摄影机检校

一、近景摄影机检校内容

我们知道,恢复每张影像光束的正确形状,即借内方位元素恢复摄影中心与像片之间的相对几何关系,几乎是所有摄影测量处理方法必须经过的一个作业过程。另外,为了正确恢复摄影时的光束形状,也必须知晓光学畸变系数。检查和校正摄影机(摄像机)内方位元素和光学畸变系数的过程称之为近景摄影机的检校。广义上讲,近景摄影机检校的内容,比上述定义所涉及的内容还要宽广,包括:

1.主点位置(x0,y0)与主距(f)的测定;2.光学畸变系数的测定;

3.压平装置以及像框坐标系的设定;

4.调焦后主距变化的测定与设定;5.调焦后畸变差变化的测定;6.摄影机偏心常数的测定;

7.立体摄影机(及立体视觉系统)内方位元素与外方位元素的测定;

8.多台摄影机同步精度的测定。

由于不同的目的与原因,对量测摄影机、格网量测摄影机、半量测摄影机和非量测摄影机都存在检校问题。确认摄影机的机械结构、光学结构和电子结构稳定可靠时,才能进行检定。

考虑到近景摄影测量仅关心被测物体的尺寸,当被测物体深度差为h时,有

mX=mx0mY=my0mh=mf

ffhffmhX,Y

(3)

所以有内方位元素测定精度要求估算式:

mx0=my0=fmf=m

hh

(4)

如果认为,对mX,Y和mh产生影响的误差源不止内方位元素一个,而是n个时,那么可以有更严格的内方位元素测定精度要求估算式:

mx0,y0=mf=

如果n=3,则有

mx0,y0=mf=

分析此式可以知道:

1.理论上讲,内方位元素的测定精度与被测物的测定精度(mX,Y,mh)有关。

2.所用摄影机主距f越大,被测物深度h越小,内方位元素测定精度要求越低。当被测物无起伏(h=0)时,内方位元素的测定没有意义。

列举几例:

如f=100mm,h=5000mm,mX,Y=mh=±1mm,则

(2)

mx0,y0=±0.012mm;mf=±0.012mm。

如f=200mm,h=10000mm,mX,Y=mh=±0.5mm,则mx0,y0=±5.8??m;mf=±5.8??m。

当f=100mm,h=50mm,mX,Y=mh=±2mm,则,0m=f3hf3hmh

mX,Y

(6)

nhfnhmh

mX,Y

(5)

二、内方位元素的检定精度要求

世界各国大公司出售的量测摄影机,其内方位元素的测定精度,包括摄影时主距的安置精度,一般在0.01mm。现分析如下:

依正直摄影测量的基本关系式

X　x

Y=　y(1)

pZ-f

依此式,有像主点坐标中误差(mx0,my0)以及主距中误差mf与物方空间坐标中误差的关系为

mx

mX=X?=mx0

xf

mY=Y?mZ=Z?

:myZ=my0yfmfZ=mf

测　绘　通　报　22000年　第10期

可见,不同测量任务的环境,对摄影机检校精度的要求,大不相同。往常,对测量任务与环境不加区别,把检校精度均控制在mx0=my0=mf=±0.01mm的水准上。

“平面点”和三个“高程点”。

5.恒星检校(StellarCalibration)法

基于“给定地点给定时间的恒星方位角和天顶距为已知”原理的摄影机检校方法称之为恒星检校法。操作方法顺序是:夜间,在已知点位的观测墩上将调焦至无穷远的被检定摄影机对准星空,实施较长时间曝光;在坐标仪上量测已知方位的数十至数百个恒星的像点坐标;按专用程序计算被检校相机的内方位元素和光学畸变系数。

本检校方法的缺陷是:??仅适用于检校调焦至无穷远的摄影机;??识别恒星耗时;??应采取措施以减少量测误差、大气折光异常、温度变化和底片变形对检校质量的影响。

本检校方法的投入较小,特别适用于调焦至无穷远的摄影机的检校。例如卫星摄影机和某些专用非量测摄影机。

因地球自转,在曝光的数分钟内,像片各恒星的影像是一条条短线。

三、近景摄影机检校方法分类

航空摄影机的检校方法,包括实验室检校法和实验场检校法,均已标准化成形多年,有专用的设备、作业流程和规范。至今,近景摄影机的检校并未标准化,其原因可能是摄影机的多样化以及检校内容的多样化。

出于仅解求内方位元素和光学畸变的目的,近景摄影机的检校方法大体可分作以下几类。

1.光学实验室检校(OpticalLaboratoryCalibration)法该法适用于调焦到无穷远的近景量测摄影机的检校,如同传统的检校航空摄影机技术那样。室内的多台固定的准直管或可转动的精密测角仪是光学实验室检校法的基本设备。

以准直管作为基本设备时,将多台准直管按准确的已知角度??安排在物方,而在像方则安放感光片,各准直管上经照明的十字丝即构像在像片上,经对像片的量测和相应之计算,可解得主距和畸变差。

以测角仪作为基本设备时,在像方设置一精密格网板,在物方安置一台可转动的测角仪,并顺次量取各格网点的角度,再经计算以解得主距与畸变差。

2.实验场检校(TestRangeCalibration)法

实验场一般由一些已知空间坐标的标志点构成,以被检校的摄影机拍摄此控制场后,可依据单片空间后方交会解法或多片空间后方交会解求内方位元素以及其他影响光束形状的要素,包括各类光学畸变系数。

实验场的大小、形状、性质与结构大不相同,如室内3维控制场,室外3维控制场以至专为检校目的而选择的某种人工建筑物等等。可以测定贴附在建筑物上的人工标志或者直接利用建筑物自身的几何特点,包括它的平行线组。

实验场多为3维,有时也使用2维控制,如制作在某种材料上的标志网。简单地使用2维平面控制可能妨碍内方位元素的测定。

3.作业检校(OntheJobCalibration)法

作业检校法是一种在完成某个近景测量任务中同时对摄影机进行检校的方法。换句话说,此方法依据物方空间分布合理的一群高质量控制点,在解求待定点物方空间坐标的任务中,同时解求像片内外方位元素、物镜畸变系数。本方法常常以单像空间后交的方式进行。本方法特别适用于非量测相机的检校,因为这类摄影机内方位元素可能不甚稳定,或不能重复拨定,或时有变化,在完成测量任务中进行检校更为合理。所用的物方控制常以活动控制系统的形式出现。基于直线线性变换的检校方法,也当属此类方法。

4.自检校(SelfCalibration)法

光线束自检校平差解法是一种无需控制点以解求内方位元素,以及其他影响光束形状的要素的近景摄影机检校方法。这些其他要素包括各类光学畸变系数或某些附加

本方法适用于量测摄影机和非量测摄影机的检校。

四、近景摄影机的光学畸变

摄影机物镜系统设计、制作和装配误差所引起的像点偏离其理想位置的点位误差称之为光学畸变差。光学畸变差是影响像点坐标质量的一项重要误差。光学畸变分作径向畸变差(RadialDistortion)和偏心畸变差(DecenteringDistortion)两类。径向畸变差使构像点a沿向径方向偏离其准确理想位置a0;而偏心畸变差使构像点a′,沿向径方向和垂直于向径的方向,相对其理想位置a0都发生偏离。

物镜系统光学畸变为零的点不是像主点,而是自准直主点PPA(PrincipalPointofAutocollimation)。自准直主点PPA是物镜系统光轴与垂直于此光轴的理想成像平面的交点。所有其他像点的径向畸变的方向就是通过PPA的向径方向。

据几何光学,在非近距离摄影条件下,物镜系统的径向畸变和偏心畸变表示如:

??x=(x-x0)(k1r2+k2r4+k3r6+…)+　p1[r2+2(x-x0)2]+2p2(x-x0)(y-y0)??y=(y-y0)(k1r2+k2r4+k3r6+…)+　p2[r2+2(y-y0)2]+2p1(x-x0)(y-y0)应特别注意的是,在近距离摄影条件下,物镜系统的光学畸变在以下两种情况下,已不能用上式表达。??随调焦距的不同,即随着主距f的不同,物镜系统的畸变是变化的;??在特近距离条件下(如像片比例尺大于1∶30),不位于调焦距D上的点,其光学畸变不同于在调焦距D上的点。^[1]