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天体的视位置是天文观测中最重要的一个数据。天体的视位置最初是通过查阅相关历书得到，这种查表求天体的视位置方法存在很大问题，主要是计算繁琐，效率低，定位的周期长，天体的数据量大，整本年历有大量数据，而且每年都必须进行数据更新。这种方法显然不能满足应用的需要。这里实现的方法是将天体的运动简化为数学模型，通过对数学模型中相对固定的参数进行运算，最终得出天体的位置，通过实验比对验证了这种方法的准确性和高效性。

星表就是通常所说的恒星坐标表，它由天体的视位置经过一系列的换算而得到星表历元平位置，在星表中载有恒星的赤道平坐标，坐标的周年变化和恒星的白行等。

FK5是由德国海德堡天文所编制的近年来人们普遍使用的一种绝对星表。目前，这种由星表求解天体视位置的方法已被广泛用于求解天文三角形中。

从FK5星表出发，经过与编制星表相反的步骤来求天体的视位置，通过对影响恒星视位置的各种因素，如大气折射、视差、光行差、岁差、章动、自行等误差的分析，给出计算恒星视位置的数学模型，其基本流程图如图3所示。

按照以上算法编写出相关函数库，主程序将相关变量如输入观测地点经纬度、欲观测星体等数据即可计算出星体视位置。FK5星表以文件形式存放。

4 视频数据采集及显示

图像数据的显示可以通过直接写屏来实现。Linux工作在保护模式下，用户态进程是无法直接使用显卡：BIOS里提供的中断调用来实现直接写屏，故Linux抽象出FrameBuffer。这个设备来供用户态进程实现直接写屏。 FrameBtlffer主要是根据VESA标准实现的，所以只能实现最简单的功能。

直接写屏的过程：

(1)打开一个FrameBuffer设备；

(2)通过调用mmap()把显卡的物理内存空间映射到用户空间；

(3)直接写内存。

由于直接写屏是直接对显存进行修改，同QT对程序界面的刷新并不协调，因此有时会出现显示上的瑕疵，为此使用另一种方法显示图像数据，即利用QT库中的QImage类来实现。
以上论述了如何进行采集及显示，但在实际的系统中存在多个任务，各个模块之间需要相互配合，如果简单地采用上述方法，由于视频采集的速度较慢，将会造成阻塞，影响系统性能，因此使用线程技术。

在视频设备初始化后开启一个采集线程，此线程不断采集新的视频数据，采集完一帧数据会改写状态变量；显示部分采用定时显示，每隔一段时间判断状态变量是否为“已采集完毕”状态，如果是则进行显示。由于需要耗时等待的采集过程在线程中运行，通过Linux系统的自动调度，系统运行十分流畅。

5 观测的结果

观测结果包括：拍摄到的图像、拍摄时所在地的经纬度、拍摄时间、大气温度及拍摄的星体名称等。存储时以文件的形式按时间存储，形成观测日志。

对天体视位置计算算法及望远镜实际指向进行了测试。天体视位置算法的测试是选择有代表性的四个天体(太阳、大鸟六、月球、金星)，通过与专业天文软件 STARCALC的计算结果进行比对，衡量计算误差的大小。望远镜实际指向的测试采用现场测量的方法。使用的主要测试工具为计算机、量角器等，测试数据如表1所示。

从比较结果可以看出，由本系统的天体视位置计算算法得出的方位角平均误差为0．261°，高度角平均误差为0．155°，小于系统使用望远镜(物镜焦距360 mm，目镜焦距20 mm)视角6．35°，满足系统观测要求。

图4给出北京时间2008年6月27日20：22：49，在福州大学城(东经119．29°，北纬26．08°)对月球的观测图像；图5给出北京时间2008年6月22日3：47：49，在福州大学城(东经119．29°，北纬26．08°)对金星的观测图像。

6 结 语

经测试，系统工作正常，性能表现良好，达到了原设计目标。但是因为机械系统精度较差，选用的天文望远镜受价格约束，使本系统的总体表现受到一定影响。本系统稍加改动，亦可用于远距离视频监控、人造卫星接收、天线指向控制、太阳能电池板指向控制等领域。

关键词： 系统 设计 观测 天文 PXA270 移动 基于