文|历史安利官

编辑|历史安利官

天文导星的流程并不复杂，其基本思路就是先测量目标值，再根据目标值的变化量进行反馈量计算，最后根据反馈结果执行变化抑制的控制过程。

因此，大体上分为以下几个部分：星体定位；星体跟踪；偏移计算；偏移校正；赤道仪控制,其中，偏移计算和赤道仪控制的原理比较简单，主要是实现上的问题。

而其它的三个部分则是天文导星成功的关键，要想实现有效的天文导星，在这三个部分还需要解决一些难题。

星体定位

星体定位就是在图像中找到星体的位置。

星体在天文观测所拍摄的图片中大多是一个小而亮的像素集团，大致呈椭圆形，亮度不一，而且很容易变化。

虽然在夜空的暗背景下，星体对于背景的对比度较高，但是图像中同时还存在不可避免的噪声。

那么，第一个问题便是将星体和噪声区分开来，找到真正的星体。

一个比较容易的办法就是设定阈值，将阈值以上的亮斑认为是星体，其它的为噪声。

然而，这又引发了另一个问题，星体的亮度不一，有的亮，有的暗，统一阈值的话就会丟失一些较暗的星体。

似乎采取局部阈值就可以解决这一问题，但是如何计算这一局部阈值则又是一个待解决的难题。

假设找到了图像中的星体，那么如何确定星体的位置则是第二个需要解决的难题。

若按最亮的像素位置来确定星体位置，误差未免有些太大，即需要考虑星体的所有像素对星体的贡献。

但是，如何确定星体所拥有的像素这个问题就被引了出来。

星体有大有小，按照固定的大小来进行计算肯定无法得到好的结果，但是要根据星体大小来确定星体范围听上去有点“先有鸡，还是先有蛋’’的味道。

根据不同的星体使用不同的星体范围就是另一个待解决的难题。

星体跟踪

天文导星流程需要不断获取目标星的位置，为了获取其位置，则应该一直在天文观测图像中寻找特定的目标星，然后获取其位置，并且保证找到的目标星是原来的那颗移动后的结果，即星体跟踪的任务。

在连续的几张天文观测图像中如何找到之间的联系，而寻找一个特定的目标在这几张图片中出现的位置则是这一部分的难题。

虽然有了星体定位的结果，但是算法无法确定一个星体是否和上次找到的星体图像是同一个星体经过移动后产生的结果。

为特定的星体建立其独一无二的特征值则是解决这一问题的思路，不过如何计算并建立特征值的匹配规则还是天文导星实现道路上的巨大障碍。

偏移校正

在导星流程中的计算偏移、赤道仪控制两步中间，还存在着一个偏移校正的步骤。

为什么不直接把计算出来的偏移输出给赤道仪控制模块，让赤道仪直接进行反向补偿呢；也就是说偏移校正直接将输入的偏移输出给赤道仪模块，不做任何的修改。

这样的想法未免太过于简单，没有考虑到现实世界中的种种不完美。

第一个误判是赤道仪的零延迟，赤道仪本身旋转靠的是电机转动，其转速有着标准以及极限。

赤道仪并不是接收到一个指令就能立马得到结果，其电机转动到指定位置需要时间，而同时，星体仍在移动，软件仍在工作。

其结果可能是在电机转动完毕之前，下一个偏移已经计算了出来，并且软件立马对赤道仪发送了第二条指令。

这样的后果便是，控制过程永远无法迗到一个稳定的状态，而星体则在某个位置之间来回振荡。

因此，偏移校正需要修改偏移，避免出现不稳定的现象，其修改方法则是待解决的一个难题。

第二个误判则是赤道仪的零误差移动，赤道仪本身是机械装置，无法实现完美的移动，其齿轮箱的设计更是无法避免使用齿轮必然会有的齿隙问题。

当沿一个方向持续转动时，会累积误差，而且在突然反向转动时，会有一定的空转。

如此一来，天文导星便需要偏移校正这一过程实现误差的考量，然而考虑到误差因素，并对偏移进行相应的修正则是另一个这部分待解决的难题。

这些现实问题必须考虑到天文导星的这一部分实现中，以避免控制过程的不稳定。

同时天文导星还需要考虑到赤道仪本身的种种误差，为误差留下空间和余量。

导星优势与不足

天文导星与赤道仪的目标是一样的，都想将星体固定在观测视野中，让星体不随观测时间的推移而产生漂移现象。

然而，天文导星作为赤道仪方案的改进方案，必定在保持星体位置这一任务上更加的出色，并且克服了赤道仪原有的不足。

相对于原来的赤道仪方案，天文导星方法有如下优势：根据当前星体位置偏移形成的反馈，实时计算赤道仪应有的补偿，比赤道仪方案中的绕固定轴勻速转动更加灵活，更加稳定与精确;

在赤经轴上也做些微的调整转动，防止观测过程中由于赤道仪赤经轴和地球自转轴（赤道坐标系的天球赤经轴）之间的角度差，而导致的星体漂移;

赤道仪方案则是完全仰仗观测前对于赤道仪的调整，无法在观测进行时对赤经轴进行微调，只能任由赤经轴造成的误差越来越大;

考虑了赤道仪本身机械误差，对赤道仪转动误差进行容错设计，防止误差逐步积累，并将误差控制在一定的可接受范围内;

考虑了赤道仪转动本身的时延，使得导星过程在保证准确的同时，不会产生来回振荡，并且对噪声响应过大等不稳定现象;

这些优势足以让天文导星方案，在地面观测远地星体时，替代赤道仪方案成为天文观测者们的首选。

然而，地面观测环境对天文观测的影响还不仅仅是自转所带来的影响。

大气层由于会对星体发射的光线进行散射和吸收，也对天文观测产生了诸如大气扰动，云层遮挡等不利影响。

大气扰动会使得星体在观测图像中产生变形和位移的现象，其形变和偏移没有明显的规律，很难校正。

云层遮挡则会直接使得星体在观测画面中丟失。

天文导星方法对于大气扰动等不规则偏移只能够通过反馈尽量减弱其对星体位置产生的影响，而由于其不规则性，可能对天文导星的反馈过程产生不利影响，使其不稳定。

而云层遮挡等现象则更是天文导星方法无能为力的情况，遮挡后，星体从观测视野中消失，或间断的出现，这可能导致跟踪过程丟失目标，反馈过程断裂，导星失败。

这些不足正是天文导星方法的局限性，天文导星对于这些问题只能尽量减弱其对星体位置的影响，甚至可能根本无能为力。

对于这些问题的解决，则需要其他有别于导星方案原理的方法来提供帮助。

例如，关于大气扰动的削弱，可能需要使用图像处理领域中的图像配准、图像融合技术来解决。

而云层遮挡的问题，其最直接也是最根本的解决方法可能就是哈勃太空望远镜的设计初衷，即脱离地面环境，来到大气层外进行观测。

导星方法

导星方法顾名思义，就是指导跟踪星体的意思，由于星体无时无刻不在运动，那么对跟踪星体的任务来说，随时进行运动的补偿就是必要的。

但是，如前所述，由于赤道仪的转动轴和地轴并不完全重合，甚至有微小的夹角，再加上赤道仪机械传动装置本身的误差，简单的模仿地球自转已经不适合作为地面观测深空星体的方法了。

既然星体的偏移已经不是一个固定的速度矢量，那么就有必要进行随时隨地的测量，并反馈给实际的补偿运动过程。

根据这一思想，人们发展出了导星方法，它的整个过程就是先对天体观测图像进行分析，找出目标星离原始位置的偏移。

然后将这个偏移根据其他条件，如偏移历史等信息进行一些修正，最后反馈给运动机构使其反向运动，达到补偿的目的，并形成了更加可靠的闭环控制系统。

为了实现上述过程，就必须能够快速获得观测图像，以及迅速处理数据，即借助图像传感器和电子计算机的力量。

图像传感器按一定曝光时间捕捉星体图像，然后送给计算机处理，计算机程序通过使用图像处理领域的方法。

在图像数据中找到星体，并根据星体位置的历史记录得到偏移。

接着使用偏移修正算法对此偏移进行校正，最后计算机发送控制命令，让赤道仪根据校正后的偏移进行反向移动，达到校正星体位置偏移的目的。

导星方法的发展和现状

从人们发明导星方法以来，导星方法主要经历了三个阶段：手动导星、电跟自动导星和计算机辅助导星。

手动导星，就是观察者通过观察视野中星体短时间内的微小偏移，调整立于转动装置之上的天文望远镜其指向，来迗到补偿星体偏移的目的。

这样的方法需要观测者时刻注意望远镜视野，并且做微调，非常的不方便，而且需要长时间的经验积累才能够达到较好的导星效果。

电跟自动导星，是继手动导星后人们为了减轻观测者负担，隨着赤道仪的发明而一起问世的导星技术。

人们在转动装置——赤道仪的两个转动轴上，安装了精密的步进电机及配套的齿轮箱。

观测者则只需要事先调整好赤道仪的转动轴朝向，控制电路会自动沿着地．球自转的相反方向，以同样的角速度旋转来补偿星体偏移。

这个方法相比于手动导星方便了许多，但是要保证较好的导星效果，赤道仪的转动轴朝向需要进行精细的调整，尤其是在观察离地球较远的恒星星体时。

计算机辅助导星，则是目前广泛采用的精度最高，且最为方便的一种导星方法。

这一方法随着计算机的发明和广泛应用，尤其是图像处理技术和自动控制技术的发展而逐渐兴起。

它通过实时的观测视频，不断调整赤道仪的指向，以保证星体在视野中的位置不变。

因此，如今的导星方法研究基本都将重点放在了计算机辅助导星的方法上。

为了提高导星的精度和稳定性，研究重点主要又分两个方向，一个是提高星体辨识和定位的精度，即在星体图像上，准确的找到并计算星体的中心位置。

这一方向上的研究主要集中于对星体搜索方法的讨论和比较，如峰值搜索法、固定框搜索法、以及动态框搜索法等。

另一个则是对计算机辅助导星中反馈控制的研究，力图提高控制过程的稳定性，而降低稳态过程中的误差。

参考文献