ES2774494T3 - Sistema de navegación celeste - Google Patents

Abstract

Un método para calcular una posición geográfica en la superficie de la Tierra mediante el uso de al menos un objeto celeste, que comprende etapas de: a) dirigir un dispositivo óptico hacia un objeto celeste para recibir radiación electromagnética del mismo; b) difractar o refractar la radiación electromagnética para obtener un espectro del objeto celeste; c) medir la intensidad o el flujo relativo del espectro a una resolución lo suficientemente alta como para capturar datos de las líneas de absorción y/o emisión en un intervalo amplio de longitudes de onda; d) identificar el objeto celeste mediante la comparación, a través de la coincidencia de patrones, de los datos de las líneas de absorción y/o emisión de la etapa (c) con los espectros contenidos en una base de datos de referencia de objetos celestes; e) medir el ángulo de elevación y el acimut del objeto junto con la hora a la que se observó el espectro; f) usar la información obtenida en las etapas d) y e), junto con una tabla precompilada de posiciones del cuerpo celeste, para calcular una posición geográfica del dispositivo óptico.

Description

DESCRIPCIÓN

Sistema de navegación celeste

Esta invención se refiere a sistemas y métodos para la navegación, específicamente donde uno o más cuerpos celestes, tales como las estrellas o planetas, son visibles.

La navegación celeste se practica desde hace mucho tiempo. Durante siglos, los marineros han usado las estrellas para ayudar a determinar su posición, mediante el uso de instrumentos como los sextantes. Más recientemente, otros sistemas de navegación se hacen cargo. Durante décadas, los barcos han usado Decca, Loran y, más recientemente, sistemas de navegación por satélite para proporcionar una solución más conveniente y generalmente más precisa. Los sistemas globales de navegación por satélite (GNSS) en particular, como el sistema de posicionamiento global (GPS) de EE. UU. y el sistema ruso GLONASS se vuelven universales al proporcionar información de posición para barcos, aeronaves y vehículos terrestres, en la medida en que las técnicas celestes más antiguas han desaparecido en gran medida Sin embargo, los sistemas GNSS son vulnerables, en mayor o menor grado, a interferencias (intencionales o accidentales) u otras capacidades antiacceso. Por lo tanto, es beneficioso tener sistemas de respaldo en caso de falla de los GNSS. En general, Decca y Loran usaron una red terrestre (generalmente) de transmisores para proporcionar señales de navegación, pero ahora tienen una cobertura muy limitada o ya no son funcionales, y de todos modos estarían sujetos a interferencias, etc. Al menos por estas razones, se muestra cada vez más interés en los sistemas celestes como un sistema de navegación de respaldo.

Los documentos de patentes US2011/0077863, US3100264, US8222582 y US4621329 describen varios métodos de navegación mediante el uso de objetos celestes.

El documento de patente US3100264-Ay la solicitud de patente CN104457760-A describen métodos para navegar una nave espacial mediante el uso de la identificación de cuerpos celestes basada en espectroscopía.

El documento "FLINK J H: "Star Identification by Optical Radiation Analysis", IEEE TRANSACTIONS ON AEROSPACE AND NAVIGATIONAL ELECTRONICS, IEEE, EE. UU., vol. Escrito técnico, núm. 3, 1 de septiembre de 1963 (01-09­ 1963), páginas 212-221, XP011211775, ISSN: 0096-1957" describe un método para identificar un cuerpo celeste mediante análisis espectral al generar un espectro del cuerpo celeste visto y compararlo con una base de datos de espectros de cuerpos celestes conocidos. La aplicación a la navegación celeste de naves espaciales se menciona, además, en este. El documento 2011/275408-A1 describe un método de navegación, especialmente para determinar la posición geográfica de un dispositivo móvil en la superficie de la Tierra, que tiene un dispositivo de captura de imágenes para capturar al menos un objeto celeste, el método que comprende usar un filtro de espectro y comparar una respuesta espectral del objeto celeste capturado con una respuesta espectral esperada mediante el procesamiento de imágenes, para identificar el objeto celeste.

Un problema constante con la navegación celeste es su dependencia del clima. Durante el recubrimiento total de nubes no se pueden ver los objetos celestes. El recubrimiento parcial de nubes puede permitir que se vean algunos objetos, pero luego está el problema de identificar cuáles son esos objetos. La vista de solo un par de estrellas, por ejemplo, puede ser difícil de alinear en una carta estelar, y por lo tanto ser difícil de identificar. Si son visibles varias estrellas, entonces puede reconocerse un patrón, combinarlo con una carta estelar y luego usarlo para identificar las estrellas y proporcionar una corrección de navegación de la manera habitual (es decir, mediante el uso de tablas de búsqueda o almanaques que indican la posición angular, o altitud, de un cuerpo celeste dado en un momento dado). Si solo son visibles muy pocas, como una o dos estrellas, entonces se hace más difícil identificarlas para fines de navegación, lo que genera una posible incertidumbre de posición si se usan para la navegación.

El objetivo de la presente invención es superar al menos una de las desventajas de la técnica anterior.

De acuerdo con un primer aspecto de la presente invención, se proporciona un método para calcular una posición geográfica en la superficie de la Tierra mediante el uso de al menos un objeto celeste, de acuerdo con la reivindicación 1, que comprende las etapas de:

a) dirigir un dispositivo óptico hacia un objeto celeste para recibir radiación electromagnética de este;

b) difractar o refractar la radiación electromagnética para obtener un espectro del objeto celeste;

c) medir la intensidad o el flujo relativo del espectro a una resolución lo suficientemente alta como para capturar datos de líneas de absorción y/o emisión en un amplio intervalo de longitudes de onda;

d) identificar el objeto celeste mediante la comparación, a través de la coincidencia de patrones, de los datos de las líneas de absorción y/o emisión de la etapa (c) con los espectros contenidos en una base de datos de referencia de objetos celestes;

e) medir el ángulo de elevación y el acimut del objeto junto con la hora a la que se observó el espectro;

f) usar la información obtenida en las etapas d) y e), junto con una tabla precompilada de posiciones del cuerpo celeste, para calcular una posición geográfica del dispositivo óptico;

El método puede usar algunas o todas las 58 estrellas de navegación estándar, pero al mismo tiempo puede usar otros objetos celestes también, o en lugar de una o más de estas. Preferentemente incluye estrellas que tienen características espectrales distintas que permiten una comparación más efectiva.

Por lo tanto, el método de acuerdo con la invención permite una corrección de navegación (es decir, la determinación de una posición, o un área reducida de incertidumbre en el suelo o el mar, etc.) basada en la detección e identificación de un único objeto celeste. Esto aumenta el aprovechamiento de la navegación celeste, particularmente en condiciones parcialmente nubladas cuando solo uno o dos cuerpos celestes pueden ser visibles. En tales condiciones, la navegación celeste tradicional es muy difícil, o incluso a veces imposible, debido a la incertidumbre de identificar cuál puede ser el único objeto visible. Los sistemas de la técnica anterior usan una pluralidad de estrellas y, comúnmente, los patrones que estas estrellas hacen entre sí para identificar estrellas individuales y establecer un marco celeste de referencia para derivar una corrección de posicionamiento. La observación de las características específicas de absorción y/o emisión en los espectros, como se describe en la presente descripción, permite identificar al menos algunos objetos celestes individuales sin referencia a los objetos que los rodean, mediante el uso de una base de datos que contiene los espectros de los objetos celestes preseleccionados en el cielo. La posición de estos objetos celestes en el cielo se mide con referencia a la dirección de orientación del telescopio, que incluye la altitud, y preferentemente también el acimut, y la hora de la observación registrada mediante el uso de un reloj. Esta información es suficiente para una corrección de posicionamiento que se deriva, típicamente de un almanaque o de un software de navegación celeste tal como MICA - Multiyear Interactive Computer Almanac disponible en http://aa.usno.navy.mil, o el software NavPac de la Oficina Hidrográfica del Reino Unido (UKHO) que proporciona métodos simples y eficientes para calcular las posiciones de los cuerpos celestes.

Ventajosamente, algunas modalidades también pueden comprender la etapa de medir un rumbo acimutal del objeto celeste (o ventajosamente su acimut verdadero geocéntrico). Sin el conocimiento del acimut del objeto celeste, que es la dirección horizontal del cuerpo celeste con respecto a una referencia como el norte geográfico, solo es posible derivar un círculo de posición, es decir, la posición del observador está en algún lugar de un círculo en la superficie de la Tierra. Esto se describirá en más detalle más abajo. Una lectura acimutal, por ejemplo, derivada de una orientación magnética, o una comprensión de la posición aproximada del observador en la superficie de la tierra, puede usarse para reducir la incertidumbre de navegación a una ubicación aproximada en el círculo. Por lo tanto, la observación (de la elevación y el acimut) y la identificación de un solo objeto celeste, junto con la hora de la observación, permiten encontrar una posición geográfica, en comparación con la observación de múltiples objetos celestes de la técnica anterior.

Ventajosamente, algunas modalidades pueden derivar el acimut del objeto celeste mediante el uso de un sistema de navegación inercial, o mediante el uso de cualquier otro medio adecuado.

Los expertos en la técnica apreciarán que, aunque las modalidades apropiadas de la invención permiten obtener una corrección de navegación con referencia a una sola observación de un solo objeto celeste, sería ventajoso realizar múltiples observaciones, ya sea repetir observaciones del mismo objeto celeste o, preferentemente, de otros objetos celestes bien separados en el cielo. El mayor número de observaciones puede usarse en general para mejorar la precisión sobre la de una sola observación, por medio de promediar la posición o mediante la triangulación (después de tener en cuenta cualquier movimiento basado en diferentes tiempos de medición).

Como se indicó anteriormente, el enfoque tradicional usado por los sistemas automáticos de navegación celeste es reconocer los patrones de las estrellas en el cielo para establecer dónde está el observador o detector en la superficie de la Tierra.

En su lugar, las modalidades de la invención buscan patrones en la luz de los objetos celestes individuales para establecer su identidad y, de esta manera, mediante el uso de un proceso como se describió en la presente descripción, llegar a una posición en la superficie de la tierra. Estos patrones en la luz de los cuerpos celestes se deben principalmente a las líneas de absorción y/o emisión producidas por las atmósferas de estos cuerpos. Estas líneas interrumpen el típico continuo del cuerpo negro emitido por un objeto radiactivo como una estrella. La estructura de estas líneas (profundidad y anchura) y su presencia o ausencia pueden variar en dependencia de las características físicas y químicas de la estrella. Por lo tanto, pueden proporcionar una huella dactilar celestial única para la estrella en cuestión y permitir una identificación confiable, particularmente si se respalda por otras características como la luminosidad y el color. Se encuentra que las estrellas más frías, designadas como estrellas de tipo K y M, son particularmente adecuadas para esto. Esto se debe a que sus atmósferas más frías soportan químicas complejas que hacen que se observen muchas líneas de absorción (y/o emisión) en sus espectros, particularmente en la banda de longitud de onda entre aproximadamente 4500 a 9000 Angstroms, o en una o más subbandas en este intervalo. Se apreciará que donde hay más características de absorción y/o emisión en dicho cuerpo, entonces la identificación única del cuerpo mediante el uso de un algoritmo de coincidencia de patrones es más sencilla.

El dispositivo óptico puede ser ventajosamente un telescopio o una cámara con un lente de largo alcance u otro instrumento funcionalmente similar.

El dispositivo óptico puede tener convenientemente una configuración de lente catadióptrica, para lograr una gran ampliación con un diseño compacto. El dispositivo óptico puede ser, por ejemplo, un telescopio Schmidt-Cassegrain o una configuración similar de lentes o espejos. Alternativamente, puede usarse un dispositivo óptico refractor.

Convenientemente, el dispositivo óptico puede montarse en una montura, como (preferentemente) una montura altacimutal, o alternativamente una montura ecuatorial, donde la montura se dispone para indicar o registrar la dirección en la que apunta el dispositivo óptico.

El dispositivo óptico tiene ventajosamente un sensor, tal como un sensor óptico de dispositivo acoplado a carga (CCD), o un sensor óptico de semiconductor de óxido de metal (CMOS) complementario, que es capaz de grabar y medir la luz que incide sobre él.

El sensor debe tener una resolución lo suficientemente alta como para capturar la información espectral con relación al detalle de absorción/emisión, como se explica en la presente descripción.

Convenientemente, el sensor puede usarse como un componente en el análisis de la luz para determinar un espectro de esta. Ventajosamente, puede emplearse una rejilla de difracción en el dispositivo óptico, para dispersar la luz del dispositivo óptico a fin de producir un espectro. Juntos, la rejilla de difracción y el sensor pueden comprender un espectrómetro, en donde la luz de diferentes longitudes de onda se proyecta a través de diferentes regiones, y por lo tanto píxeles, del sensor. Alternativamente, puede usarse otras formas de espectrómetro, como un espectrómetro de refracción (por ejemplo, un prisma).

Ventajosamente, puede incorporarse una ranura en la trayectoria de la luz del dispositivo óptico, como en la entrada a la rejilla de difracción. El uso de una ranura permite aislar una sección de la luz del objeto celeste y, por lo tanto, proporciona una pureza espectral mejorada cuando las condiciones atmosféricas son subóptimas. El uso de una ranura también ayuda a la sustracción del cielo.

El espectrómetro se usa para producir un espectro de la luz entrante.

Ventajosamente, el espectro obtenido puede examinarse para identificar elementos estructurales, incluidas sus líneas de absorción y/o emisión, y puede incluir, además, otras características introducidas, por ejemplo, por la ampliación Doppler de cualquier línea o estructura debido a acompañantes binarios cercanos. La información de luminosidad y/o color (mediante el uso del índice de color) también puede usarse para diferenciar aún más los objetos celestes. El espectro, opcionalmente junto con la información de luminosidad y/o color, proporciona un conjunto de datos o "huella digital" del objeto celeste que ayuda a su identificación en una base de datos de referencia. El conjunto de datos puede correlacionarse, o hacerse coincidir en un patrón, con espectros de objetos conocidos en una base de datos de referencia.

Preferentemente, la base de datos de referencia comprende una pluralidad de mediciones previas para cada estrella, con las mediciones que cubren un intervalo de condiciones diferentes, como diferentes momentos del día, diferentes niveles de nubes, diferentes condiciones ambientales, etc. Puede haber, por ejemplo, decenas o muchas decenas de mediciones para cada estrella. Esta información se usa ventajosamente para modelar la respuesta típica y la variación del espectro de cada estrella en la base de datos, por ejemplo, la desviación media y estándar del flujo relativo en cada longitud de onda.

El espectro debe medirse con una resolución que permita que las líneas de absorción y/o emisión aparezcan en los datos espectrales. La resolución es ventajosamente de al menos 10 angstroms y con mayor preferencia de al menos 7, 5 o 3 angstroms. Se apreciará que cuanto más fina sea la resolución de medición, más precisa será la coincidencia de patrón posterior con los datos de referencia.

Para una buena aproximación, los cuerpos celestes, como las estrellas, irradian como si fueran cuerpos negros y, por lo tanto, cuando se analizan, sus espectros muestran una función típica de curva del cuerpo negro, o curva de Planck, donde en coordenadas cartesianas, el eje y representa la intensidad o flujo relativo y el eje x representa la longitud de onda. Esta curva se eleva abruptamente a longitudes de onda más cortas hasta el pico, antes de caer gradualmente a longitudes de onda más largas. La función es extremadamente sensible a la temperatura y los cuerpos celestes más fríos muestran funciones de curva que alcanzan un pico en longitudes de onda más largas que sus contrapartes más calientes. Es ventajoso que las mediciones espectrales cubran la mayoría de esta función de curva para todos los cuerpos celestes de interés. Como se explicó anteriormente, la preferencia es usar las estrellas más frías de tipo K y M, por lo que las mediciones deberían cubrir adecuadamente donde se alcanza el pico de intensidad/flujo relativo para tales estrellas. Preferentemente, el espectro debería cubrir la región entre 4500 y 9000 Angstroms, pero algunas modalidades pueden extenderse más allá de esto, y otras pueden tener una cobertura reducida, por ejemplo, si se utilizan cuerpos celestes distintos de las estrellas. Tenga en cuenta que los términos "intensidad" y "flujo relativo" se usan en la presente descripción como sinónimos

Una vez que la banda espectral de interés se muestrea con suficiente detalle, entonces puede realizarse un emparejamiento de patrones al respecto. En algunos casos, puede realizarse una correlación directa entre el espectro medido y los espectros dentro de la base de datos de referencia, y puede seleccionarse la coincidencia más cercana como la estrella identificada (u otro cuerpo celeste). Sin embargo, en modalidades preferidas, los datos de imagen obtenidos correspondientes al espectro se procesan para mejorar la discriminación entre cuerpos celestes individuales. Tal procesamiento puede incluir:

i) filtrado espacial para eliminar detalles de escala muy finos, correspondientes al ruido del sensor, y detalles de escala muy gruesos para reducir las variaciones en el punto negro del sensor y también reducir el efecto de la curva de respuesta de sensibilidad bruta del sensor y el efecto de algunas variaciones atmosféricas. Esto puede lograrse mediante el uso de un filtro de convolución lineal con características de paso de banda que elimine las frecuencias espaciales muy altas y bajas, como un filtro de diferencia de Gauss.

ii) el filtrado espectral mediante el uso de una imagen de referencia de una región del cielo cerca del cuerpo celeste en cuestión, o al hacer observaciones de una pluralidad de objetos celestes, y, dada la hipótesis de posibles efectos de confusión como la absorción atmosférica o la radiación del cielo, que derivan factores comunes que afectan las observaciones y eliminan los efectos de tales factores comunes de la imagen;

iii) Normalización del espectro filtrado;

iv) opcionalmente aplicar filtros adicionales para enfatizar características espectrales particulares, tales como calcular el gradiente del espectro (es decir, la tasa de cambio de intensidad con respecto a la longitud de onda) y realizar el procesamiento posterior en el gradiente del espectro;

La señal procesada puede compararse con los espectros de referencia (donde los espectros de referencia se procesan de manera similar). Ventajosamente, esto se realiza mediante el uso de un enfoque estadístico, al comparar cada valor de longitud de onda medido con los valores de longitud de onda correspondientes para cada cuerpo celeste almacenado en la base de datos de referencia. Pueden usarse los valores de desviación estándar y/o promedio de cada longitud de onda de cada cuerpo celeste en la base de datos para proporcionar una probabilidad de que la observación dada se relacione con ese cuerpo celeste. También puede usarse la mediana y/o la desviación absoluta mediana. También pueden utilizarse otras técnicas estadísticas que asumen la correlación entre mediciones a diferentes longitudes de onda (como el análisis de componentes principales). Las probabilidades (después de normalizarse en todos los cuerpos celestes en esa longitud de onda) pueden sumarse en todas las longitudes de onda, para dar, para cada cuerpo celeste en la base de datos de referencia, una probabilidad general de que la observación fuera de ese cuerpo. Ese cuerpo que tiene el mayor valor de probabilidad puede tomarse como el cuerpo celeste observado. El valor de probabilidad está ventajosamente sujeto a un umbral, de modo que, si el valor de probabilidad cae por debajo del umbral, entonces se asume que el cuerpo celeste observado no es uno que esté en la base de datos.

Otras modalidades pueden usar métodos alternativos para llevar a cabo la coincidencia de patrones de los espectros observados con los espectros en la base de datos de referencia. Dichas técnicas pueden incluir el uso de múltiples modelos u observaciones para objetos celestes, como un clasificador k de los vecinos más cercanos, una red neural, o clasificadores de máquina de vectores de soporte, o análisis discriminante lineal.

En algunas modalidades de la invención puede hacerse una correlación entre el espectro procesado de un objeto celeste observado y un espectro procesado de manera similar en la base de datos de referencia, y si no se encuentra una correlación por encima de un umbral predeterminado, entonces otras características de identificación, como la luminosidad o el índice de color del cuerpo celeste también puede usarse como un discriminante adicional.

La base de datos de referencia de al menos algunos de los objetos más brillantes en el cielo puede obtenerse a partir de registros astronómicos existentes, o puede producirse de antemano por el usuario de la invención. Esta base de datos actúa entonces como un registro que puede usarse para comparar o correlacionar cualquier observación actual con el fin de identificarla positivamente. La base de datos de referencia puede incluir ventajosamente las estrellas más brillantes de tipo K y/o M que exhiben una multiplicidad de líneas de absorción y/o emisión debido a la naturaleza de sus químicas y, por lo tanto, serían de mayor utilidad para propósitos de coincidencia de patrones.

Ventajosamente, la base de datos de referencia comprende objetos celestes espaciados en todo el cielo, tanto en el hemisferio norte como en el hemisferio sur. Por lo tanto, esto proporciona una referencia que puede usarse desde cualquier lugar de la Tierra.

Ventajosamente, algunas modalidades pueden proporcionar una base de datos de trabajo que comprende un subconjunto de los objetos celestes en la base de datos de referencia. El subconjunto puede seleccionarse en función del conocimiento actual de la ubicación del usuario y la época del año. Si el usuario tiene algún conocimiento de su ubicación, entonces el subconjunto puede comprender aquellos objetos celestes que se espera sean potencialmente visibles desde esa ubicación (que puede incluir una región de error alrededor de la ubicación para tener en cuenta la incertidumbre de la ubicación). Esto proporciona el beneficio de que la base de datos de trabajo puede incluir objetos celestes que son espectralmente similares a otros objetos que están dentro de la base de datos de referencia, pero que no han sido seleccionados para su inclusión en la base de datos de trabajo. Esto aumenta el número de objetos celestes que pueden identificarse sin ambigüedades en la región cubierta por la base de datos de trabajo. El subconjunto puede, en algunas modalidades, disponerse para contener esos objetos celestes dentro de una subregión que está dentro de los 90° de la ubicación esperada del usuario (que incluye la región de error alrededor de la ubicación esperada). Otras modalidades pueden elegir diferentes tamaños de subregión. La subregión puede variar en tamaño de acuerdo con la certeza de la posición y la dirección de visión del dispositivo óptico. La subregión también puede seleccionarse, cuando se usa en condiciones de luz diurna o crepuscular, según la posición del sol. Por ejemplo, los objetos celestes que están dentro de un ángulo predeterminado, como aproximadamente 30°, 45°, 60°, 75° o 90°, desde el sol, donde la dispersión de la luz en las longitudes de onda más cortas, como la banda azul (B) (como se define en el sistema UBVRI de Johnson-Cousins al que se hace referencia a continuación) puede ser alta, puede excluirse del subconjunto, para evitar que ingrese energía solar excesiva al dispositivo óptico y dificultar la identificación del objeto celeste.

La base de datos puede limitarse aún más a registrar aquellos objetos que tienen los espectros más distintivos, lo que proporcionará una mayor seguridad de una identificación correcta. Convenientemente, la base de datos puede comprender aproximadamente de los 20, 30, 40 o 50, 57, 70, 100 o 130 objetos más brillantes que cumplen con los criterios anteriores, aunque claramente algunas modalidades pueden tener una base de datos que tenga un número diferente. La base de datos puede incluir ventajosamente las 58 estrellas de estado especiales (como se conocen bien por los expertos en navegación celeste) que a menudo se tabulan en almanaques, y puede incluir, además, una selección de otras estrellas brillantes que tienen características distintivas en sus espectros.

En consecuencia, las modalidades de la invención pueden disponerse en donde la etapa de identificar los objetos celestes se realiza mediante la correlación cruzada, o de cualquier otra manera mediante la comparación del espectro recibido con los espectros de referencia tomados previamente de objetos celestes conocidos, y seleccionar el espectro de referencia que tiene una correlación por encima de un umbral predeterminado.

Ventajosamente, las modalidades de la invención pueden disponerse para determinar, mediante el uso de un sensor, la luminosidad y el color (determinado como un índice de color) del objeto celeste para proporcionar información adicional que pueda usarse para identificar de forma única el objeto. Esto puede hacerse mediante el uso del UBVRI de Johnson-Cousins (como se describió en Bessel M.S.: Standard Photometric Systems, Annu. Rev. Astron. Astrophys 2005 43.) sistema fotométrico estándar, donde la luminosidad en una banda de paso preseleccionada puede determinarse al seguir procedimientos fotométricos astronómicos normales, incluida la sustracción de polarización y fondos de cielo. Además, el índice de color, como V-R o R-I, también puede usarse para ayudar a la identificación adicional, donde V, R e I son bandas ampliamente dentro de las bandas visibles, rojas e infrarrojas, como se explica con más detalle en la referencia anterior

La precisión de la corrección de posicionamiento obtenida depende de la precisión del reloj y de la precisión posicional del telescopio. El reloj puede ser convenientemente un reloj que utiliza señales GNSS o un estándar de transmisión, como DCF77 en Alemania o MSF en el Reino Unido para determinar la hora, en dependencia de la disponibilidad. Ventajosamente, el reloj puede ser un reloj autónomo, como un reloj atómico de rubidio o cesio que no requiere una referencia continua o intermitente a una fuente externa. Alternativamente, el reloj puede ser un reloj fundamentalmente menos preciso, como un reloj de cuarzo, que se corrige ventajosamente mediante una conexión intermitente a una fuente de tiempo precisa.

Preferentemente, se usa un reloj preciso (a la hora en que se realiza una medición posicional) dentro de los 10 ms de UTC, o alguna otra referencia de tiempo conocida, aunque se apreciará que puede usarse relojes menos precisos, pero pueden impactar en la precisión de la corrección de navegación obtenida.

Aunque la invención puede tener mayor eficacia por la noche o en condiciones de crepúsculo, también puede tener cierta eficacia en condiciones diurnas. No es ampliamente apreciado que algunas estrellas o planetas sean detectables a la luz del día, e incluso en algunas circunstancias cuando hay una capa de nubes muy ligera. Por lo tanto, la invención tiene utilidad en condiciones diurnas en estas circunstancias.

Al hacer observaciones de un objeto celeste, ventajosamente puede usarse filtros de banda de paso UBVRI dentro del dispositivo óptico. A la luz del día, puede darse preferencia a las bandas de paso R e I para evitar longitudes de onda más cortas donde los efectos como la dispersión de Rayleigh reducen la transmitancia. El uso de filtros es particularmente ventajoso cuando se usa el color (índice de color) como medio contribuyente de identificación.

Ventajosamente, si las observaciones se realizan a la luz del día, o en condiciones de crepúsculo donde todavía hay una cantidad apreciable de luz del día, entonces puede usarse un subconjunto de los objetos celestes referenciados, donde el subconjunto incluye aquellos objetos que tienen características más distintivas hacia o en la región roja o infrarroja cercana (IR) de sus espectros (representados por las bandas de paso R e I del sistema fotométrico UBVRI de Johnson-Cousins) donde la transmitancia atmosférica es ligeramente mejor.

Ventajosamente, por lo tanto, el espectro medido obtenido en la etapa c) (mencionado anteriormente) puede filtrarse o corregirse para eliminar o disminuir las contribuciones de fuentes distintas del objeto celeste que se observa, o para abordar regiones en el espectro electromagnético donde la transmisión atmosférica es pobre. Dichas fuentes podrían incluir luz solar (incluida la luz de la luna), líneas de emisión de resplandor del aire y contaminación lumínica. Ventajosamente, en algunas modalidades, puede sustraerse el fondo del cielo y, si se desea, aplicartécnicas de software, tales como Skycorr (Noll S. y otros.: Skycorr: una herramienta general para la sustracción espectroscópica del cielo, manuscrito de astronomía y astrofísica no. Noli et. Al. 2014, 16 de mayo de 2014), para mitigar los efectos de las líneas de emisión de resplandor.

Aunque la invención proporciona un medio para determinar una posición mediante el uso de un solo objeto celeste, una persona con habilidad ordinaria en la técnica apreciará que se puede lograr una mayor precisión o mayor confianza en cualquier posición obtenida al hacer múltiples arreglos, desde diferentes objetos, o incluso del mismo objeto. Los resultados posicionales de múltiples arreglos pueden combinarse, por ejemplo, al promediar, para producir una corrección de posicionamiento con mayor precisión.

De acuerdo con un segundo aspecto de la invención, se proporciona un sistema de navegación celeste para calcular una posición geográfica en la superficie de la Tierra, de acuerdo con la reivindicación 14, que comprende:

un dispositivo óptico; para recibir luz de un objeto celeste;

un medio para medir una dirección de orientación del dispositivo óptico;

un espectrómetro para medir las propiedades espectrales de la luz en una salida del dispositivo óptico,

un reloj para determinar la hora; y

un procesador para registrar entradas del reloj, el espectrómetro y los medios para medir la dirección de orientación del dispositivo óptico;

en donde el procesador se dispone para comparar, a través de la coincidencia de patrones, un espectro creado por el espectrómetro de un objeto observado por el dispositivo óptico con espectros de referencia de objetos celestes dentro de una base de datos de referencia, y al encontrar una coincidencia, mediante el uso de una tabla precompilada de posiciones del cuerpo celeste, junto con un tiempo registrado de observación e información con relación a la dirección de orientación del dispositivo óptico, incluido el ángulo de elevación y el acimut, a la hora de la observación para calcular una posición geográfica del dispositivo óptico como una corrección de posicionamiento de navegación para el dispositivo óptico.

Las tablas precompiladas de posiciones de cuerpos celestes, típicamente en forma de almanaques que permiten calcular una corrección de posicionamiento, dada la información recopilada con esta invención, están comúnmente disponibles. Por ejemplo, hay disponibles almanaques impresos, como Almanaque Náutico de Brown, publicado por Brown, Son y Ferguson Ltd. Los almanaques en forma de software también están disponibles, como el NavPac, de HM Nautical Almanac Office en el Reino Unido.

La dirección del dispositivo óptico puede usar convenientemente un marco de referencia celeste, como el sistema de coordenadas ecuatoriales de ascensión y declinación correctas, o cualquier otro marco de referencia adecuado.

Ventajosamente, la invención también puede usarse junto con otras técnicas de navegación celeste, tales como las técnicas de reconocimiento de patrones más tradicionales, cuando son visibles múltiples objetos celestes. Por ejemplo, si hay tres estrellas visibles, entonces el reconocimiento de patrones tradicionales solo tiene la distancia de separación entre ellas para identificarlas estrellas. Tal información puede, por sí sola, conducir a una ambigüedad en donde múltiples pares de dos estrellas están espaciados de manera similar. Al aplicar los principios de la invención para identificar uno o más de los objetos visibles, puede lograrse una mayor confianza en la identidad y, por lo tanto, cualquier corrección de navegación posterior.

Las modalidades de la presente invención se describirán ahora en más detalle, a manera de ejemplo solamente, con referencia a las figuras que siguen, en las cuales:

la Figura 1 ilustra en forma de diagrama una modalidad de la invención;

la Figura 2 muestra representaciones gráficas de dos espectros de dos objetos celestes;

la Figura 3 muestra representaciones gráficas de otros tres espectros y el resultado del procesamiento de los espectros para la coincidencia de patrones posteriores;

la Figura 4 ilustra en forma de diagrama cómo una estrella única y conocida puede proporcionar una corrección de navegación; y

la Figura 5 muestra una modalidad adicional de la invención que incorpora una cámara All-sky.

Con referencia a la Figura 1, una primera modalidad de la invención muestra un sistema de navegación 1 que comprende un telescopio 2 montado en una montura ecuatorial 3. La montura es capaz de medir y almacenar la posición en la que orienta el telescopio 2 en cualquier momento dado. Dentro del plano focal del telescopio se monta un sensor CCD 4, que se dispone para recibir y detectar la luz que viaja por el telescopio desde objetos distantes como una estrella 5.

Un par de ruedas de filtro 6, 7 permite que una rejilla de difracción y uno o más filtros, como los filtros de banda de paso, se coloquen en la trayectoria de la luz entrante antes de que incida en el sensor 4. La rueda de filtros 6 permite la inclusión de un filtro Rojo (R) y/o Infrarrojo (I), que puede usarse para observaciones diurnas ya que la transmisión atmosférica es ligeramente mejor hacia longitudes de onda más largas, por ejemplo, hacia las bandas de paso R e I del sistema UBVRI de Johnson-Cousins. El filtro 7 permite la inclusión de una rejilla de difracción que divide la luz en sus longitudes de onda componentes antes de que el CCD 4 capture la luz. Por lo tanto, el uso de la rejilla de difracción permite un análisis relativamente sencillo del espectro de la estrella 5 (u otro cuerpo celeste).

Otras modalidades pueden usar una hendidura para enmascarar parte del ruido de fondo y permitir una mejor sustracción del cielo, particularmente para el uso diurno o crepuscular. Una modalidad que usa una hendidura tiene la hendidura ubicada en un plano focal del dispositivo óptico. La ranura también puede aumentar el proceso de difracción.

Con referencia a la modalidad de la Figura 1 una vez más, el CCD proporciona una señal de salida digital a un ordenador 8, que comprende un procesador y almacenamiento. Dentro del almacenamiento hay una base de datos 10 de los espectros de algunos de los objetos más brillantes en el cielo nocturno (incluidas las 58 estrellas de navegación de estado especial).

Un reloj de referencia 9, que determina la hora a partir de una señal de código de tiempo de radio como el DCF77 alemán o la señal MSF británica, o de una señal de tiempo similar, también se conecta a el ordenador, y puede suministrar la hora a el ordenador bajo demanda. Un dispositivo 12 para medir el acimut en que se orienta el telescopio, que puede comprender una brújula o un sistema de navegación inercial, también proporciona una entrada al ordenador 8.

La difracción actúa para dividir la luz entrante en sus diversos componentes espectrales y presentar este espectro en el CCD. el ordenador 8 se dispone para aceptar información de imagen del CCD y procesarla mediante el uso de un software de procesamiento de imágenes de una manera conocida para obtener el espectro del cual es posible obtener datos de flujo relativo en un intervalo de longitudes de onda. Al mismo tiempo, obtiene una referencia de tiempo del reloj 9, e información de posición de la montura 3, que comprende información que indica la dirección en la que apunta el telescopio. Luego compara el espectro con la base de datos, para encontrar la mejor coincidencia, mediante el uso del software de coincidencia de patrones. Al hacer la comparación, limita su búsqueda en función de cualquier conocimiento a priori de la posición geográfica del telescopio, y crea efectivamente un subconjunto de los datos de referencia. La modalidad puede personalizar el límite en función de la precisión esperada del conocimiento a priori. Un límite básico es limitar la comparación de la base de datos a los objetos celestes que se encuentran dentro de los 90° de la posición esperada a la hora en que se realizó la observación. Puede imponerse límites más finos, que reducen este ángulo, si se tiene una mayor confianza en la posición geográfica actual y también en la dirección de orientación del telescopio.

La coincidencia de patrones realizada por el ordenador 8 se basa en la comparación de firmas espectrales de una o más estrellas observadas contra una base de datos de mediciones previamente adquiridas. La firma espectral se obtiene a partir de los espectros observados mediante la aplicación de filtros para eliminar la información de frecuencia espacial alta y baja (y reduce así la influencia del ruido del sensor, la respuesta espectral del sensor y la variación en el punto negro del sensor), seguido de la normalización y, opcionalmente (pero se realiza en este ejemplo), calcular el gradiente de espectro para dar mayor énfasis a las características espectrales distintas. Es importante destacar que la coincidencia de patrones tiene en cuenta tanto la respuesta espectral típica como sus variaciones. La información de variación se usa cuando se comparan espectros para que las longitudes de onda más informativas tengan más influencia al hacer comparaciones.

Los filtros usados para extraer firmas espectrales para la coincidencia de patrones pueden optimizarse dado un conjunto de observaciones de referencia, por ejemplo, para maximizar la probabilidad de identificar correctamente la estrella correcta. Los filtros (y sus parámetros) pueden cambiarse dinámicamente de manera ventajosa para diferentes escenarios operativos conocidos (por ejemplo, buscar estrellas u operaciones particulares en diferentes niveles de luz ambiental).

La salida como resultado de una coincidencia de patrón en la base de datos será, dada una observación adecuadamente clara de un objeto que se encuentra dentro de la base de datos 10, una identificación positiva del objeto. Por lo tanto, el ordenador ahora tiene información de posición de la montura, junto con información de tiempo en el que un cuerpo celeste conocido estaba en la posición registrada, esta información comprende información básica de navegación. el ordenador tiene comúnmente disponible un software de almanaque 11 dentro de su almacenamiento que, dada la información básica de navegación, proporciona una posición de navegación, o corrección, en la Tierra en la que se encontraba el telescopio en el momento de la observación. La precisión de la corrección depende de la precisión de la información de navegación básica recopilada, como con los métodos anteriores de navegación celeste.

La Figura 2 muestra diagramas cartesianos 2D de espectros obtenidos mediante el uso de un sistema como se describió en relación con la Figura 1. Los espectros se obtuvieron de noche. La figura 2a muestra el espectro de Aldebarán, la 16ta estrella más brillante, que se encuentra en la constelación de Tauro. La figura 2b muestra el espectro de Betelgeuse, la 9na estrella más brillante, ubicada en Orión. La escala vertical está en unidades arbitrarias de flujo relativo. Tenga en cuenta los diferentes ejes horizontales. Puede verse claras diferencias entre los espectros, no solo en la posición horizontal de la mayor parte de la energía, sino también en el detalle de los picos. Esto es causa de las diferentes características físicas de las estrellas, por ejemplo, composición química y temperatura que forman las capas exteriores de las estrellas. Las diferentes características crean diferentes bandas de absorción dentro de los espectros.

Los espectros se midieron con una rejilla de difracción de costo relativamente bajo. Otras modalidades pueden usar una rejilla de difracción mejorada, que proporciona una mayor resolución del espectro, y proporciona así características más distintivas de cada estrella y, por lo tanto, simplifica la identificación. Otras modalidades también pueden usar una ranura, por ejemplo, como se describió anteriormente, para reducir el ruido y permitir una mejor sustracción del cielo.

Estas diferencias en los espectros mostrados permiten que el software de procesamiento de imágenes y/o coincidencia de patrones que se ejecuta en un procesador en una modalidad de la invención distinga entre los dos espectros, al comparar un espectro medido con uno en su base de datos referenciada. De manera similar, los espectros de muchas otras estrellas también tienen características únicas que les permiten distinguirse por el software de coincidencia de patrones.

La Figura 3 muestra gráficas cartesianas 2D de espectros de tres estrellas diferentes, junto con la gráfica obtenida del procesamiento de cada espectro de acuerdo con los métodos descritos en la presente descripción. En la Figura 3a (i), se muestran los espectros de la estrella Sheat. Se verá que esta gráfica de su espectro exhibe características distintivas debido a las líneas de absorción. El espectro procesado se muestra en la Figura 3a (ii). El procesamiento realizado fue:

a) filtrado espacial para eliminar detalles muy finos de escala probablemente causados por el ruido del sensor, y detalles muy gruesos de escala probablemente causados por variaciones en un punto negro del sensor;

b) normalización de la amplitud del espectro en línea con las amplitudes de la base de datos de referencia;

c) calcular el gradiente del espectro

La señal procesada en la Figura 3a (ii) se compara, como se describió en la presente descripción, con espectros de referencia procesados de manera similar en la base de datos de referencia.

Las figuras 3b y 3c muestran espectros (en (i)) y los resultados del procesamiento anterior (en (ii)) para las estrellas Shedar y Pollux, respectivamente. Se notará que los espectros de las Figuras 3b(i) y 3c(i) son muy similares, y sería muy difícil distinguirlos a simple vista. Sin embargo, cuando los espectros se procesan como se describió anteriormente, comienzan a surgir diferencias. Ver, por ejemplo, la forma de onda correspondiente al eje horizontal en el punto marcado x. Las amplitudes en ese punto difieren más significativamente, lo que hace que el proceso de coincidencia de patrones posterior sea más probable para identificar la estrella correcta.

La Figura 4 muestra cómo puede usarse un solo objeto celeste conocido para proporcionar una corrección de navegación, que, dada también la información azimutal, como la orientación magnética del objeto celeste (y la hora de medición, como se hace generalmente), puede proporcionar una posición única, dentro de los límites del error de medición. Se muestra una parte de la Tierra 30, junto con un objeto celeste, como una estrella 31. Un observador en la Tierra ubicado en el punto A observará la estrella 31 en un ángulo de elevación 0, y en una orientación magnética hacia el sur. Este ángulo de elevación, junto con la hora de observación, puede proporcionar una corrección de navegación que es un punto (aún desconocido) en el círculo 32, mediante el uso de un almanaque náutico estándar. Se notará que la estrella aparecerá en el mismo ángulo de elevación 0 en cada punto del círculo 32 y, por lo tanto, un ángulo de elevación solo será insuficiente para derivar una posición, aparte del conocimiento de que el observador está en algún lugar del círculo. Por lo tanto, un observador en el punto B verá la estrella 31 en un ángulo de elevación similar 0, pero con una orientación magnética hacia el norte. De manera similar, un observador en C verá la estrella en el mismo ángulo de elevación, pero con una orientación magnética ampliamente hacia el noreste. La información azimutal, como la derivada de un sistema de navegación inercial, o la orientación magnética puede usarse para ubicar al observador en el círculo y, por lo tanto, proporcionar una solución única.

La presente invención proporciona los medios para identificar muchas de las estrellas, sin referencia a ninguna otra estrella (por ejemplo, mediante el uso de un patrón de estrella más tradicional para fines de identificación), y por lo tanto permite que la técnica descrita en relación con la Figura 4 proporcione la corrección de navegación solo una de las estrellas será visible.

La Figura 5a muestra una modalidad adicional de la invención. Un sistema 40 comprende un telescopio 42 montado en una montura motorizada altacimutal 44. El telescopio tiene un sensor CCD 46, y una rejilla de difracción 48 para producir una salida espectral en el CCD de luz que ingresa al telescopio, y un filtro 49 para observaciones diurnas, de manera que las longitudes de onda más cortas como la luz azul se excluyen de ingresar a la rejilla de difracción. Tenga en cuenta que este filtro puede variar de acuerdo con, por ejemplo, la hora del día a la que se realizan las observaciones o las condiciones atmosféricas locales, para reducir el procesamiento de las longitudes de onda indeseables. Una cámara All-sky 50 (como una cámara Occulus All-Sky disponible en www.sxccd.com) se dispone para tener una vista amplia angular de todo el cielo, o una porción significativa del mismo. El telescopio CCD 46, la montura 48 y la cámara All-sky 50 se conectan todos a una unidad de control 52, que puede comprender un ordenador de propósito general o un ordenador especializada dispuesta para procesar la información de sus entradas y controlar la montura para dirigir el telescopio 42 para que apunte a una región deseada del cielo. Las posiciones del telescopio y la cámara All-sky se calibran, de modo que la unidad de control es capaz de dirigir la montura del telescopio para apuntar el telescopio a un punto determinado, según lo determinado por una imagen proporcionada por la cámara All-sky.

En funcionamiento, la cámara All-sky 50 proporciona imágenes del cielo a la unidad de control 52. La unidad de control examina las imágenes e identifica uno o más puntos brillantes, que pueden ser objetos celestes relacionados con la navegación. Se selecciona un punto elegido y se determina la posición en el cielo a partir de la calibración de posicionamiento realizada anteriormente. La unidad de control luego dirige el telescopio para que apunte al objeto elegido con las señales apropiadas que se envían a la montura 44, y cuando lo hace, se captura la imagen del sensor CCD. Esta imagen comprende una respuesta espectral, que cuando se extrae y plotea en formato cartesiano 2D es como se muestra en la Figura 5b. Los datos espectrales se procesan y analizan, nuevamente como se describió anteriormente, al compararlos con datos de referencia procesados de manera similar de objetos celestes almacenados en la unidad de control. Una coincidencia por encima de un umbral dado proporciona una identificación del objeto, y su información de posición, según lo determinado por el telescopio, se usa como se describió anteriormente para producir una corrección de navegación parcial o total.

El proceso en el párrafo anterior puede repetirse para proporcionar una pluralidad de puntos para el análisis; por ejemplo, la cámara del cielo puede disponerse para suministrar imágenes al controlador a intervalos, como cada pocos segundos, y el telescopio dirigido al siguiente punto para producir un espectro, y una identificación del punto intentado como antes. La figura 5c muestra una imagen 54 que puede proporcionar la cámara de cielo 50 al controlador 52. El controlador, en este caso, ya ha dirigido el telescopio 42 para que apunte al objeto 56, y el espectro de esa imagen se procesa. Sin embargo, esta imagen también revela (debido, por ejemplo, a movimientos en las nubes 56, etc.) un nuevo objeto brillante 58. El controlador puede entonces indicar a la montura del telescopio que gire el telescopio para apuntar al objeto 58 recientemente revelado, para obtener un nuevo espectro a partir del mismo. De esta manera, el sistema puede buscar e intentar identificar objetos continuamente, para producir información de navegación que puede combinarse con datos obtenidos previamente para mejorar la precisión de la corrección de navegación.

El sistema puede disponerse, cuando se activa, para que funcione de la manera descrita anteriormente para generar una corrección de navegación que puede ser interrogada según lo deseen otros sistemas. La corrección de navegación puede proporcionarse, junto con una estimación de su precisión, basada en factores como el número de estrellas utilizadas para generar la solución, la precisión posicional de los datos de acimut y elevación, y la precisión de tiempo de las mediciones obtenidas.

Se apreciará que la invención puede usarse por sí sola, para proporcionar una corrección de navegación, o puede usarse junto con otros sistemas de navegación, para proporcionar una alternativa o una solución de respaldo. Cuando se usa con otros sistemas de navegación, se apreciará que los resultados de las modalidades de la invención pueden fusionarse ventajosamente o combinarse de otra manera con los resultados de los otros sistemas. También se apreciará que el objeto celeste puede ser una estrella o un planeta, aunque es probable que se use predominantemente con estrellas.

El sistema puede usarse en cualquier configuración adecuada, y pueden llevarse a cabo varias modificaciones o combinaciones de elementos de las diversas modalidades descritas sin apartarse del alcance de la invención, como se define en las reivindicaciones adjuntas.

Claims (16)

REIVINDICACIONES

1. Un método para calcular una posición geográfica en la superficie de la Tierra mediante el uso de al menos un objeto celeste, que comprende etapas de:

a) dirigir un dispositivo óptico hacia un objeto celeste para recibir radiación electromagnética del mismo;

b) difractar o refractar la radiación electromagnética para obtener un espectro del objeto celeste;

c) medir la intensidad o el flujo relativo del espectro a una resolución lo suficientemente alta como para capturar datos de las líneas de absorción y/o emisión en un intervalo amplio de longitudes de onda;

d) identificar el objeto celeste mediante la comparación, a través de la coincidencia de patrones, de los datos de las líneas de absorción y/o emisión de la etapa (c) con los espectros contenidos en una base de datos de referencia de objetos celestes;

e) medir el ángulo de elevación y el acimut del objeto junto con la hora a la que se observó el espectro;

f) usar la información obtenida en las etapas d) y e), junto con una tabla precompilada de posiciones del cuerpo celeste, para calcular una posición geográfica del dispositivo óptico.

2. Un método como se reivindicó en la reivindicación 1, en donde la difracción de la luz para obtener un espectro de la misma se realiza mediante el uso de una rejilla de difracción y un sensor óptico multipixel tal como un sensor de cámara digital.

3. Un método como se reivindicó en la reivindicación 1 o la reivindicación 2, en donde el espectro obtenido se examina para identificar elementos estructurales que incluyen al menos sus líneas de absorción y/o emisión.

4. Un método como se reivindicó en la reivindicación 3, en donde el espectro se procesa antes de ser comparado con los datos de referencia, dicho procesamiento que comprende las etapas de:

a) filtrar espacialmente el espectro para eliminar detalles espaciales muy finos correspondientes al ruido del sensor y detalles espaciales muy gruesos correspondientes a los efectos de una curva de respuesta de sensibilidad bruta del sensor y variaciones en el punto negro a través del sensor;

b) normalizar el espectro filtrado para proporcionar una mayor consistencia a través de diferentes observaciones.

5. Un método como se reivindicó en la reivindicación 4, en donde el procesamiento previo comprende, además, la etapa de producir una señal de gradiente que relaciona el cambio de intensidad con la longitud de onda del espectro, y conducir el procesamiento posterior mediante el uso de la señal de gradiente del espectro.

6. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde la etapa de identificar el objeto celeste se realiza mediante la correlación cruzada del espectro, cuando el método depende de las reivindicaciones de la 1 a la 3, o el espectro procesado, cuando el método depende de la reivindicación 4, con espectros de referencia previamente tomados de objetos celestes conocidos, y se selecciona el espectro de referencia que tiene una correlación por encima de un umbral predeterminado.

7. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde la base de datos de referencia comprende, para cada cuerpo celeste, una pluralidad de mediciones de estos tomadas en diferentes condiciones ambientales, para proporcionar información estadística, para utilizarse en el proceso de coincidencia de patrones.

8. Un método como se reivindicó en la reivindicación 7, en donde la coincidencia de patrones comprende hacer coincidir el espectro procesado con representaciones estadísticas de los objetos celestes conocidos almacenados en la base de datos de referencia, para encontrar una observación de máxima probabilidad.

9. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde al menos una de: la luminosidad y un índice de color preseleccionado del objeto celeste también se usa como criterio distintivo para identificar el objeto celeste.

10. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde la base de datos de referencia comprende objetos celestes que tienen características espectrales de mediciones diferentes con respecto a otros objetos celestes en su vecindad, en donde la base de datos de referencia contiene objetos elegidos entre al menos los 20, 30, 40, 50, 58, 70, 100 o 130 objetos celestes más brillantes.

11. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde el espectro obtenido en la etapa b) se filtra o se corrige para eliminar, disminuir o compensar de cualquier otra manera los efectos de la radiación que no emanan del objeto celeste.

12. Un método como se reivindicó en la reivindicación 11, en donde el filtrado o la corrección usa una medición de calibración del espectro tomada de una región donde la luz es el resultado de fuentes terrestres, la composición química de la atmósfera de la Tierra y/o se origina en el Sol.

13. Un método como se reivindicó en cualquiera de las reivindicaciones anteriores, en donde el dispositivo óptico es una lente de cámara o telescopio.

14. Un sistema de navegación celeste para calcular una posición geográfica en la superficie de la Tierra que comprende:

un dispositivo óptico para recibir luz de un objeto celeste;

un medio para medir una dirección de orientación del dispositivo óptico;

un espectrómetro para medir las propiedades espectrales de la luz en una salida del dispositivo óptico;

un reloj para determinar la hora; y

un procesador para registrar entradas del reloj, el espectrómetro y los medios para medir la dirección de orientación del dispositivo óptico;

en donde el procesador se dispone para comparar, a través de la coincidencia de patrones, un espectro creado por el espectrómetro de un objeto observado por el dispositivo óptico con espectros de referencia de objetos celestes dentro de una base de datos de referencia y, al encontrar una coincidencia mediante el uso de una tabla precompilada de posiciones del cuerpo celeste, junto con un tiempo registrado de observación e información con relación a la dirección de orientación del dispositivo óptico, incluido el ángulo de elevación y el acimut, a la hora de la observación, calcular una posición geográfica del dispositivo óptico como una corrección de posicionamiento de navegación para el dispositivo óptico.

15. Un sistema de navegación celeste como se reivindicó en la reivindicación 14 en donde el espectrómetro comprende una rejilla de difracción y un elemento sensible a la luz.

16. Un sistema de navegación celeste como se reivindicó en la reivindicación 14 o la 15, en donde el procesador se dispone para eliminar, disminuir o compensar de cualquier otra manera los efectos de la radiación que no emana del objeto celeste.