云南天文台2.4 m望远镜几何扭曲变化初步探究.pdf
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1、 .天 文 研 究 与 技 术 第 卷 第 期 年 月:./.云南天文台 望远镜几何扭曲变化初步探究陈 筱 郭碧峰 郑中杰 彭青玉(.暨南大学计算机科学系 广东 广州 .暨南大学中法天体测量、动力学与空间科学联合实验室广东 广州 .广东海洋大学数学与计算机学院 广东 湛江)摘要:几何扭曲()是电荷耦合器件()高精度测量不可忽略的因素 通常需要细致的观测工作导出 这必然占用宝贵的观测时间利用丽江观测站 望远镜观测密集星场的 图像 初步发现了图像几何扭曲随天顶距()的变化规律 具体地 本文参考 星表提供的位置信息并进行数据归算 改正了较差颜色折射()效应 求解出不同观测时间 的几何扭曲模型 并使用
2、四阶多项式拟合 结果表明 图像的几何扭曲与观测时的天顶距存在一定的相关性 在像素 方向 几何扭曲模型四次项 和、二次项 和 与天顶距存在较明显的线性关系 在 方向 与天顶距存在线性关系的系数项为四次项 和、三次项 和二次项 关键词:几何扭曲 天体测量 图像处理 天体测量定标中图分类号:文献标识码:文章编号:()望远镜光学成像系统的几何扭曲会导致观测的 图像中目标星像偏离原本的像素坐标位置这是一种普遍存在的现象 该现象不仅存在于空间望远镜 也存在于地面望远镜 对视场中星像位置测量产生不可忽略的影响 例如 在哈勃空间望远镜()的光学成像系统中 视场存在严重的几何扭曲 其中第 代广角行星照相机()的
3、几何扭曲最大可达约 为了准确求解哈勃空间望远镜的几何扭曲效应 文提出了通过提高线性项精度来改正几何扭曲的方法 使得行星相机视场精确到 宽场()视场精确到 在地面望远镜的观测中 年 文将哈勃空间望远镜的几何扭曲求解方法应用于欧洲南方天文台 望远镜 取得了约 的位置测量精度 随后 文提出了一种基于参考星表位置测量信息的几何扭曲求解方法 提高了地面望远镜的观测准确度与精度 并成功应用于土卫九()的位置测量 此后 该方法应用于多项研究 文在校正几何扭曲后得到近地小行星 的位置信息 在 星表发布后 该方法成功应用于木卫六()与海卫一()的位置测量 文参考 星表 并从准确度、精度等方面系统比较了文与文的方
4、法 随着最新的 参考星表发布 文所述方法的应用将更广泛 能够更精确地测量天体位置文和文这两种方法在求解几何扭曲时对所使用的观测资料有严格要求 观测资料需要采用不同取向或指向的观测模式 均匀抖动拍摄 这一工作通常需要充足的观测时间和一定的观测经验才能完成 然而 望远镜的观测机会宝贵 观测时间有限 为了能充分利用有限、宝贵的观测时间本文希望从天顶距方面探究云南天文台丽江观测站 望远镜 图像的几何扭曲变化规律 天基金项目:科技部国家重点研发计划政府间国际科技创新合作项目()中国载人航天工程巡天空间望远镜专项科学研究项目()国家自然科学基金()资助.收稿日期:修订日期:作者简介:陈 筱 女 硕士研究生
5、 主要研究图像处理与精确测量.:.通信作者:彭青玉 男 教授 主要研究图形图像与精确测量.:.天 文研究与技术 卷顶距是天体与天顶之间的角距离 天顶距越大 大气折射越大 然而 大气折射造成天体的视方向与真实方向产生偏差 影响天体位置测量 并且由大气折射造成的扭曲项是光学扭曲的重要项 文求解了大气折射扭曲项对暗能量相机天体测量定标的影响 因此 本文认为天顶距可能在一定程度上影响几何扭曲模型的变化 本文采用文提出的方法求解几何扭曲模型 参考最新发布的 星表进行数据归算 并考虑较差颜色折射效应的影响 计算出不同时间点观测的几何扭曲模型 试图发现几何扭曲模型随观测天顶距变化的规律 本文希望通过该规律
6、能够为后续的几何扭曲求解提供一定的便利 即通过较少次数定标场的观测计算 图像在其他时间的几何扭曲 从而有效地节约望远镜观测定标场的时间 降低望远镜观测定标的频率 观测资料本文采用云南天文台丽江观测站 光学望远镜在 年 月 日 日对疏散星团 与近地小行星 观测的资料探究几何扭曲模型的变化规律 观测所用望远镜和 的详细参数见表 本文选取 组不同天顶距抖动观测的密集星场的资料(视场中大约能观测到 颗恒星)其中包括 帧 星团图像(原用于视场定标)帧近地小行星 图像(原用于高精度位置测量)具体的观测资料如表 表 望远镜和 参数说明 /()()/(/)表 观测资料概要 /()/()/()/()/()/()
7、/()/()/()/()/()/()方 法 视场定标对于每幅 图像 采用如下步骤进行天体测量归算 首先 对图像进行平场与本底校正 并裁剪图像的边缘区域 裁剪后的图像像素大小为 然后通过二维高斯定心算法测量每个星像的像素坐标位置 并将像素坐标位置与 星表提供的位置信息进行匹配 在星表匹配过程中 为避免双星系统导致的位置误差 本文剔除了()值大于 期陈 筱等:云南天文台 望远镜几何扭曲变化初步探究 的恒星 将匹配到的每颗恒星转换到观测时刻的站心视位置 并考虑大气折射等天体测量效应再通过中心投影公式得到每个星像的标准坐标 最后 使用加权模型求解四阶多项式底片常数模型得到每幅 图像的定标参数 根据求解
8、的底片常数模型计算每个星像的观测位置 本文归算了不同时刻的观测资料 对于每组资料 计算得到了每颗恒星的残差()和标准差 较差颜色折射效应校正由于光在空气中的折射率与波长有关 不同波长的光在天顶方向受到不同的折射 使得不同恒星的光穿过地球大气时折射为不同的光谱 因此 具有不同光谱的天体成像位置受到不同程度的大气折射影响 这种现象称为较差颜色折射 该现象可能导致目标天体的位置测量结果包含沿天顶方向的系统误差 本文使用的观测资料均采用 滤光片拍摄 该滤光片受较差颜色折射影响较为严重 为了求出更准确的几何扭曲模型 本文首先通过文提出的较差颜色折射改正方法消除每个星像受较差颜色折射的影响 首先 参考 星
9、表恒星的位置与测光信息项(色指数)匹配图像中的每个星像 根据星表中的天体测量数据 转换到地平坐标系中的视位置(包含大气折射)得到每颗测量星的地平高度和方位角 然后 通过加权的四阶多项式底片常数模型归算得到每颗恒星的残差 使用一阶多项式()()()拟合色指数和地平高度方向的残差之间的关系 其中 表示参考星的色指数 为观测资料的天顶距 和 是拟合参数 通过加权最小二乘法进行拟合 求解较差颜色折射改正系数 和 改正恒星在高度方向的残差 最后 对每个星像的像素坐标位置进行校正本文对 组观测资料均进行了较差颜色折射改正 图 给出了较差颜色折射改正前后资料集 在天顶距方向的残差随色指数的变化情况 通过()
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