一种全站仪及其星图识别方法与流程

本发明属于天文学图像处理领域，具体涉及一种全站仪及其星图识别方法。

背景技术：

天文测量是依靠恒星、行星、太阳和月亮等自然天体实现精确定位、定向的一种技术，具有很强的自主性和抗干扰性，可作为卫星导航系统的重要备份手段。

目前，经典的星图识别需要一幅星图包含多个星点，利用恒星之间的角距信息进行识别，但天文测量作业员需要根据测站概略坐标和专业的识星知识，进行星图的识别，其星图识别效率较低。

而随着图像全站仪技术的日益成熟，其自动拍照功能可以代替人的肉眼实现对自然天体的自动观测，大大提高天文测量的作业效率和精度。但，鉴于图像全站仪的成像视场一般只有1°，且cmos成像元器件感光度较低，一次只能对1颗较亮的恒星进行成像，因此，目前采用图像全站仪进行恒星识别的研究并不成熟。

所以，亟需一种能够解决天文测量作业员依赖测站概略坐标和专业识星知识，导致星图识别效率低的问题的星图识别方法。

技术实现要素：

本发明的目的是提供一种全站仪及其星图识别方法，用以解决天文测量作业员依赖测站概略坐标和专业识星知识，导致星图识别效率低的问题。

为解决上述技术问题，本发明提出一种基于全站仪的星图识别方法，包括以下步骤：

1)利用全站仪的图像采集模块获取连续的恒星图像，并记录成像时刻和全站仪的水平角和高度角；

2)对获取的每幅恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点轨迹模型；

3)根据恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，计算恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；

4)利用步骤1)-步骤3)分别获取至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；

5)根据获取的至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角，计算任意两颗恒星之间的观测角距；

6)将得到的任意两颗恒星之间的理论角距与观测角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星。

本发明的有益效果为：本发明通过全站仪对恒星进行连续拍照，获取不同时刻下的恒星图像，并对获取的不同时刻下的恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点轨迹模型；根据恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，分别计算出至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；进而得到任意两颗恒星之间的观测角距，并将其与理论角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星；即本发明实现了无需测站概略位置的全站仪的星图识别，使天文测量作业员无需专业的识星知识，即可进行星图的识别。

进一步地，为了准确地进行质心提取；所述步骤2)中恒星图像的质心提取采用灰度平方加权质心法。

进一步地，为了计算下一时刻的恒星像点的坐标；所步骤3)中的恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标为

x＝x0+vx·t

y＝y0+vy·t

其中，x0、y0为拟合常数项，vx、vy为拟合比例系数，t为拍照时刻，x、y为恒星的像点坐标。

进一步地，为了准确地实现星图中恒星的识别；所述步骤4)中恒星在设定时刻的观测水平角a和高度角h为

a＝a0+k1·x+b1

h＝h0+k2·y+b2

其中，(x,y)为恒星的像点坐标，a0,h0分别为全站仪望远镜十字丝中心的水平角和高度角，k1为水平方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，k2为高度方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，b1和b2为常数项。

进一步地，为了更准确地实现恒星的识别；所述步骤6)中的恒星识别匹配条件为

其中，θ12和θ′12分别为恒星1和恒星2之间的观测角距和理论角距，θ13和θ′13分别为恒星1和恒星3之间的观测角距和理论角距，ε为设定阈值。

一种全站仪，该全站仪包括图像采集模块和信息处理模块，所述图像采集模块用于获取连续的恒星图像，并将获取的连续的恒星图像、恒星图像的成像时刻和全站仪的水平角和高度角发送给信息处理模块，所述信息处理模块用于对获取的每幅恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点轨迹模型；并根据恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，分别计算至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；根据获取的至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角，计算任意两颗恒星之间的观测角距；将得到的任意两颗恒星之间的理论角距与观测角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星。

本发明的有益效果为：本发明通过采用具有图像采集模块和信息处理模块的全站仪对恒星进行连续拍照，获取连续的恒星图像，并将获取的连续的恒星图像、恒星图像的成像时刻和全站仪的水平角和高度角发送给信息处理模块，对获取的每幅恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点轨迹模型；根据恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，分别计算出至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；进而得到任意两颗恒星之间的观测角距，并将其与理论角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星；即本发明实现了无需测站概略位置的全站仪的星图识别，使天文测量作业员无需专业的识星知识，即可进行星图的识别。

进一步地，为了准确地进行质心提取；恒星图像的质心提取采用灰度平方加权质心法。

进一步地，为了计算下一时刻的恒星像点的坐标；恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标为

x＝x0+vx·t

y＝y0+vy·t

其中，x0、y0为拟合常数项，vx、vy为拟合比例系数，t为拍照时刻，x、y为恒星的像点坐标。

进一步地，为了准确地实现星图中恒星的识别；恒星在设定时刻的观测水平角a和高度角h为

a＝a0+k1·x+b1

h＝h0+k2·y+b2

其中(x,y)为恒星的像点坐标，a0,h0分别为全站仪望远镜十字丝中心的水平角和高度角，k1为水平方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，k2为高度方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，b1和b2为常数项。

进一步地，为了更准确地实现恒星的识别；恒星识别匹配条件为

其中，θ12和θ′12分别为恒星1和恒星2之间的观测角距和理论角距，θ13和θ′13分别为恒星1和恒星3之间的观测角距和理论角距，ε为设定阈值。

附图说明

图1是本发明的野外拍摄的恒星图；

图2是本发明的恒星像点轨迹拟合及像点外推示意图；

图3是本发明全站仪星图识别流程图。

具体实施方式

下面结合附图对本发明的具体实施方式作进一步的说明。

基于全站仪的星图识别方法实施例：

本发明的一种基于全站仪的星图识别方法，通过对不同时刻下连续的恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点的运动轨迹，进而能够得到设定时刻的恒星的像点坐标，并结合全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，计算出恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；其中，本发明中需要分别计算至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；之后根据获取的至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角，计算任意两颗恒星之间的观测角距；将得到的任意两颗恒星之间的理论角距与观测角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星。

具体地，以三颗恒星(恒星1、恒星2以及恒星3)为例；该星图识别方法，如图3所示的流程图，包括以下步骤：

(1)获取恒星拍摄图像：采用全站仪的小视场长焦相机连续拍摄不同时刻下的恒星图像，如采用徕卡ts60系列图像全站仪，拥有1.5度的长焦相机，可以获取质量较高的恒星图像。同时记录成像时刻和全站仪的水平角和高度角。图1显示了本发明的野外拍摄的恒星图像。

(2)对获取的恒星图像进行质心提取：采用灰度平方加权质心法提取每幅星图的星点质心坐标：

t＝μ+3δ

其中，g(i,j)为星体在灰度图像上(i,j)处的灰度值，m＝n＝300，μ、δ和t为中间量，x、y为恒星的像点坐标。

本实施例中是以提取出的不同时刻下恒星图像的质心坐标作为恒星图像的像点坐标；本实施例中进行恒星质心提取还可以采用的方式为：对恒星图像进行边缘检测，通过sobel算子获取恒星图像的边缘点坐标；之后对恒星图像的边缘点坐标进行最小二乘法拟合，获取恒星的质心坐标。

(3)拟合恒星像点轨迹模型：以时间为变量，采用一次多项式分别拟合像点x坐标和y坐标的轨迹，具体公式如下：

x＝x0+vx·t

y＝y0+vy·t

其中x0、y0为拟合常数项，vx、vy为比例系数，t为拍照时刻，x、y为恒星的像点坐标。

本实施例中是以提取出的不同时刻下的恒星图像的质心作为像点坐标，拟合出的恒星像点轨迹模型；并利用拟合恒星像点轨迹模型即可外推出设定时刻(或恒星运行的下一时刻)恒星的像点坐标；图2为本发明的恒星像点轨迹拟合及像点外推示意图。

(4)根据外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，获取在设定时刻下恒星的观测水平角和高度角：

a＝a0+k1·x+b1

h＝h0+k2·y+b2

其中(x,y)为恒星的像点坐标，a0,h0分别为全站仪望远镜十字丝中心的水平角和高度角，k1为水平方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，k2为高度方向上的像素坐标与度盘坐标之间的比例系数，b1和b2为常数项。

(5)重复上述步骤(1)-步骤(4)，获取其他两颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；

(6)根据上述获取的三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角，计算出三颗恒星中的任意两颗恒星之间的观测角距；

其中，具体的观测角距的计算方法为：

首先，考虑大气折射的因素，计算大气折射改正后的恒星的高度角：

h′＝h+a·coth

其中，h为设定时刻恒星的高度角，也即大气折射改正前的恒星的高度角，h′为大气折射改正后的恒星的高度角，a为固定系数。

其次，计算恒星1与恒星2之间的观测角距：

θ12＝arccos(v1·v2)

其中，v1,v2分别为恒星1和恒星2在地平坐标系中的单位矢量，h1’为大气折射改正后的恒星1的高度角，a1为恒星1的观测水平角，h2’为大气折射改正后的恒星2的高度角，a2为恒星2的观测水平角；θ12即为两颗恒星之间的观测角距。

本实施例中还利用novas的开源程序包，编写了恒星地平坐标计算软件，利用自带的依巴谷星表，只需要给定观测历元和全站仪的概略天文坐标，即可通过软件实时计算恒星1和恒星2的视赤经和视赤纬；根据恒星1和恒星2的视赤经和视赤纬计算恒星1与恒星2之间的理论角距：

θ1′2＝arccos(v1′·v2′)

其中(α1,δ1)为恒星1的视赤经和视赤纬，(α2,δ2)为恒星2的视赤经和视赤纬，v1′,v2′分别为恒星1和恒星2在赤道坐标系下的单位矢量，θ′12即为两颗恒星之间的理论角距。

最后，采用上述观测角距的计算方法计算恒星1与恒星3的观测角距θ13和理论角距θ13，具体计算过程此处不再赘述。

(7)将得到的任意两颗恒星之间的理论角距与观测角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星；其中恒星识别匹配条件：

|θ′12-θ12|＜ε

|θ′13-θ13|＜ε

其中，θ12和θ′12为恒星1和恒星2之间的观测角距和理论角距，θ13和θ′13为恒星1和恒星3之间的观测角距和理论角距，ε为设定阈值。

根据上述匹配条件，将|θ′12-θ12|＜ε匹配出的星对与|θ′13-θ13|＜ε匹配出的星对之间的交集，作为识别出的恒星1。以此类推，即可完成对所有恒星的识别。

本实施例中为了更准确地实现恒星的识别，通过计算任意两颗恒星之间的理论角距，将观测角距与理论角距进行比较。

本实施例中采用的是ts60图像全站仪，对于ts60图像全站仪，设定阈值ε一般取15″。

当然本发明中的实施例以三颗恒星为例，其恒星的数量是不限于三颗的，其可以是四颗、…n颗；其识别的方法只要是计算出任意两颗恒星之间的观测角距和理论角距，计算各匹配出的星对的交集，就能实现恒星的识别。

本发明中利用ts60图像全站仪在野外拍摄的36颗恒星的图像进行处理，识别成功率达到100％，并在快速天文定位定向中得到很好应用。

需要说明的是，目前全站仪拍摄的恒星星等均高于5.0等，属于比较亮的恒星，有利于全站仪快速照准和观测，表1中为2018-09-07进行星图识别的结果。

表1

全站仪实施例：

本发明还提供了一种全站仪，该全站仪包括图像采集模块和信息处理模块，其中的图像采集模块用于获取连续的恒星图像，并将获取的连续的恒星图像、恒星图像的成像时刻和全站仪的水平角和高度角发送给信息处理模块，信息处理模块用于对获取的每幅恒星图像进行质心提取，根据各时刻提取出的质心拟合出恒星像点轨迹模型；并根据恒星像点轨迹模型外推出的设定时刻恒星的像点坐标以及全站仪像素坐标和度盘坐标转换模型，分别计算至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角；根据获取的至少三颗恒星在设定时刻的观测水平角和高度角，计算任意两颗恒星之间的观测角距；将任意两颗恒星之间的理论角距与观测角距作差后，与设定阈值比较，若差值的绝对值均小于设定阈值，则匹配出星对；以各匹配出的星对的交集作为识别出的恒星。其具体的处理过程已在方法实施例中进行了具体的介绍，此处不再赘述。

本实施例中的全站仪采用徕卡ts60系列图像全站仪。

以上所述仅为本发明的优选实施例，并不用于限制本发明，对于本领域的技术人员来说，本发明可以有各种更改和变化。凡在本发明的精神和原则之内，所作的任何修改、等同替换、改进等，均应包含在本发明的权利要求范围之内。