定日镜定位和几何形状来计算测量值。还需考虑到的是，可以通过任何肉眼检验(包括人类观测者的肉眼检测)，将数字化图像与已知的图像或基于已知数据产生的图像进行比较。
本文引用的所有专利、专利申请和公开文献均单独地以参考的方式并入本文。除非另外指出，否则所有部分和百分比均按重量计算并且所有分子量均为数均分子量。上述详细描述的说明书仅为了清楚地理解本发明。它们不理解为不必要的限制。本发明并不限定在所示和所述的具体细节中，在权利要求限定的本发明中包括了对于本领域的普通技术人员来说显而易见的变化。