Automatyczna identyfikacja obiektów odwzorowanych na

PR ACE IN ST Y T U T U GEODEZJI I K A R TO G R AFII
Т о т X X I I I , Z e s z y t 2(53), 1976
K A Z I M I E R Z A. C ZA R N E C K I
J E R Z Y B. R O G O W S K I
[77.072:629.785] :681.3.04
Automatyczna identyfikacja obiektów odwzorowanych
na fotogramach obserwacyjnych sztucznych satelitów' Ziemi
1. W prow adzenie
Identyfikacja obiektów odw zorow anych na fotogram ach satelitarn y ch
jest jednym z podstaw ow ych ogniw system u inform atycznego „CORSAT-S ystem ”, zaprojektow anego przez autorów [1] i ujm ującego kom plekso­
wo problem y opracow ania w yników fotograficznych obserw acji sa te lita r­
nych. W trakcie pracy nad system em w ynikła potrzeba dość istotnych
zmian organizacyjnych dotychczas stosow anego procesu redukcji fotogra­
ficznych obserw acji satelitarnych [5], [6].
Zm iany te rzu tu ją zasadniczo na ekonom ikę całego procesu opracow a­
nia fotogram ów i konstrukcję algorytm u identyfikacji, a w zw iązku z tym
należy je mieć na względzie stosując niżej opisany algorytm .
1. A lgorytm identyfikacji pow inien być uniw ersalny i służyć zarów ­
no do opracow ania obserw acji satelitów jasnych, jak i słabych. Pow inny
istnieć możliwości prostej ad aptacji algorytm u dla różnych technik obser­
w acyjnych i technik pom iaru fotogram ów (koordynatom etrów ).
2 . K ontrola błędów w ynikających z wad fotogram u i pom yłek w po­
m iarach pow inna być w ykonana we w stępnej fazie opracow ania. W yniki
kontroli m ają stanow ić k ry teriu m kw alifikujące fotogram .
3. P otrzebna jest wysoka dokładność identyfikacji gwiazd: różnice
m iędzy w artościam i uzyskanym i w trakcie identyfikacji i w artościam i ka­
talogowym i nie pow inny przekraczać kilku sekund łuku. Taka dokład­
ność identyfikacji znakom icie upraszcza przygotow anie danych do n astęp­
nych etapów opracow ania, a także daje poważne oszczędności czasu pracy
kom putera, gdyż w artości popraw ek refrak cy jn y ch i ab erracy jn y ch moż­
na obliczać jednokrotnie dla całego procesu astrom etrycznego opraco­
wania.
K a z im ie r z A. C zarnecki, J e rz y B. R o g o w sk i
blok wymienny z podprogramem
READARK
104
A u to m a ty c z n a i d e n t y fi k a c ja na fo tog ram a ch SSZ
O
T ran sfo rm acja x , y —► è.-n
g w iazd oporowych
PERFO ­
RATOR
Obliczenie cc, 8
gwiazd oporowych
Obliczenie cc,&
na epokę katalogu
(2.15)
W yprowadzenie
danych o fotogram ie
i wielkości pomocniczych
(2.17)
I
Uporządkowanie współrzędn. (2.16)
gwiazd wg w z rastajacych cc!
Współrzędne poprawione cc,ó (2.17)
gwiazd identyfikacyjnych
W spółrzędne cc75
gwiazd po identyfikacji
W artości poprawek
refrakcyjnych i a b e racyjn ych
Średnie współrzędne x,y
gwiazd i ślad ów sate lity
Momenty cz a su ekspozycji
ślad ów satelity
cc
I*
( 2 . 17)
W spółrzędne gc, ô
gwiazd oporowych po
identyfikacji
106
K a z im ie r z A. C zarnecki, J erz y В. R o g o w sk i
2. Opis algorytmu
O rganizację procesu wstępnego opracow ania fotogramów i id en ty fi­
kacji gwiazd oporowych ilu stru je schem at blokowy program u IDENTAUT-L. Program IDENTAUT-L został napisany w języku ALGOL-1204, a jego
podstaw owe zadania można podzielić na trzy etapy:
,1 ) obliczenie w artości średnich z w yników pom iarów w spółrzędnych
płaskich x ; y, kontrola popraw ności w ykonania pom iarów, sygnalizacja
błędów, kw alifikacja fotogram u do dalszego opracow ania lub do popraw y
pom iarów,
2 ) obliczenie m om entów ekspozycji śladów satelity i szeregu w artości
pomocniczych, niezbędnych do dalszego opracow ania analitycznego,
3) zasadniczą częścią program u jest obliczenie w spółrzędnych ró w n i­
kow ych gwiazd oporowych na podstaw ie katalogow ych w spółrzędnych
rów nikow ych co najm niej czterech spośród tych gwiazd (nazyw anych da­
lej gwiazdam i identyfikacyjnym i).
Opis algorytm u identyfikacji będziem y prowadzić według schem atu
program u IDENTAUT-L, któ ry ten algorytm realizuje.
2.1. Dmie wej ści owe
1 ) data obliczeń — w artość wspólna dla wszystkich fotogram ów red u ­
kow anych w danym dniu,
2 ) num er fotogram u,
3) data w ykonania fotogram u,
4) m om ent synchroniczny,
5) popraw iony o popraw kę zegara odczyt fotocbronografu,
6 ) liczba p ar znaczków czasowych na fotogram ie,
7) liczba śladów satelity na fotogramie,
8 ) liczba zaobserw ow anych gwiazd oporowych na fotogram ie,
9) liczba identyfikacyjnych gwiazd oporowych,
10 ) tablica zaw ierająca n elem entów, którym i są n um ery gwiazd iden­
tyfikacyjnych (według num eracji pom iarów na koordynatom etrze),
11) tablice danych katalogow ych gwiazd identyfikacyjnych (ak,[).a/c, Sk,
v-ч),
12) w yniki obserw acji w spółrzędnych х , у (na koordynatom etrze Ascorecord) znaczków tłow ych, znaczków czasowych, śladów satelity i śladów
gwiazd.
A u to m a ty c z n a id e n t y f i k a c ja na fo to g ra m a ch S S Z
107
2.2. W st ęp n e opracowanie w y n i k ó w p o m i ar ó w w s p ó ł r z ę d n y c h x, y,
kwal if ikacja fot og ramu
2.2.1. Obliczenie średnich w artości w spółrzędnych x, y w raz z odrzuce­
niem pom iarów obarczonych dużym i błędam i
E tap ten polega na uśrednieniu w yników pom iarów i kontroli czy
S— 1
(1)
gdzie: at — w artość w spółrzędnej z pom iaru w i-tej serii, p —■ n u m er
kontrolow anej serii pom iaru, S —• liczba w szystkich serii, k a — k ry te riu m
aktualne obliczone w/g w zoru (2 )
(2)
k r — stanow i w artość błędu granicznego pojedynczego pom iaru u sta ­
loną na podstaw ie badań koordynatom etru — 0,012 m m dla obrazów sa­
telity i gwiazd oraz — 0,1 m m dla znaczków czasowych.
Jeżeli w arunek określony zależnością (1) nie jest spełniony dla k tó re ­
gokolwiek z pom iarów obrazów: satelity, gwiazd, lub znaczków czasowych,
to obraz taki nie jest b ran y pod uw agę przy dalszym opracow aniu foto­
gram u.
2.2.2. K w alifikacja fotogram u
Sygnalizow ane są kolejno num ery:
•— śladów satelity,
—
obrazów gwiazd (z ew entualnym zaznaczeniem czy pom ijana w dal­
szym opracow aniu gw iazda jest gw iazdą identyfikacyjną),
■
—- śladów znaczków czasowych, jeżeli kontrola w yników pom iaru ty ch
obiektów była negatyw na.
K ontynuow anie obliczeń nie jest celowe, jeżeli błędny znaczek czaso­
w y znajduje siię w obrębie śladu satelity lub jeżeli w yelim inow ano z obli­
czeń taką liczbę gwiazd identyfikacyjnych, że liczba popraw nie pom ie­
rzonych i w stępnie zidentyfikow anych gwiazd jest m niejsza niż 4. W tych
przypadkach fotogram pow inien podlegać pow tórnem u w stępnem u o p ra­
cowaniu.
K a z im ie r z A. C zarnecki, J e rz y В. R o g o w sk i
108
2.3. Obliczenie m o m e n t ó w ek spo zy cj i sat el ity
M om enty ekspozycji obliczane są za pomocą wzorów zalecanych przez
in stru k cję obsługi kam ery AFU 75 [2].
Ti = t+ ż —l+ 0 ,0 1 s
+ 3 -l) +№ },
\ * Cj
Tj =
fare tg
2* L
z
Y Si
1 cj+l
— arc tg (
,— ^ - S
+ b t + X s i S k,
'Z f j / z +Y|,- + Z R /J
=
YS i~
=
У с ~f" n 0>
(3)
I
(4)
— x c,
gdzie:
Tj — m om ent ekspozycji i-tego śladu satelity,
j —- num er znaczka czasowego o w artości w spółrzędnej Y n a j­
bliższej w artości w spółrzędnej Y i-tego śladu satelity, lecz m niejszej
od tej w artości,
Y Cj — w spółrzędna Y j-tego znaczka czasowego,
t — odczyt fotochronografu popraw iony o w artość popraw ki ze­
gara,
Y Si — w spółrzędna Y i-tego śladu satelity,
x c, Ус — w spółrzędne środka optycznego fotogram u,
n 0 — nachylenie m igaw ki względem osi optycznej kam ery w poło­
żeniu zerowym,
S k — skręcenie osi szczeliny migawki,
t —- opóźnienie,
R — prom ień migawki,
f — ogniskowa kam ery,
Z — odległość osi obrotu m igaw ki od stołu kam ery.
2.4. Obliczenie po pr awi on yc h wartości w sp ó łr z ęd ny c h х, у
W spółrzędne śladów gwiazd i satelity na fotogram ie należy odnieść do
środka optycznego fotogram u przy pomocy zależności:
Ax = x p—x c;
А у = Ур-Ус,
(6)
gdzie:
a'p, y p — pom ierzone w spółrzędne tłow e śladu gwiazdy lub satelity.
K olejną czynnością jest popraw ienie tych w spółrzędnych ze względu
na w pływ dystorsji. W ykorzystano następujące w zory [4]:
X =
Ax
-f-
Ах
(Д а :2 +
Ay2) с г
+
Ах
(Д х 2+
Ay"1) с2,
у = Ау + Ау (Ах2 + Ау2) Ci -f Ay (Ах 2 f Ay2) c2,
A u to m a ty c z n a i d e n t y f i k a c ja n a fo to gra m a ch S S Z
109
gdzie:
Ci, c 2 — są to tak zw ane w spółczynniki dystorsji radialnej,
X , y — w spółrzędne tłow e popraw ione ze w zględu n a w pływ p a ra ­
m etrów optycznych kam ery.
2 5. Obliczenie eul er ows ki ch k ą t ó w precesji, czasu g w iaz dow eg o i stałych
Bessela
Wielkości te są funkcją czasu wyrażonego przez datę juliańską. P rz e ­
liczanie daty w yrażonej w latach, m iesiącach i dniach w ykonyw ane jest
za pomocą ogólnie znanych zasad.
Obliczenie eulerow skich kątów precesji Ç0> z, Q w ykonuje się przy po­
mocy wzorów:
'Co = 23,04952"t + 0,302" • 10 4t 2+0,018" • 10~ 6t:!,
z = 23,04952"t + 1,095" • 10 4t 2+0,018" • 10” 4 ' \
(8 )
Q = 20,04258"t —0,427" • 10 4t 2-0 ,0 4 2 " • 10~ 6t :i,
gdzie: t — in terw ał czasu liczony w latach zw rotnikow ych od 1950.0 do
początku roku zw rotnikow ego epoki obserw acji.
Obliczenie średniego czasu gwiazdowego m om entu ekspozycji fotogra­
m u odbywa się za pom ocą następującego algorytm u:
S 0 = 18h 38m 45,836ls+ 8640 184,542ST + 0,0929ST 2,
S = S 0+ 1,002 737 903 3 • T U -Я ,
(10)
gdzie:
S 0 — czas gwiazdow y G reenw ich o 0h TU,
T — in terw ał czasu liczony w stuleciach juliańskich (po 36525 śre d ­
nich dób słonecznych) od epoki 1900 styczeń 0d 12h TU,
S — czas gwiazdowy m iejscowy,
Я — długość geograficzna m iejsca obserw acji liczona w k ieru n k u za­
chodnim.
W artość in terw ału czasu T wygodnie jest obliczyć za pomocą wzoru
T _
JD —2415020,0
36525
gdzie: JD —• data juliańska odpow iadająca dacie kalendarzow ej w ykona­
nia obserw acji.
Obliczenie w spółczynników C, D Bessela jest w ykonyw ane za pomocą
uproszczonych wzorów, w których pom inięto w pływ planet na ru ch o rb i­
110
K a z im ie r z A. C zarnecki, J.erzy В. R o g o w s k i
taln y Ziemi. Je st to dopuszczalne, gdyż w ynikający z tego błąd nie prze­
kracza 0,03".
С = —20,497" cos e cos Q ,
(IZ)
D = -2 0 ,4 9 7 " sin O
gdzie: Q — praw dziw a długość ekłiptyczna Słońca; e — średnie nachy­
lenie rów nika do ekliptyki.
W artości te można obliczyć za pomocą wzorów:
© = L + 2e sin (7+ —- e 2 sin 2 g ,
e = 23°27'08,26"-46,845"T.
(13J
(14)
W ielkości w ystępujące we wzorze (13) oznaczają kolejno:
L — średnią długość ekliptyczną Słońca,
e — m im ośród orbity Ziemi,
g — średnią anom alię Słońca.
W ielkości te obliczono ze wzorów Newcomba:
L = 279 °41'48,04"+ 129602768,13"T + 1,089"T2,
(15)
e = 0,0167510-0,0000418T,
(16)
g = 358°28'33,04" + 129596579,10"T —0,54"T2.
(17)
2.6. Poprawi enie w sp ó łr z ęd ny c h r ó w n i k o w y c h gwi azd i d en t y f i k a c y j n y c h
o w p ł y w ruchów w ła sn yc h oraz r efrakcji i aberracji
Do obliczenia popraw ki ze względu na ru ch w łasny potrzebny jest in ­
terw ał czasu (t) w yrażony w latach zw rotnikow ych, poczynając od epoki
katalogu (1950.0) do m om entu w ykonania fotogram u.
Obliczenie to w ykonano za pomocą wzoru
W spółrzędne gwiazd identyfikacyjnych zostały popraw ione o w pływ
ruchów w łasnych za pomocą następujących zależności:
aj = a(j + At uaA.
Si = bk+ At (ig/c.
(19)
P opraw ki do katalogow ych w spółrzędnych gw iazd identyfikacyjnych
z e w zględu na w pływ refrak cji i ab erracji rocznej należy obliczać za po­
A u to m a ty c z n a id e n t y f i k a c ja na fo to g ra m a ch S S Z
111
mocą średnich w spółrzędnych rów nikow ych d la epoki obserw acji. W celu
wyliczenia w artości tych w spółrzędnych w ykorzystano obliczone w 2.5
k ą ty Eulera. N astępnie obliczono w spółrzędne gw iazd popraw ione ze
w zględu na w pływ precesji posługując się następującym i w zoram i [3]:
A0 = а /с~Ь^о,
p = sin Q |tg S^ + tg y Q cos A 0j ,
Да = arc tg j, pU ülil
sin
л I)
1 —p cos A 0J
tg ~ Q cos
( 20 )
A a +A o j
До = 2 arc tg
1
.
cos у Да
oraz:
а 0 = A 0+ A a + z + [xoAt,
ô0 = ôk+AS+}XjAt.
(21 )
Popraw ki do w spółrzędnych rów nikow ych ze względu n a w pływ re ­
frakcji astronom icznej (Aar, A8 r) obliczono przy pom ocy powszechnie zna­
nych wzorów:
z = arc cos [sin cp sin S0+ c o s Ф cos ó 0 cos ( S ~ a 0)],
(22 )
r = 61,1 3 "tg z -0 ,0 8 7 "tg 3z
(23)
oraz
r cos œ sin (S —a0)
Дar = ----- —--------- 5------- ,
sm z c o s o0
sintpcosSo —costpsinc0cos (S —a0)
Aor = r ------ 1-----------------1-------------------------,
sin z
. .
(24)
w k tórych
ф — szerokość geograficzna m iejsca obserw acji,
r — w pływ refrak c ji n a odległość zenitalną,
z — odległość zenitalna.
N atom iast w artości popraw ek ze względu n a w pływ ab e rra cji rocznej
(Aetab, Aóab) obliczano z wzorów:
Ааа0 = С cos а 0 sec ô0+ D s m a 0 sec ó0,
Abah = С (tg s cos ó 0—sin ó0 sin ct0) + D sin 50 cos a 0.
(25)
K a z im ie r z A. C zarnecki, J e rz y В. R o g o w s k i
112
W artości w spółrzędnych rów nikow ych (a, ó) potrzebne do dalszego
opracow ania num erycznego, obliczono w n astępujący sposób:
a = Oj + Attr + Aaab,
Ô = ô i+ A ^ + A ô ,ab-
2.7. Obliczenie pr zy bl i żo ny c h ws p ół rz ę dn y ch r ó w n i k o w y c h środka
fot ogramu
Przybliżone w spółrzędne rów nikow e środka fotogram u (A, D) obli­
czam y jako:
f r
D =
(27)
n
;=i
gdzie: A, D — w spółrzędne rów nikow e środka fotogram u, n — liczba
gwiazd użytych w procesie identyfikacji.
2.8. Obliczenie w spó łr z ędny c h i dealnych g wi az d i de n ty fi k ac y jn yc h
W spółrzędne idealne i, r) w szystkich gwiazd identyfikacyjnych liczy­
m y za pmocą następujących w zorów [4]:
. _
^
cos 8 sin (a —A ) q"
sin S sin D + c o s o cos D cos (a —A)
(28)
_ sin 8 cos D —cos S sin D cos (л —A) „
sin S sin D + cos 8 cos D cos (x —A) ^
2.9. Obliczenie p a r a m e t r ó w transformacji afinicznej
Do przeliczenia w spółrzędnych płaskich x, у n a w spółrzędne idealne
£, Tl zastosowano transform ację afiniczną, znaną w astrom etrii fotogra­
ficznej pod nazw ą liniow ej m etody T urnera. W yznaczenie param etrów tej
A u to m a ty c z n a i d e n t y f i k a c ja na fo tog ra m a ch SSZ
113
transform acji polega na rozw iązaniu m etodą najm niejszych kw adratów 2 n
rów nań błędów o postaci:
= P 1x i + P 2y i + P 5- i i .
v ^ = Рг^1 + р ^Уг + р ч - г { .
gdzie: P h P 2 ... P 5, P 6 — p a ra m etry transform acji, n — liczba gwiazd
identyfikacyjnych.
2.10. Kont rol a dopasowania środka fot ogr amu
Obliczenie w spółrzędnych idealnych jest realizow ane przez proces iteracyjny. W ażne jest, aby położenie p u n k tu odpowiadającego środkow i fo­
togram u na sferze niebieskiej znane było z błędem nie przekraczającym
± 10". Dlatego też konieczna jest kontrola czy
|Р 52+ Р В2 К 1 0 0 .
(30)
Jeżeli k ry te riu m to nie jest spełnione, to obliczane są popraw ki (AA
i AD) do w spółrzędnych rów nikow ych środka optycznego negatyw u za
pomocą zależności:
AD = P 6,
AA =
15
P 5 cos [D-j-AD).
(31)
Po popraw ieniu w spółrzędnych A i D w ykonuje się kolejny cykl iteracy jn y (od p u n k tu 2 .8 ., patrz schem at blokow y program u).
2.11. Tr ansformacj a afiniczna g w i a z d i d e n t y f i k a c y j n y c h
W celu skontrolow ania popraw ności obliczenia param etrów tra n sfo r­
m acji w ykonuje się transform ację gwiazd id entyfikacyjnych przy użyciu
wzorów:
= P iX i + Püt/i + Ps,
(32)
Tl, = P 3X ; -f Р 4У г+ Р 6.
2.12. Kont rol a różnic w s pó ł r z ę d n y c h g w i az d p r z ed i po t ransformacji
oraz eliminacja g wi az d błędnie z i de nt y f i k o w a n y c h
Dla w szystkich gwiazd identyfikacyjnych liczone są błędy pozorne
3 P r a c e I n s ty tu tu — T om X X III
K a z iv iie r z A. C zarn ecki, J e rz y В. R o go w sk i
114
v rM= Tlł-TH-
oraz
v t = I |/ u ? ( -f v 2^ I.
(34)
Z kolei w ybiera się najw iększą w artość (ш ах v t) i porów nuje się ją
z w artością graniczną p rzy jętą jako rów ną 1 0 ”.
J eżel-i
m ax v t > 1 0 " ,
(35)
to г-ta gwiazda elim inow ana jest z dalszych obliczeń.
Jeżeli liczba gwiazd identyfikacyjnych po tej elim inacji jest większa
od 3, to należy pow tórzyć obliczenia opisane w punktach od 2.9., do 2.12.
Proces iteracji pow tarzany jest tak długo aż k ry te ria (30) i (35) są speł­
nione, zaś liczba gwiazd identyfikacyjnych pozostaje w iększa od 3. W przy­
padku m niejszej liczby gwiazd proces w yznaczania p aram etrów tra n sfo r­
m acji afinicznej traci sens i obliczenia pow inny zostać przerw ane.
2.13. Transformacja w s p ó ł rz ę dn y ch x, у i d en t y f i k o w a n y c h gwi azd
op or o wy ch na w spó łr z ędne idealne tych g wi azd
T ransform acja identyfikow anych gwiazd oporow ych w ykonyw ana jest
za pomocą wzorów (32).
2.14. Obliczenie w sp ół rz ę dn y ch r ó w n i k o w y c h (a, ó) g w ia zd opo rowych
Obliczenia w ykonuje się za pomocą następujących wzorów:
a = Л -j-arc tgo = arc tg
£С
co iD —TjsinD ’
sin D + Yj cos D
cos (a —A) .
cos D —r, sin D
(36)
2.15. Obliczenie w s p ó ł r z ę d n y c h r ó w n i k o w y c h gw iaz d o po r o w y c h na epokę
katalogu
W spółrzędne rów nikow e gwiazd oporow ych po identyfikacji obarczone
są w pływ em refrak c ji i a b erracji rocznej. Do obliczenia popraw ek ze
względu na refrak c ję i a b errację konieczna jest znajom ość w spółrzędnych
A u t o m a t y c z n a i d e n t y f i ka c j a na f o t o g r a ma c h SSZ
115
średnich na epokę obserw acji. W ykorzystując w zory przedstaw ione
w punkcie 2 .6 . w ykonano kolejno następujące obliczenia:
•— obliczenie przybliżonych w artości popraw ek Aa, AS ze w zględu na
w pływ refrak cji i ab e rra cji (wzory: (22), (23), (24), (25)),
•— obliczenie przybliżonych w artości średnich w spółrzędnych na epokę
katalogu a p, 5p według wzorów:
ap = a —Aur —-Aaa[),
bp
ô
Aôr
Na podstaw ie tych w spółrzędnych obliczono (za pomocą w zorów (20)
i (2 1 )) przybliżone w artości średnich w spółrzędnych rów nikow ych na
epokę obserw acji, a na ich podstaw ie obliczono ostateczne w artości p o p ra­
w ek ze w zględu n a refrak cję i ab e rra cję (za pomocą w yżej cytow anych
wzorów).
W artości w spółrzędnych rów nikow ych {a^, bk) gwiazd oporow ych na
epokę katalogu otrzym am y na podstaw ie następujących wzorów:
a
Aa,.
Aanb,
(38)
= S— Д0Г— Abab.
2.16. Por ządkowani e g w i a z d o po r o w y c h w e d ł u g w z r a s ta j ąc y ch
r ekt as ce nz ji
N astępnym etapem pracy jest uporządkow anie gwiazd w kolejności
w zrastających w artości rektascenzji. Dysponow anie w ykazem w spółrzęd­
nych gwiazd tak uporządkow anych w y d atn ie zm niejsza pracochłonność
przygotow ania danych katalogow ych do dalszego opracow ania, poniew aż
w takim w łaśnie porządku ułożone są katalogi igwiazd.
2.17. W y p r o w a d z e n i e w y n i k ó w i dent yfi kacj i
W yniki identyfikacji w yprow adzane są za pomocą dw óch urządzeń pe­
ry fe ry jn y c h kom putera ODRA-1204: d ru k ark i w ierszow ej oraz perfo rato ra
taśm y papierow ej. Na d ru k ark ę w pow adzane są dane o fotogram ie, w y­
niki kontroli pom iarów , inform acje dotyczące kw alifikacji fotogram u
(2 .2 . 1 , 2 .2 .2 ) oraz w yniki iden ty fik acji gwiazd oporow ych (z pom inięciem
gwiazd identyfikacyjnych), w kolejności w zrastających rektascenzji. Na
tabulogram ie przew idziano m iejsce na w ypisanie z katalogu popraw nych
końcówek w spółrzędnych oraz ruchów w łasnych gwiazd (rys. 1 ).
a*
116
K a z im ie r z A. Czarnecki, J e rz y В. R o g o w s k i
N atom iast na taśm ę perforow aną w yprow adzane są, w niżej podanej
kolejności, dane potrzebne do dalszego num erycznego opracow ania n eg a­
tyw u. Są to:
1) Dane o fotogram ie i wielkości pomocnicze:
1 ) num er fotogram u,
2) liczba popraw nych gwiazd oporowych,
3) liczba popraw nych śladów satelity,
4) m om ent synchroniczny,
5) czas gwiazdowy m om entu ekspozycji,
6 ) w spółrzędne rów nikow e środka fotogram u,
7) nachylenie ekliptyki do rów nika,
8 ) wielkości redukcyjne Bessela,
9) eulerow skie kąty precesji.
2) Dane dotyczące obrazów gwiazd oporowych i śladów satelity:
10 ) w spółrzędne a, ô gwiazd identyfikacyjnych popraw ione o w pływ
refrak cji i aberracji,
1 1 ) w spółrzędne a, ô identyfikow anych gwiazd oporowych uzyskane
w procesie identyfikacji,
12 ) w artości popraw ek do w spółrzędnych gwiazd oporowych, w y n ik a­
jące z w pływ u refrak cji i aberracji rocznej,
13) uśrednione w spółrzędne x, y gwiazd oporowych i śladów sa te lity
popraw ione o w pływ p aram etrów kam ery,
14) m om enty czasu ekspozycji śladów satelity.
*
*
*
Program IDENTAUT-L, realizujący opisany algorytm w stępnego opra­
cowania fotogram ów satelitów jasnych w ykonanych kam erą AFU 75 i po­
m ierzonych koordynatom etrem Zeissa Ascorecord, został napisany przez
autorów w języku ALGOL-1204. Realizacja program u przez k o m p u ter
ODRA-1204 dla fotogram ów zaw ierających 254-30 gwiazd oporowych
trw a około 3 m inut. U zyskane w w yniku identyfikacji w spółrzędne rów ­
nikow e gwiazd oporowych nie odbiegają, w zasadzie, od w artości katalo­
gowych więcej niż 3".
P rogram zostanie opublikow any w początku 1977 ro k u w raz z zespo­
łem program ów wchodzących w skład system u „CO RSA T-System ” [1].
C zytelnicy zainteresow ani program em mogą skorzystać z niego wcześ­
niej, porozum iew ając się z autoram i lub z Zakładem A stronom ii In sty tu ­
tu Geodezji i K artografii.
] 17
A u t ornaty cze i d e n t y f i k a c je na f o to g r a m e tr SSZ
BATA
FOTOGMM
ra m
SLAB
ME
4757
KONTBOLI
SA TELITY
OBRAZY
1975. 12 os
0BLICZXM
DANYCH
NB
RS
BŁĘDNYCH
POMIAR OW
GWIAZD
12,
17,
ZNACZKI
13»
GW
IDENT
CZASOWE
WSPOŁBZEDNE
GWIAZD
DA
PO
ID EN T YFIK A C JI
NB
ALFA
19
2 35 21«0
.
*
.
44 20 4 ?
»
,
.
16
2 37 21.8
»
,
».
43 52 37
.
,
«
20
2 38 28®7
.
»
.
*5 16 53
»
9
.
9
2 48 24*1
.
»
.
4% 51 15
8
2
52 4 ? «0
»
9
o
44 46 50
6
2 54 3 1 .4
*
»
MIA
Rys. 1
DELTA
46 2? 41
MID
DD
BIBLIOGRAFIA
[1] Czarnecki K., Ro g o ws k i J.B.: K oncepcja system u autom atycznego opracow ania
fotograficzn ych o b serw acji S ztu czn ych S a telitó w Z iem i, P race IG iK , Tom X X III,
Z eszyt 2 (53), 1976.
[2] Instrukcja. T iechniczeskije ukazanija po w y czislien iju i u raw n iw an iju koordinat
p un któw po riezultatam nabludienij p assyw n ych ISZ fotou stan ow k oj A FU -75.
[3] Błażko S.N.: K urs Sfieryczesk oj A stronom ii, M oskw a 1948.
[4] B ogu sław sk aja J.J.: F otograficzesk aja A strom ietrija, M oskw a 1947.
[5] Firago B. A. : M ietodyka astronom iczeskoj obrabotki synchronnych n abludienij
ISZ, N abludienija ISZ, No. 2, 1963.
[6] M ietody W yczislien ija T opocentryczeskich K oordinat Isk u sstw ien n ych S p u tn ik ó w
Z iem li po ich F otograficzesk ich N abludienij ach, Interkosm os, M oskw a 1969.
Re c e n z owa ł prof, dr hab. W i e s ł a w Op a l s k i
R ękopi s złożono w Re d a k cj i w s t y c zni u 1967 r.
К А ЗИ М Е Ж А. ЧАРНЕЦКИ
Е Ж И В. РОГОВСКИ
АВТОМ АТИЧЕСКОЕ ОТОЖ ДЕСТВЛЕНИЕ ОБЪЕКТО В
ВОСПРОИЗВЕДЕННЫ Х НА Н А БЛЮ ДА ТЕЛЬНЫ Х ФОТОГРАМ М АХ
ИСКУССТВЕННЫ Х СПУТНИКОВ ЗЕМ ЛИ
Ре з юме
П редставлен алгорифм вступительного процесса обработки спутниковы х ф о ­
тограмм и отож дествления опорны х зв езд. К онструкция алгорифма подчинена
конструкции
автоматической
системы обработки
спутниковы х
фотограм м
„C C R S A T -S ystem ” представленной авторами в работе [1].
К основным задачам описанного алгорифма принадлеж ат:
1) всесторонний контроль исходны х данны х, являю щ ихся основной частью
инф орм ации пополняю щ ей целую систему автоматической разработки спутнико­
вых фотограмм,
2) квалиф ицирование качества спутниковы х наблюдений на основе р е зу л ь ­
татов изм ерений прямоугольны х координат объектов воспроизведенны х на ф о ­
тограмме и принятие реш ения относительно дальнейш ей обработки и исп ол ьзо­
вания фотограммы,
3) преобразование сбора исходны х данны х — результатов изм ерений ф о т о ­
грамм, в ф орм е зависимой от программы наблю дений и техники изм ерения ф о т о ­
граммы, в сбор инф орм ации необходим ой для дальнейш ей аналитической обра­
ботки. В системе „C O R SA T -System ” исходны е инф орм ации не зависят от програм­
мы наблю дения и техники изм ерения. В состав этой инф орм ации входят:
—
средние величины прямоугольны х координат зв езд, следов спутника и м е­
ток времени,
-— моменты экспозиции следов спутника,
4) вы числение вспом огат!льны х величин пригодны х в процессе иден ти ф и к а­
ции зв езд, как и при дальнейш ей аналитической ебработке. Это сл едую щ ие
данные:
— среднее звездное время синхронического момента,
— экваториальны е координаты середины фотограммы,
— редукционны е величины Б есселя,
— эулеровские углы прецессии,
— поправки к координатам опорны х зв езд принимая во внимание реф ракцию
годичную и аберрацию.
5) отож дествление опорны х зв езд на основе данны х к атал ож ны х координат
по крайней мере четы рех зв езд восп роизведенны х на фотограмме.
6) вы ведение результатов отож дествлен ия в зависимости от их дальнейш его
использования:
— ка компьютерном носителе инф орм ации тех результатов, которы е будут
пригодны при дальнейш ей аналитической обработке.
—• на печатной машине результатов контроля фотограммы и списка экваторияльны х координат идентиф ицированны х звезд, оставленного в ф орм е табуля­
граммы, приспособленной для дополнения ей информациями необходим ы м и при
дальнейш ей обработке.
Задачи, описанны е в пунктах 1, 2, 3, реш ены с пр едназначением обработки
фотограмм ярких спутников, наблю даем ы х камерой A FU -75 и изм еренны х с по­
мощью координатометра A scorecord ф ирм ы Z eiss. П редставленны й алгорифм со з­
дан на основе методов известны х в ф отогр аф ической астрометрии и публикаций,
касаю щ ихся фотограмм вы полненны х камерой A FU -75 [2], некоторы е ф рагм енты
алгорифма разработаны авторами.
Главную мысль алгорифм а м ож но и зл ож ить следую щ им образом:
1) учиты вая экономику астром етрического процесса обработки ф отограмм,
сл едует в ф а зе вступительной обработки выполнить весь контроль результатов
измерений и на их основе оценить пригодность ф отограмм для дальнейш ей об­
работки.
2) по этому ж е поводу сл едует обеспечить достаточную точность и ден ти ф и к а­
ции, так чтобы возм ож но было использование значений вспом огательны х величин,
вы численны х в процессе идентиф икации, так ж е в дальнейш ей части обработки.
3) конструкция алгориф м а имеет возм ож ность простой адаптации для обра­
ботки фотограм м вы полненны х другими программами (например, слабы ми спут­
никами) и с помощ ью други х камер.
П редставленны й алгориф м вы полняет эти условия. А лгориф м создан в виде
программы с названием ID E N T A U T -L на язы ке ALG OL-1204. В рем я работы про­
граммы при обработке ф отограмм сод ер ж а щ и х 25-нЗО опорны х зв езд составляет
около 3 минут. Величины координат, являю щ иеся результатам идентиф икации, не
отходят — в основном — от катал ож н ы х величин больш е чем на 3".
Программой ID E N T A U T -L м ож но пользоваться по соглаш ению с авторами
или с Отделом астрономии Института геодези и и картограф ии.
K A Z I M I E R Z A. C Z A R N E C K I
J E R Z Y В. R O G O W S K I
AUTOMATIC IDENTIFICATION OF OBJECTS REPRESENTED
THE ARTIFICIAL EARTH SATELLITES OBSERVATION
PHOTOGRAM M ES
ON
Summary
A lgorithm of th e p relim in ary elaboration process o f sa te llite p h otogram m es and
o f referen ce stars id en tification is introduced in this paper. T he stru ctu re of the
algorithm has been sub jected to the conception of the sa tellite p h otogram m es
autom atic elaboration system — „C O R SA T -System ”, discussed by th e authors in [1].
T he basic tasks o f th e above m entioned algorithm are th e follow in g:
1) v ersa tile controls o f the in p u t data being an essen tia l part of the in form ation ,
feed in g the w h ole sy stem of sa tellite photogram m es autom atic elaboration;
2) evalu ation o f the q u a lity of sa tellite observations on the b asis of the resu lts
of orthogonal coordinates m easu rem en ts of an object represented on a p h otogram m e
and d ecision concerning further elaboration and application o f the photogram m e;
3) transform ation o f the input data set (photogram m e m easu rem en t resu lts o f
a figu re depen din g o n the observation program m e and photogram m e m easu rem en t
m ethod) into a set of inform ation required to further an alytic elaboration. In
„C O R SA T -System ” th e input data do not depend on th e observation p rogram m e
and m easu rem en t m ethod. T hese inform ations com prise the follow ing:
— m ean valu es of orthogonal coordinates of stars, o f sa te llite trail, and tim e
m arks,
— m om ents o f sa tellite trail exposure.
4) calculation of a u xiliary v a lu es u sefu l both in star id en tification p rocess and
in fu rth er an alytica l elaboration, com prising the fo llo w in g data:
— m ean sidereal tim e o f the synchronic m om ent,
— equatorial coordinates of a photogram m e centre,
— B eselian num bers,
— E uler’s p recession angles,
— corrections to reference stars coordinates due to annual abberation and
refraction.
5) referen ce stars id en tification on the basis of catalogue coordinates d ata o f at
lea st four stars projected on a photogram m e,
6) d eriviation o f id en tification results w ith respect to their further application:
— on a com puter data carrier o f th ese resu lts w h ich w ill be u sefu l in fu rth er
an alytic elaboration,
— on a printer of the photogram m e control resu lts and of sp ecification o f
equatorial coordinates o f stars, prepared in the form o f a tab le adapted to its
com plem entin g w ith inform ation required in furth er elaboration.
The tasks sp ecified in 1,2,3 have been developed to elaborate photogram m es o f
bright sa tellites observed w ith A FU 75 cam era and m easu red w ith A scorecord
coordinatom eter m anufactured by the C. Z eiss-Jen a. P resen ted algorithm has b een
d evelop ed on the basis o f know n photographic astrom etry m ethods and p u b lication s
concerning photogram m es m ade w ith A FU -75 cam era (2); som e fragm en ts of the
algorithm w a s elaborated by the authors of this paper. The cen tral idea of the
algorithm can b e sum m ed up in the fo llo w in g w ay:
1) due to econom y of p h otogram m es astrom etrical elaboration all con trols of
the m easu rem ent resu lts should be co n clu d ed in the stage o f (preliminary elaboration.
The u seb ility of p h otogram m e for fu rth er elaboration should b e evalu ated on the
sam e basis,
2) due to the sam e reason proper p recision o f id en tifica tio n should be w arran ted
in order to m ake it possib le to u se the au x ilia ry v a lu e s calcu lated in the course o f
stars id en tification , also in fu rth er stages o f elaboration,
3) structure of th e algorith m sh ou ld enable its sim p le adaptation in elab oration
of th e photogram m es m ade by d ifferen t program m es i.e.: for fa in t sa te llite s, for
photogram m es m ad e others cam eras etc.
P resen ted algorithm com p lies w ith th ese requirem ents. It w as m a d e in the form
of a program m e called ID E N T A U T -L in the ALG OL-1204 language. T he tim e o f the
program m e operation in the case o f elaboration o f 25-НЗО referen ce stars p h o to ­
gram m es is about 3 m inutes. V alues of the coordinates resu ltin g from id en tification
do not depart, in p rin cip le, from the catalogu e v a lu es m ore than 3".
The ID E N T A U T -L program m e can be used in con su ltation w ith th e authors
of this paper or w ith the A stronom y D epartm ent o f the In stitu te of G eodesy and
Cartography.