高鵬飛胡中文 戴松新

(1中國科學(xué)院國家天文臺/南京天文光學(xué)技術(shù)研究所南京210042)

(2中國科學(xué)院天文光學(xué)技術(shù)重點實驗室南京210042)

(3中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

快速傾斜鏡校正系統(tǒng)在天文儀器中的應(yīng)用研究?

高鵬飛1,2,3?胡中文1,2戴松新1,2

(1中國科學(xué)院國家天文臺/南京天文光學(xué)技術(shù)研究所南京210042)

(2中國科學(xué)院天文光學(xué)技術(shù)重點實驗室南京210042)

(3中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

在天文望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)中,通過在望遠(yuǎn)鏡內(nèi)部增加一套圖像跟蹤、校正系統(tǒng),降低大氣湍流低頻擾動和望遠(yuǎn)鏡跟蹤誤差對天文觀測產(chǎn)生的影響,從而保證光路穩(wěn)定,提高系統(tǒng)通光量和觀測效率.系統(tǒng)工作時由CCD相機將星象的圖像信號發(fā)送給控制計算機,控制計算機通過軟件算法計算出實時圖像與參考圖像中的星斑中心偏移量,并反饋給快速傾斜鏡控制器,從而控制傾斜鏡快速擺動,實現(xiàn)光學(xué)校正過程.該系統(tǒng)目前已運行在國家天文臺2.16 m望遠(yuǎn)鏡中,實際運行的測試數(shù)據(jù)表明,在曝光25 ms情況下,校正平均頻率為15 Hz,系統(tǒng)基本可以消除望遠(yuǎn)鏡跟蹤誤差的影響,大氣湍流的擾動影響有一定改善,觀測效率提高了約15%.

大氣擾動,望遠(yuǎn)鏡,技術(shù):圖像處理,方法:觀測,方法:數(shù)據(jù)分析

1 引言

快速傾斜鏡系統(tǒng)是一種作為光源目標(biāo)和接收器之間快速精確控制光束方向的反射鏡裝置,利用分辨率達(dá)納米級的壓電驅(qū)動器或音圈電機驅(qū)動反射鏡,能使光束產(chǎn)生快速、小角度的偏轉(zhuǎn)變化.與傳統(tǒng)的電機驅(qū)動機構(gòu)相比,快速傾斜鏡具有運動慣性小、響應(yīng)速度快、角分辨率精度高的顯著優(yōu)點,在天文望遠(yuǎn)鏡、激光通訊、激光武器、圖像穩(wěn)定系統(tǒng)和自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)等精密跟蹤光束控制領(lǐng)域有廣泛應(yīng)用[1?2].近些年,在現(xiàn)代天文儀器領(lǐng)域中,快速傾斜鏡理論研究日趨成熟,實際應(yīng)用也越來越多,在國外的麥哲倫巨型望遠(yuǎn)鏡(GMT)次鏡中的超大型拼接式快速傾斜鏡系統(tǒng)、紅外光學(xué)望遠(yuǎn)鏡陣列(IOTA)跟星系統(tǒng)、4.2 m的威廉·赫歇耳望遠(yuǎn)鏡(WHT)激光導(dǎo)星系統(tǒng)、30 m望遠(yuǎn)鏡(TMT)的窄視場紅外自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng),以及國內(nèi)興隆觀測站的2.16 m望遠(yuǎn)鏡和建設(shè)中的中國SONG(Stellar Observations Network Group)望遠(yuǎn)鏡等眾多天文望遠(yuǎn)鏡中,該系統(tǒng)都得到了應(yīng)用.在天文觀測中,由于大氣湍流擾動和望遠(yuǎn)鏡跟蹤誤差的影響,使得觀測目標(biāo)能量不集中,影響觀測效果[3–6],所以需要增加圖像跟蹤、校正系統(tǒng)來保持光路穩(wěn)定,提高系統(tǒng)通光量,改善觀測效率.針對這一問題,本文主要研究和介紹了快速傾斜鏡校正系統(tǒng)在國內(nèi)2.16 m望遠(yuǎn)鏡中的初步應(yīng)用情況.

2 系統(tǒng)組成及其工作原理

2.1 系統(tǒng)硬件組成

圖1為快速傾斜鏡校正系統(tǒng)構(gòu)成圖,系統(tǒng)主要由3大部分組成:CCD相機、控制計算機、Tip-tilt傾斜鏡(傾斜鏡通過定制鏡架固定在Tip-tilt偏擺平臺上,工作時傾斜鏡隨著Tip-tilt偏擺平臺快速傾斜、擺動,兩者簡稱Tip-tilt傾斜鏡)及其控制器.鑒于實際觀測需求,CCD相機需滿足圖像采集高幀率、高分辨率及快速、長距傳輸?shù)臈l件,本系統(tǒng)選用了德國AVT公司生產(chǎn)的一款高幀率、VGA(Video Graphics Array)分辨率、高性能的千兆網(wǎng)接口機器視覺工業(yè)數(shù)字?jǐn)z像機GE680.該CCD相機可以提供最高205幀的、尺寸為640 pixel×480 pixel的灰度圖像,且支持長距離網(wǎng)絡(luò)信號傳輸.系統(tǒng)中的偏擺平臺及其控制器選用了德國PI公司的壓電偏擺鏡系統(tǒng),該壓電陶瓷偏擺平臺擁有20 nrad的分辨率、亞毫秒級的響應(yīng)速度,并且具有較好的線性特性和穩(wěn)定性.在工作狀態(tài)下,可以實現(xiàn)兩維坐標(biāo)軸(相互垂直)的獨立擺動,閉環(huán)下擺動角度范圍為0–2 mrad,開環(huán)時為0–3.5 mrad.

2.2 系統(tǒng)工作原理

天文望遠(yuǎn)鏡在觀測天體目標(biāo)時,光路中的一部分光被CCD相機獲取,用于采集實時的星象圖像.采集的圖像經(jīng)以太網(wǎng)通信傳輸至控制計算機,控制軟件即獲取到圖像.觀測人員在觀測過程中首先需要通過控制調(diào)整天文望遠(yuǎn)鏡,使被觀測天體目標(biāo)光斑恰巧落在光瞳中心位置,保存此時的圖像作為參考圖像.在校正系統(tǒng)工作過程中,控制軟件通過實時算法計算出后續(xù)實時圖像與參考圖像的星斑中心偏移量,進而得出Tip-tilt控制器控制量,最終控制Tip-tilt傾斜鏡快速擺動,使星象的光斑中心始終穩(wěn)定在參考點附近,即光斑始終落在光瞳中央,達(dá)到穩(wěn)定光路、提高光學(xué)質(zhì)量和觀測效率的目的.另外,由于Tip-tilt傾斜鏡的擺動范圍有限,當(dāng)觀測目標(biāo)超出校正范圍時,仍需觀測人員通過控制調(diào)整天文望遠(yuǎn)鏡重新對準(zhǔn)被觀測天體,重復(fù)上述過程實現(xiàn)校正.

3 軟件及算法設(shè)計

3.1 軟件功能及其原理流程圖

軟件及算法設(shè)計是本系統(tǒng)的核心部分,系統(tǒng)軟件程序基于MFC的C/C++語言編寫,編寫平臺為Visual Studio 2010,軟件界面為對話框模式.

軟件程序主要包含CCD相機參數(shù)設(shè)置、硬件初始化、圖像采集、降噪處理、圖像星斑中心定位算法、Tip-tilt控制器控制等功能部分.其中參數(shù)設(shè)置部分可以對CCD相機的曝光時間、增益值以及Binning模式選擇(該模式通過合并像素改變圖像分辨率,實現(xiàn)不同解析度圖像的輸出)進行設(shè)置.軟件工作時,一方面觀測人員需要通過軟件完成快速傾斜鏡校正系統(tǒng)的各項操作,如:參數(shù)設(shè)置、選擇參考圖像、校正開始與停止等功能,完成校正過程;另一方面軟件后臺完成對CCD相機的參數(shù)設(shè)定、圖像讀取、保存、顯示,對Tip-tilt控制器的控制和傾斜鏡擺動位置數(shù)據(jù)的讀取、反饋,同時完成CCD圖像的降噪處理、圖像目標(biāo)定位算法等功能.圖2是系統(tǒng)軟件程序流程圖.

圖2 程序流程圖Fig.2 The fl ow diagram of procedure

3.2 軟件圖像目標(biāo)定位算法及圖像降噪處理

系統(tǒng)實現(xiàn)校正過程需要計算出采集的實時圖像與參考圖像的星斑中心偏移量,因而需要進一步通過程序算法計算出每一幀圖像星斑中心坐標(biāo).常用的圖像目標(biāo)定位算法有歸一化相位相關(guān)法、重心法、Hough變換法、高斯擬合法及圓擬合法等,歸一化相位相關(guān)法和重心法具有更高的精度和抗噪穩(wěn)定性,可以更好地滿足本系統(tǒng)對圖像處理的算法要求.對比歸一化相位相關(guān)法和重心法兩種算法,雖然重心法計算精度略差于歸一化相位相關(guān)法,但是重心法的計算速度更快[7?8],在精度要求相對可以忽略的情況下,重心法更符合本系統(tǒng)對速度的要求.傳統(tǒng)重心法的原理是以圖像灰度為權(quán)值的加權(quán)型方法,假設(shè)圖像尺寸為M×N,則星斑中心的計算公式為:

(1)–(2)式中I(i,j)代表圖像中第i行第j列像素點的灰度值.上述重心法計算一幅M行N列的圖像時,求出星斑中心(x0,y0)需要進行2×2×M×N次計算.但是在實際圖像中,星斑部分只占了圖像的小部分區(qū)域,大部分的計算都是無用的非星斑區(qū),顯然傳統(tǒng)重心算法存在冗余的計算量,與系統(tǒng)對速度的要求相悖.改進的算法是,首先遍歷圖像尋找圖像中的灰度值最大值點(在對圖像進行濾波降噪處理以后,圖像中灰度值最大值點為星斑中的點),然后基于該點選取一個K×K的窗口區(qū)(根據(jù)實際觀測情況,K取8),最后在該窗口區(qū)中運用重心法求出星斑中心(x0,y0),改進的重心法計算量為M×N+4K2.當(dāng)K=8,且M、N較大為幾百時,可以看到,M×N+4K2?4×M×N,顯然,改進的重心法計算量遠(yuǎn)小于傳統(tǒng)重心法.另外,由于改進的重心法計算的只有窗口部分的像素點,這將同時濾除掉圖像其他部分噪聲對于重心法計算精度的影響,提高了計算精度.

因為圖像采集總會受到CCD的熱噪聲、讀出噪聲、A/D轉(zhuǎn)換噪聲、量化噪聲的干擾[9],星象圖像中夾雜著各種噪聲,尤其是在觀測暗星時,圖像的信噪比更低,這極大地影響了上述圖像星斑中心定位算法的計算.因此,在進行圖像目標(biāo)定位算法之前還需要進行圖像濾波、降噪處理.分析實際采集的星象圖像,發(fā)現(xiàn)圖像中包含著大量椒鹽噪聲,有些噪點亮度甚至大于星斑部分像素點亮度,這些噪聲將影響改進的重心法對星斑中心位置的粗定位和計算精度,因而需要采用中值濾波消除掉圖像中的椒鹽噪聲[10].

4 測量實驗與結(jié)果

將該系統(tǒng)應(yīng)用到2.16 m望遠(yuǎn)鏡后,通過對天體目標(biāo)的觀測,進行校正效果對比實驗.實驗數(shù)據(jù)分為兩組,一組為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng)情況下程序算法計算出的圖像星斑中心坐標(biāo)值,另一組為開啟校正系統(tǒng)情況下的數(shù)據(jù),每采集一幀CCD相機圖像,程序?qū)⒂涗浺淮巫鴺?biāo)值.實驗期間,觀測目標(biāo)、曝光參數(shù)等條件不變,數(shù)據(jù)為連續(xù)時間采集,由于時間相對較短(分別為10 min),氣候變化產(chǎn)生的影響忽略不計.實驗中,人工選取一幅星斑進入光瞳位置較好的位置圖像作為參考圖像,程序計算出其星斑中心坐標(biāo)為(26.49, 29.16)(單位:pixel),該坐標(biāo)將作為分析校正效果的參考坐標(biāo).

圖3中兩幅圖分別為關(guān)閉和開啟校正系統(tǒng)兩種情況下星斑中心坐標(biāo)在一段時間內(nèi)的分布圖,其中,CCD曝光時間為25 ms,被觀測天體為5.3 mag星,數(shù)據(jù)樣本量為10000左右,左右兩幅圖比例尺完全相同.可以看到,在不開啟校正系統(tǒng)情況下,左圖中大部分星斑圍繞在參考點附近小幅度隨機分布,還有一部分大幅度遠(yuǎn)離參考點的擾動星斑分布在右側(cè),前者為大氣擾動因素造成,后者為望遠(yuǎn)鏡振動以及跟蹤誤差因素引起.開啟校正系統(tǒng)后,右圖中大幅度遠(yuǎn)離參考點的擾動星斑消失,且圍繞參考點的小幅度星斑分布范圍變得更小.進一步進行重復(fù)實驗,結(jié)果一致.上述實驗結(jié)果說明,由望遠(yuǎn)鏡振動及跟蹤誤差產(chǎn)生的誤差在使用校正系統(tǒng)后基本可以消除,而大氣擾動產(chǎn)生的星斑誤差影響也有一定改善.

圖3 星斑中心x、y軸坐標(biāo)在一定時間段內(nèi)的變化分布圖.左圖為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng),右圖為開啟校正系統(tǒng).Fig.3 The variations of the stellar centroid positions x and y with correction(right)and without correction(left)

將采集的星斑坐標(biāo)數(shù)據(jù)進一步做一維坐標(biāo)軸分析.由圖4、圖5可以看到,左側(cè)不開啟校正系統(tǒng)時,x、y軸坐標(biāo)分布曲線既包含高頻抖動還包括周期性的大幅振動,開啟校正系統(tǒng)后,曲線雖然圍繞參考坐標(biāo)仍有高頻的抖動,但周期性的大幅振動已經(jīng)消失.x軸起伏范圍縮小了50%,y軸范圍縮小了69%,進一步印證了上述實驗分析結(jié)論.

圖4 星斑中心的x軸坐標(biāo)隨時間變化的曲線.左圖為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng),右圖為開啟校正系統(tǒng).Fig.4 Temporal variation of the stellar centroid position x with correction(right)and without correction(left)

圖5 星斑中心的y軸坐標(biāo)隨時間變化的曲線.左圖為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng),右圖為開啟校正系統(tǒng).Fig.5 Temporal variation of the stellar centroid position y with correction(right)and without correction(left)

將坐標(biāo)數(shù)據(jù)進一步按坐標(biāo)位置做出概率分布直方圖,如圖6–7可以看到,望遠(yuǎn)鏡振動和跟蹤誤差因素引起的大幅度誤差是小概率誤差,開啟校正系統(tǒng)后,該誤差消失,并且出現(xiàn)概率在10%以上的星斑分布范圍明顯縮小,較參考點坐標(biāo)(26.49,29.16)誤差縮小了1 pixel左右.這同樣印證了前述實驗分析結(jié)論,校正系統(tǒng)使得光路更加穩(wěn)定,系統(tǒng)通光量更高.

圖6 星斑中心的x軸坐標(biāo)概率分布直方圖.上圖為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng),下圖為開啟校正系統(tǒng).Fig.6 The probability distribution of the stellar centroid position x with correction(bottom)and without correction(top)of the fast-steering mirror

圖7 星斑中心的y軸坐標(biāo)概率分布直方圖.上圖為關(guān)閉快速傾斜鏡校正系統(tǒng),下圖為開啟校正系統(tǒng).Fig.7 The probability distribution of the stellar centroid position y with correction(bottom)and without correction(top)of the fast-steering mirror

另外,根據(jù)實驗期間收集的通光量觀測數(shù)據(jù),校正前后觀測效率提高了約15%,進一步說明了該校正系統(tǒng)的校正作用.

5 結(jié)論

本文對快速傾斜鏡校正系統(tǒng)在興隆2.16 m望遠(yuǎn)鏡的應(yīng)用做了介紹和分析,實驗結(jié)果表明,目前的校正系統(tǒng)對望遠(yuǎn)鏡振動和跟蹤誤差有消除作用,對大氣擾動影響有一定改善.根據(jù)觀測中校正前后通光量的數(shù)據(jù)對比,觀測效率提高了約15%,但是由于目前系統(tǒng)校正頻率較低,仍需要改進系統(tǒng),提高校正頻率,進一步消除大氣擾動對觀測的影響.

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Study on the Application of Fast-steering Mirror in Astronomical Instruments

GAO Peng-fei1,2,3HU Zhong-wen1,2DAI Song-xin1,2
(1 National Astronomical Observatories/Nanjing Institute of Astronomical Optics&Technology, Chinese Academy of Sciences,Nanjing 210042)
(2 Key Laboratory of Astronomical Optics&Technology,Nanjing Institute of Astronomical Optics& Technology,Chinese Academy of Sciences,Nanjing 210042)
(3 University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049)

For astronomical telescopes,an image tracking and correction system is designed to correct the image motion caused by the atmosphere and by imperfect telescope tracking so as to keep the optical path stable,ensure high optical throughput, and improve astronomical observation.When the system is working,the images taken with the CCD camera are sent to the control computer.The software algorithms of the control computer calculate the error value of the star’s centroid position between the real-time image and the reference image.Then a control signal is generated for the Tip/tilt mirror to correct the stellar target positioning error.This system has been installed at the 2.16 mtelescope of National Astronomical Observatories of China. The experimental results show that the correcting frequency of this system is about 15 Hz when the exposure time is 25 ms.This system can almost eliminate the effect of telescope tracking error,and has some improvement on the impact of low-frequency atmospheric disturbance.The observational efficiency is increased by about 15%.

atmospheric effects,telescopes,techniques:image processing,methods: observational,methods:data analysis

P111;

:A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.03.009

2015-04-14收到原稿,2016-01-24收到修改稿

?國家自然科學(xué)基金項目(11273038)資助

?pfgao@niaot.ac.cn