ИСТИНА

Одним из способов снижения погрешности звездных датчиков является учет попиксельной неоднородности характеристик матричного ПЗС. Этот способ не требует никаких переделок прибора, но предлагает использовать существенно более сложные алгоритмы обработки изображения. Такие алгоритмы давно стали стандартными в астрономии при проведении астрометрических и фотометрических измерений, однако в датчиках ориентации они, как правило, не используются. Стандартный алгоритм астрономической коррекции состоит из трех действий: 1) вычитание байеса (смещения); 2) вычитание попиксельного среднего темнового тока и 3) учет попиксельной неоднородности чувствительности матрицы. Байес обычно не меняется от строки к строке. Неоднородность чувствительности определяется путем построения «плоского поля» — изображения однородной излучающей поверхности. Опыт показывает, что обе эти характеристики слабо меняются со временем. Наиболее сложной частью алгоритма является учет темнового тока. Во-первых, темновой ток сильно зависит от температуры. Во-вторых, разброс средних значений темнового тока в отдельных пикселах во много раз превышает погрешность его измерения в каждом из них. В-третьих, помимо «нормальных» пикселов в ПЗС существуют «горячие», темновой ток в которых в сотни раз превосходит значение в «нормальных» и имеет другую зависимость от температуры. Вычисление темнового тока, накопленного в пикселе, осложняется тем, что в звездных датчиках, как правило, применяются матричные ПЗС с переносом кадра. В таких приборах существуют две независимо управляемые секции. В одной из них — светочувствительной секции накопления — осуществляется экспозиция, после чего изображение быстро переносится в защищенную от света секцию хранения, из которой производится его построчное считывание. Такая конструкция позволяет вести считывание и обработку одного кадра одновременно с экспозицией следующего. В секции накопления изображение не меняет своего положения относительно элементов ПЗС, а в секции хранения сложным образом перемещается в ходе считывания. Обсуждаются эффективные алгоритмы расчета темнового тока при проведении первичной обработки изображения в реальном времени для типичных режимов функционирования звездного датчика.