人造卫星轨道

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1、人造卫星轨道中国科学院电子学研究所liujy@mail.ie.ac.cn2010.10问题卫星轨道与这门课有什么关系？（这堂课的主线）如何设计轨道如何计算多普勒频率介绍了哪些知识点？（由主线引出的支线）时间坐标系空间坐标系轨道要素推荐参考书《合成孔径雷达卫星》魏钟铨科学出版社《卫星轨道姿势动力学与控制》章仁为北京航空航天大学出版社《航天动力学引论》刘林胡松杰王歆南京大学出版社《外弹道测量与卫星轨道测量基础》张守信国防工业出版社开源代码(GeneralAstrodynamicsLibrary)http

2、://homepage.mac.com/pclwillmott/GAL/index.htmlhttp://hpiers.obspm.fr/eop-pc/主要内容前言时间系统与坐标系统基本特性摄动问题常用测轨方法主要内容前言时间系统与坐标系统基本特性摄动问题常用测轨方法前言随着我国综合国力和空间技术的发展，空间对地观测技术在国民经济建设和国家安全保障方面的应用得到了越来越多的重视。高分辨率遥感卫星的定轨是提高卫星应用水平的基础，是实现其科学和工程目标、探测地球精细环境变化的核心技术之一。早期由于观测手段的限制,卫星定轨主要

3、借助地基观测系统,多用角度作为观测量的纯解析法来实现定轨;随着观测技术的迅速发展和测量精度的不断提高,以及对卫星摄动力认识的深人,相应模型的不断进化和计算机技术的发展,数值方法已成为遥感卫星定轨的主要工具。主要内容前言时间系统与坐标系统基本特性摄动问题常用测轨方法天球天球天轴赤道子午圈时圈黄道春分点上下中天岁差早在两千多年前，人们就发现春分点在恒星间的位置不是固定不动的，它沿黄道缓慢向西移动。太阳通过春分点的时刻总比太阳回到恒星间的同一位置的时刻要早一些，即回归年比恒星年短，这一现象称为岁差。日月岁差、行

4、星岁差、进动力矩章动由于月球和太阳的轨道面与赤道面不重合，使得地球自转轴的进动变得极为复杂，进动轨迹可以看成在平均位置附近作短周期的微小摆动，这称为章动。黄经章动、黄赤交角章动极移在1765年瑞士数学家欧拉指出：由于地球自转轴与地球自短轴不重合，地球自转轴会在地球内部绕行，周期为305天。直到1888年德国科学家才实际发现了地极的这种运动，称为极移。国际习用原点（CIO）世界时系统恒星时(SiderealTime,ST)恒星时以春分点为基准，春分点连续两次上中天的时间间隔叫做恒星日。由于春分点的上中天通过某一地点

5、的子午圈，因此恒星时有地方性。格林威治的地方恒星时，称为格林威治恒星时SSg由于岁差和章动的影响，春分点有缓慢的位置变化，所以恒星日并不严格是地球的自转周期。随岁差、全章动移动的是真春分点真恒星时只随岁差移动的为平春分点平恒星时随岁差以及章动长周期项部分而移动为准春分点准真恒星时世界时系统太阳时(MeanSolarTime,MT)真太阳圆面中心连续两次上中天的时间间隔，称为“真太阳日”。由于真太阳日的不均匀性，人们常采用长度不变的“平太阳日”，其长度等于一年中真太阳日的平均长度。世界时系统世界时(U

6、niversalTime,UT)世界时是平太阳在格林威治视角加上12小时hUTSa12g区时：把整个地球表面按子午圈划分24时区，每个时区15度经度。在同一时区内都采用该时区平均子午圈的时间。hTUTN(东经“”，西经“”)N世界时系统世界时的不均匀性世界时以地球自转为基础，由于地球自转的不均匀及极移的影响，使世界时也不均匀，必须进行适当修正。1956年，国际将世界时分为UT,UT,UT。012UT：以地球瞬时极为参考而测定的时间，由各天文台0根据观测恒星的结果直接计算得到。UT：对UT进行极移修正

7、得到，是相对于平均极的子午10圈。UT：在UT基础上，进一步参考地球自转速率周年变化21而确定的时间。原子时系统国际原子时(TAI)1967年10月第13届国际度量横会议决定以原子时秒作为新的国际单位秒(SI)。原子时的起点定为1958年1月1日0时（世界时），希望在这瞬间TAI时刻与UT相同。但实际两者相差0.0039秒。原子时是一种十分稳定的时间系统，地球动力学时通过原子时具体加以实现的。原子时系统协调世界时(UTC)由于地球自转速度有长期变慢的趋势，世界时每年比原子时慢约1秒。采用润秒或跳秒的方法，使协调

8、时与世界时的时刻相接近。即当协调时与世界时的时刻差超过0.9s时，便在协调时中引入一润秒(正或负)。一般在12月31日或6月30日末加入，具体日期由国际地球自转服务组织(IERS)安排并通告。最新的一次调整在2008年12月31日动力学时系统动力学时是一种定义在运动方程