綜合孔徑輻射計是一類典型的空間頻域信號采樣成像系統(tǒng),通過天線陣列接收到的微波信號兩兩復相關得到可見度函數(shù),經(jīng)逆傅立葉變換獲得亮溫圖像。干涉式綜合孔徑成像被廣泛應用于天文觀測和對地遙感領域。隨著干涉技術的發(fā)展,地基干涉陣列向著天基干涉陣列發(fā)展。在天文干涉領域,天基干涉陣列可有效的避免地球電離層影響,對甚低頻觀測尤其有利;在對地觀測領域,由于天基陣列長基線優(yōu)勢,應用領域也從大尺寸的氣象海洋等觀測,向著高精度的目標定位和跟蹤等方向發(fā)展。由于衛(wèi)星數(shù)量的限制,以及系統(tǒng)復雜性、成本等約束,往往采用稀疏陣列。天文觀測領域,對全天空和緩變的強源目標成像,可采用稀疏陣列和分時采樣獲取空間頻率域足夠的可見度函數(shù)采樣值后再進行亮溫反演,重建觀測區(qū)域的亮溫圖像,但對于時變目標該方法不能適用。對地觀測領域,由于地面環(huán)境復雜,要實現(xiàn)目標的檢測幾乎不能采用分時采樣的方式。稀疏基線情況下,綜合孔徑圖像重建和信息提取面臨兩個問題。一方面,由于空間頻率域采樣不足,傳統(tǒng)的傅立葉變換和G矩陣等方法難以反演出原始圖像信息。另一方面,在分時采樣模式下,時變源在成像周期內(nèi)的亮溫變化對成像結(jié)果的影響將不能被忽略,傳統(tǒng)方法難以檢測出時... 

【文章來源】：中國科學院大學(中國科學院國家空間科學中心)北京市

【文章頁數(shù)】：144 頁

【學位級別】：博士

【部分圖文】：

二元干涉儀原理圖

第2章理論基礎圖2.2天線觀測示意圖Figure2.2Schemeofmeasurementofanantenna則方向余弦平面上極坐標下半徑坐標微分dζζ2=ξ2+η2=sin2θ(2.5)dζ=cosθdθ(2.6)設α為兩個方向(ξ,η)和(ξ,η)的夾角，則當α1時(α)2=sin2θd2φ+d2θ(2.7)=sin2θd2φ+sec2θcos2θd2θ(2.8)=sin2θd2φ+sec2θ(ζ)2(2.9)則α與dζ有如下關系1.當dφ=0時，α=secθdζ2.當θ=0時，α=dζ由于陣列因子在方向余弦空間中具有空間不變性和圓形對稱性，因此當視場遠離θ=0方向時，secθ遠大于1，α的寬度在半徑方向逐漸增大。21

第2章理論基礎2.1.4稀疏基線綜合孔徑輻射計通過減少天陣列中的陣元數(shù)量，減小天線陣體積、重量和接收通道數(shù)，達到節(jié)約硬件成本和降低系統(tǒng)復雜度的目的[19]。天線陣列的優(yōu)化設計雖然可減少陣元數(shù)量，但為了得到完整的uv覆蓋，仍需相當數(shù)量的陣元。當陣元數(shù)量進一步減少時，得到的uv覆蓋不完全。把uv覆蓋不完全的基線稱為稀疏基線。稀疏基線下，由于uv覆蓋不完全帶來的信息缺失，導致反演圖像中出現(xiàn)失真和混疊。根據(jù)前面的分析，角分辨率和采樣覆蓋有關。把陣列最長基線對應的分辨率當作陣列的理想分辨率，最小基線間隔得到無混疊視場大小為陣列的理想視場，則可以得到陣列的理想分辨單元數(shù)量。對于網(wǎng)格分布的可見度函數(shù)采樣，非重復采樣點數(shù)量比上理想分辨單元數(shù)小于1時，稱之這樣的基線為稀疏基線。將非重復采樣點數(shù)與理想分辨單元數(shù)之比稱為看作基線的稀疏度。例如，對地遙感中GIMS使用的旋轉(zhuǎn)圓環(huán)陣列在一個快照下的稀疏度量約為20%[121]。如圖2.3所示意，DSL由繞月飛行的1顆母星和8顆子衛(wèi)星組成陣列，其軌道運動一天形成的基線仍較稀疏，如圖2.3。DSL在軌道運動過程中會伴隨呼吸，陣列形成的基線覆蓋發(fā)生變化。圖2.3DSL衛(wèi)星示意圖Figure2.3SchemepictureofsatellitesofDSL25

【參考文獻】：
期刊論文
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