摘要：介绍了应用于天文观测中的快速倾斜镜控制系统的结构及其PI控制算法、剔野值与滤波算法的设计,给出了在天文观测中的试验结果。
引 言
在天文观测中,星体由于大气湍流及计算机引导星体的跟踪残差使得能量很不集中,从而影响了天文观测者对星体的精确有效观测,针对这个问题,配合21单元自适应光学系统,我们研制了一套快速倾斜反射镜控制系统。这套系统由于不但要跟踪亮星同时也要跟踪光子数只有1K左右的暗星,而成象探测器是通过把入射的光子数进行光积分,实现光电转换,因此这就限制了探测器的采样频率,同时又由于目标很弱,使得CCD成象探测器转换的信号的信噪比很低,所有这些因素都限制了系统的控制带宽和控制精度的提高。
1 系统结构
系统由CCD探测器、AT386/66计算机、高压放大器及由压电陶瓷驱动的快速倾斜反射镜组成。系统结构框图见图1。
由高压放大器输入信号,经快速倾斜反射镜、CCD探测器,计算机、D/A输出,用频谱分析仪测出这个开环回路的幅频和相频曲线如图2。
经曲线拟合可得系统的广义对象传递函数:
2 控制算法
该控制系统采用数字控制。控制算法用C语言编写。
在系统光路中,由于CCD探测光路与快速倾斜反射镜跟踪目标的光路之间成45°的夹角,为保证系统的跟踪精度,由CCD探测到的数据E′必须进行角度变化,将其换算到快速倾斜反射镜跟踪目标的光路上,得到数据E。光路转换如图3所示。
2.1 PI控制算法
该控制系统采用PI控制算法,这是因为它的噪声较大,而微分的引入会对噪声进行放大,使系统很不稳定,故未采用PID算法。
连续系统中的PI控制算法为
2.2 剔野值
在探测暗星时,光源噪声常常干扰到CCD的探测,使得探测数据中有大的野值出现,因而影响了跟踪精度。为了保证较高的跟踪精度,控制算法中加入了剔野值的算法。算法如下:
其中e[k]为误差信号;ε为设定的值;u[k]为输出量。因为在跟踪的过渡过程中,误差信号中很可能有大值出现,为了不影响跟踪的过渡过程,剔野值的算法在k≥n时有效,n为过渡过程完成时间t与采样周期T之比。
2.3 滤波算法
系统中,因噪声较大,所以系统中引入了滤波算法。滤波采用两点递归滤波方法,其公式如下:
在用系统观测不同的星等时,信噪比是不同的。在观测亮星时信噪比高,观测暗星时信噪比低。为提高信噪比,又不过度牺牲系统的带宽,系统在观测不同星等时,使用不同的a、b、c值,从而使滤波的深度各不相同。图4示出,在观测不同星等时,使用的不同参数的滤波频响曲线。图中实线为亮星的滤波曲线,虚线为中等亮星的滤波曲线,点划线为暗星的滤波曲线。星体越暗滤波深度越深。
3 试验结果及分析
用系统对不同等级的星体进行观测,得出的误差曲线如图5所示,结果比较见表1。
可以看出系统对越暗的星体进行跟踪,跟踪精度越差,跟踪误差主要是随机噪声误差。快速倾斜反射镜控制系统能提高天文观测中对星体的精确观测与研究。由于受CCD探测能力的限制,对星体观测极限能达到9等星。
参考文献
1 傅承毓等.快速反射镜成象跟踪系统.光电工程,1994,21(3):1～8
2 李友善.自动控制原理.北京:国防工业出版社
3 鲍齐克S M.数字滤波和卡尔曼滤波.北京:科学出版社
本文作者：汪红熳 傅承毓
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