一种类球型小行星表面撞击坑的自动提取方法

以类球型小行星模型数据为基础,提出一种球面窗口扫描与等值线分析相结合的撞击坑自动提取方法。首先,在极坐标系中建立小行星模型,设置方形球面窗口并映射模型数据;其次,在基本面上优化局部形貌信息,提取并分析其等值线,确定区域内的撞击坑特征;再以环带滚轮旋转、窗口横向扫描的方式获取整个小行星模型的撞击坑特征;最后,将所提取的撞击坑特征信息统一至小行星模型中。以Mimas和Dione小行星模型为例,实验结果表明该方法能够稳定、准确地提取模型表面的撞击坑特征,分析其表面撞击坑的分布情况,进一步说明其具有一定的实用性。     

面向深空探测着陆过程中的陆标自动提取方法

基于光学图像的地形匹配导航方法是目前深空探测任务中实现精确着陆的一种主要方法,通过天体表面光学图像得到的陆标能够获取完备的探测器位置和姿态信息。因此,天体表面陆标提取技术是实现精确着陆的关键技术。为此,提出了一种陆标自动提取方法。首先,利用AKAZE特征检测子对天体表面图像进行多尺度特征点检测,该特征点对图像尺度变化、旋转都具有一定的鲁棒性;然后,引入密度聚类理论,结合DBSCAN聚类算法对AKAZE特征点进行聚类得到多个不同的聚类族;最后,通过设定阈值确定候选陆标和最终陆标,并提出了一种陆标提取性能评价方法。试验结果表明,该方法能够提取出具有较好的抗旋转性能和抗尺度变化性能的陆标特征,能为火星着陆过程中光学敏感器可能出现的多尺度、多视点变化带来的匹配鲁棒性差的问题提供相应的解决方案,对深空探测过程中实现精确着陆具有一定的参考意义。     

地基光学图像中本体-帆板结构航天器姿态估计方法

提出一种利用地基光学图像估计空间目标姿态的方法。针对本体-帆板结构航天器外形结构特点，定义了一种不易遮挡的两轴结构特征，设计了地基光学图像中该特征的提取方法；根据航天器成像过程建立了特征点二三维几何投影方程，实现了航天器三维姿态的解算。利用单站序列图像，可获得航天器姿态变化角速度信息。在轨航天器的试验结果表明，本方法能有效地从地基光学图像估计出航天器姿态。     

基于降落图像的安全着陆点选择技术研究

深空探测中,着陆器降落过程中自主避障和自主着陆点选择是安全着陆的关键。文章主要研究了基于降落图像的星体表面障碍物识别和着陆点选择技术。首先利用着陆器高度信息和降落相机参数计算每幅降落图像的分辨率;其次对每一幅图像障碍物进行阴影检测;再次,提取障碍信息;最后选出备选的安全着陆点。文章对石头障碍进行了仿真,结果表明：这种方法能够准确、快速地为着陆器提供着陆区的安全信息,并能够为着陆器提供出备选的安全着陆点。     

基于纹理边界检测的航天器椭圆特征提取方法

为确定失效航天器等非合作目标的相对位姿，提出一种通过纹理边界检测的椭圆特征提取方法。该方法假设椭圆特征是航天器表面两种不同纹理的边界，利用上一时刻相对位姿信息，将对接环离散几何模型投影到像平面，并沿各离散点的法向方向通过概率方法检测纹理边界点。利用随机抽样一致(RANSAC)方法剔除边界点中的粗大误差，进而拟合出椭圆参数。纹理特征对光照变化具有鲁棒性，因此该方法能够在变光照、星体表面反光不均匀等复杂情况下快速准确地提取图像中的椭圆特征。本文以对接环图像特征提取为例进行仿真校验，分析了算法参数和噪声对提取椭圆精度和时间的影响。利用真实图像与基于梯度边缘的椭圆提取方法进行对比，结果表明，所提出的算法具有较高的精度和速度。     

一种从月面图像检测陨石坑的方法

随着我国月球探测计划的开展,基于视觉的探测器月球表面软着陆的相关技术研究正在进行,陨石坑是月球表面最常见的物体.基于图像的陨石坑识别技术作为探测器自主障碍检测中的一项关键技术,引起了各航天大国的高度重视.提出了一种基于特征点的陨石坑检测算法.该方法可以分为三个部分:特征点检测、陨石坑区域初选、陨石坑拟合.首先通过特征点检测初步确定陨石坑所在区域,然后通过区域生长的方法分别提取陨石坑亮、暗两区域,最后通过椭圆拟合的方式获得陨石坑所在椭圆.实验研究表明,该算法可以有效地检测出半径小于15个像素大于5个像素,有较强明暗对比的陨石坑.在结束语中,作者提出了未来该算法改进的四个方向.     

基于动态框搜索的星图中星点获取算法研究

分析星图中星点获取算法的具体流程,针对传统星体目标聚类方法的不足,提出了动态框搜索算法。首先采用固定像素框搜索区域最大灰度值点,然后以该点为中心,结合星图图像中真实星点的分布情况,采用大小可变的像素框进行星体目标聚类,最后采用加权质心法得到星点的中心位置。仿真实验表明,该算法能达到良好的效果。     

未知空间目标纹理缺失表面三维重建算法

针对传统三维重建方法难以对纹理缺失表面进行完整重建的问题，提出一种基于深度学习与截断符号距离函数(TSDF)融合的未知目标三维表面完整重建算法。首先设计一种基于深度学习的图像逐像素深度估计框架，通过在训练过程中引入多个复杂结构模型，提高该深度估计框架的泛化能力；其次，利用TSDF对各帧图像所估计的深度信息进行融合，实现对纹理缺失区域的空间目标完整三维重建。根据仿真校验，对于300 mm尺寸的卫星模型图像，像素深度估计平均误差约为13 mm，通过TSDF融合后尺寸精度误差小于5.10%。实验结果表明该算法可以对未知空间目标光学图像进行逐像素深度估计，并获得目标完整的三维结构与纹理信息，有效解决无纹理区域的重建结构缺失问题。     

“资源三号”卫星图像影像特征匹配方法研究

随着中国遥感卫星的迅速发展,要求影像几何质量评价方法可以在待评图像和参考图像间提取出精确且分布均匀的控制点信息。文章提出一种基于多源、高精度遥感图像的特征点匹配方法。该方法首先用加速稳健特征（Speeded Up Robust Features,Surf）算法对＂资源三号＂卫星图像和参考图像进行粗匹配以建立两幅图像间的整体几何关系,通过对相同区域进行wallis滤波增强图像纹理信息,然后用Surf算法进行特征点的提取和匹配,最后利用对极几何约束剔除误匹配点。试验结果表明,该方法可以全自动、快速和精确的提取影像控制点。     

一种团块位置的提取方法

如何正确提取团块位置以实现自动跟踪对图像理解有重要意义。由于团块在图像中出现频繁且位置不确定，位置提取困难。针对一个二值图像识别系统提出了基于集合变换（即数学形态学和二值有序统计）的团块位置提取方法。即，首先对图像进行二值化，其次对二值化图像进行形态学变换，最后对变换的结果图像进行统计分析，由分析结果得出团块的位置信息。用本方法对地图中九种团块线型作了实验，表明该方法运算简单，并行性高。     

不同密度弹丸对水冰的超高速撞击成坑实验

为了研究冰冻天体表面撞击坑的形成与演化，开展了水冰的超高速撞击成坑实验。使用二级轻气炮发射1.0 mm直径的球形弹丸，以3 km/s、5 km/s和7 km/s速度对圆柱状冰块进行撞击。弹丸材料包括聚碳酸酯和不锈钢两种，冰块温度为253 K。实验观察到了不同弹丸和不同速度条件下，冰块中撞击坑的形貌特征。对撞击坑直径、深度和剖面形状进行了测量，并与文献中铝弹丸对水冰的撞击坑进行了比较分析。获得了水冰撞击坑特征随撞击参数的变化规律，结果表明：撞击坑直径和深度的主导机制不同，坑深主要由弹丸侵彻作用形成，而坑径主要由冰块的剥落所致；坑深比坑径具有更强的对于弹丸密度的依赖性，高密度弹丸撞击坑直径具有比低密度弹丸更强的对于撞击速度的依赖性；撞击坑体积与撞击能量成正比，高密度弹丸形成的撞击坑直径表现出“能量缩比”行为，而低密度弹丸形成的撞击坑直径表现出“动量缩比”行为。     

月球坑内空间环境热流的分布研究

文章推导获得了月面阳光矢量和月球坑内探测器表面关系的表达式,采用蒙特卡罗法数值计算探测器各表面的辐射热流,分析了月球坑内环境辐射热流的分布特征。讨论了月面纬度、月球坑尺寸、月面发射率等参数对探测器表面热流的影响。计算表明:月面纬度增加及月球坑坑口半径的减小均会导致某些时刻阳光无法照射到坑底,从而与其他工况有较大的计算差别,两参数对探测器各面热流的影响规律不同;月面发射率对探测器表面热流的影响作用较大,增加月面发射率能明显降低探测器某些表面的辐射热流。     

行星表面非规则陨石坑检测与识别方法

针对深空探测任务中行星表面特征检测与识别问题,提出了一种新的行星表面非规则陨石坑检测与识别方法。首先采用基于背景的Hopfield网络实现陨石坑边缘的提取,在对陨石坑边缘多种约束进行分析的基础上,提出了伪边缘剔除方法,并结合线性抗差估计理论与最小误差中值椭圆拟合方法,实现了对非规则陨石坑,特别是重叠及不完整陨石坑的检测及特征参数的提取。通过对行星表面光学图像的数学仿真验证了该方法能够对复杂背景下的非规则陨石坑进行有效的检测与识别。     

光学器件的空间粉尘高速撞击效应研究

文章利用静电加速器模拟研究了微小空间碎片及微流星体(空间粉尘)高速撞击镀膜石英玻璃,光学透镜和反射镜的撞击效应与累积损伤特性.扫描电镜观察结果表明,被撞击试样表面的损伤形式为不连续的点缺陷,可发现撞击坑、机械破裂、局部熔化和粉尘微粒子附着;分光光度计测试结果显示,经粉尘累积撞击后,光学透镜的透射率和反射镜的反射率均发生...     

空间微小碎片对光学玻璃的污染效应研究

航天器在轨服役期间会遭受到大量空间微小碎片撞击作用。这些微陨石和空间微小碎片可能在光学玻璃表面碰撞产生陷坑,也可能吸附在航天器光学玻璃表面造成污染。文章介绍了采用静电式粉尘加速器使微米级铝粉末低速撞击K8光学玻璃,在玻璃表面吸附大量的粉尘粒子。研究结果表明,被铝粒子污染的光学玻璃透过率明显下降。透过率下降与污染程度成比例。对光学玻璃表面单个粒子陷坑计算分析表明,粒子吸附在玻璃表面时,比粒子陷入一定深度造成的光线衰减更大。     

Location and sampling of aqueous and hydrothermal deposits in martian impact craters

Do large craters on Mars represent sites that contain aqueous and hydrothermal deposits that provide clues to astrobiological processes? Are these materials available for sampling in large craters? Several lines of evidence strongly support the exploration of large impact craters to study deposits important for astrobiology. The great depth of impact craters, up to several kilometers relative to the surrounding terrain, can allow the breaching of local aquifers, providing a source of water for lakes and hydrothermal systems. Craters can also be filled with water from outflow channels and valley networks to form large lakes with accompanying sedimentation. Impact melt and uplifted basement heat sources in craters > 50 km in diameter should be sufficient to drive substantial hydrothermal activity and keep crater lakes from freezing for thousands of years, even under cold climatic conditions. Fluid flow in hydrothermal systems is focused at the edges of large planar impact melt sheets, suggesting that the edge of the melt sheets will have experienced substantial hydrothermal alteration and mineral deposition. Hydrothermal deposits, fine-grained lacustrine sediments, and playa evaporite deposits may preserve evidence for biogeochemical processes that occurred in the aquifers and craters. Therefore, large craters may represent giant Petri dishes for culturing preexisting life on Mars and promoting biogeochemical processes. Landing sites must be identified in craters where access to the buried lacustrine sediments and impact melt deposits is provided by processes such as erosion from outflow channels, faulting, aeolian erosion, or excavation by later superimposed cratering events. Very recent gully formation and small impacts within craters may allow surface sampling of organic materials exposed only recently to the harsh oxidizing surface environment.     

应用灰度特征的行星陨石坑自主检测方法与着陆导航研究

针对陨石坑阴影不明显的行星着陆导航图像,提出了基于图像灰度值特征的陨石坑自主检测方法,通过兴趣区快速确定陨石坑边缘分布,解决了一般陨石坑检测方法对图像太阳高度角的依赖问题。利用检测出的陨石坑视线信息,采用非线性预测滤波方法估计着陆器着陆阶段的位置和姿态;鉴于视觉着陆导航对照了场景状况的高度依赖性,提出了一种利用分形理论和相邻点分级方法的天体随机地景建模方法。最后验证了所提方法的有效性。     

低太阳高度角月球影像的陨石坑自动提取方法

陨石坑是月球表面最重要的地形特征,对于研究月球的地质状况和地理状况具有重要的意义。充分考虑低太阳高度角影像中陨石坑特殊的拓扑结构和灰度分布特点,提出一种新的基于光照方向的陨石坑边缘连接方法,综合边缘线判别、边缘线组合、陨石坑判别的陨石坑筛选三步法,形成一套完整的低太阳高度角月球影像陨石坑自动提取流程。用低太阳高度角Lunar Orbit影像进行实验,检测成功率达到了73.9%,表明该方法对于低太阳高度角月球影像陨石坑的自动提取有较好的适用性。     

The role of viscosity of solids in microparticle cratering

The importance of viscous effects on the impact cratering process has been investigated. The shock wave front region was characterized by the balance of inertia and viscous forces (Reynolds number 1), and by a continuous distribution of all thermodynamic quantities. The width of the shock wave front region and its flow properties were then related to the impact particle size and velocity, and to the target material properties. Experimental data for aluminum demonstrated that cratering characteristics were changed when the impact particle size was the same order of magnitude as the shock wave front region. An analytical model was developed for cratering dominated by this “viscous” flow. Results from this model indicate a substantial decrease in crater radius and increase in crater surface temperature when compared with inviscid analysis. In addition, a new test method was identified to evaluate the viscosity of solids.     

Impact craters as biospheric microenvironments, Lawn Hill Structure, Northern Australia

Impact craters on Mars act as traps for eolian sediment and in the past may have provided suitable microenvironments that could have supported and preserved a stressed biosphere. If this is so, terrestrial impact structures such as the 18-km-diameter Lawn Hill Structure, in northern Australia, may prove useful as martian analogs. We sampled outcrop and drill core from the carbonate fill of the Lawn Hill Structure and recorded its gamma-log signature. Facies data along with whole rock geochemistry and stable isotope signatures show that the crater fill is an outlier of the Georgina Basin and was formed by impact at, or shortly before, approximately 509-506 million years ago. Subsequently, it was rapidly engulfed by the Middle Cambrian marine transgression, which filled it with shallow marine carbonates and evaporites. The crater formed a protected but restricted microenvironment in which sediments four times the thickness of the nearby basinal succession accumulated. Similar structures, common on the martian surface, may well have acted as biospheric refuges as the planet's water resources declined. Low-pH aqueous environments on Earth similar to those on Mars, while extreme, support diverse ecologies. The architecture of the eolian crater fill would have been defined by long-term ground water cycles resulting from intermittent precipitation in an extremely arid climate. Nutrient recycling, critical to a closed lacustrine sub-ice biosphere, could be provided by eolian transport onto the frozen water surface.