卫星摄动算法

㈠ 开普勒轨道六参数和卫星摄动九参数分别是指什么

[编辑本段]开普勒椭圆轨道卫星在开普勒椭圆轨道上运行时，满足二体问题运动规律。只要知道 6个常数（即轨道要素）就能确定卫星的运动。卫星在椭圆轨道上运动一圈的时间称为轨道周期，周期的长短与半长轴有关。半长轴相同的轨道，其周期也相同。

㈡ 人造地球卫星运动理论的运动理论

对人造卫星运动的研究，沿用了经典天体力学中的级数展开法。在级数展开时，通常认为表征地球扁率的二阶带谐系数为一阶小量，而其他摄动为二阶小量。与经典的行星运动理论一样,人造卫星的运动理论，也有一阶理论、二阶理论、三阶理论……之分。不过,由于卫星运动快,长期摄动的影响非常显着，几天之后摄动量就相当大。因此,人造卫星的一阶运动理论,通常是指包含了二阶长期摄动和一阶周期摄动的理论；而二阶运动理论是指包含了三阶长期摄动及二阶周期摄动的理论……等等。在六十年代，人们研究的是一阶运动理论，其距离精度约为10米(速度为1厘米/秒)，这与当时的观测精度是相适应的。采用激光测距和多普勒测速技术之后，卫星观测精度大大提高，人造卫星激光测距的精度已达几厘米，多普勒测速精度也已达0.1毫米/秒。为了能从这样高精度的观测中提取全部信息，人造卫星的运动理论必须准确到 1厘米的精度。这就需要人造卫星的二阶运动理论，甚至三阶运动理论。
人造卫星的一阶运动理论，通常采用分析方法进行研究，并可将各种摄动因素分开处理。对于地球非球形摄动，1959年古在由秀采用平均要素法，首先提出了一阶运动理论。后来，巴特拉科夫又利用人造卫星的能量积分，进一步完善了这个理论，布劳威尔则采用蔡佩尔变换（见摄动理论）成功地解决了这个问题。此外，一些学者还研究了大气阻力摄动、太阳光压摄动和日月引力摄动等问题。
二阶运动理论的分析方法，一般都局限于地球非球形摄动。1962年古在由秀首先创立二阶运动理论，把运动理论的精度提高到了一个新的水平。1970年阿克斯内斯用包含了部分一阶影响的轨道作为中间轨道，推出了二阶运动理论。他采用了希尔变量并利用堀源－李变换，所以他的表达式要比古在由秀的简洁得多。由于二阶运动理论的公式繁复，推导困难，人们开始使用电子计算机来帮助解决这个问题，在计算机上建立了泊松级数的运算程序，并用以推导天体力学中的繁复的公式。1977年，木下宙建立了三阶运动理论。与此同时，其他摄动的计算也更精细了，例如，考虑到大气密度的周日变化、半年变化、扁球效应、日月引力摄动的短周期项、潮汐项等。这些研究提高了卫星运动理论的精度，但是，由于没有解决联合摄动问题,分析方法所用的物理模式,始终是某种简化了的模式，精度不够高；而且分析方法推导繁复，即使用电子计算机，要推出几万项甚至几十万项的摄动，计算量也很大。因此，很多实用部门就干脆使用天体力学数值方法来解决人造卫星的运动问题。然而，数值方法计算时间太长，积累误差也较大,因此,人们又开始使用半分析、半数值的方法：短周期摄动用分析方法计算；长期、长周期摄动用数值方法计算。这种方法，对于得到分米级精度的运动理论是合适的。

㈢ 开普勒轨道六参数和卫星摄动九参数

卫星轨道参数
倾角
赤道平面与卫星轨道平面间的夹角，具体计算是在卫星轨道升段时由赤道平面反时针旋转到轨道平面的夹角。
高度
卫星离地球表面的距离。
星下点
卫星与地球中心连线在地球表面的交点。
升交点
卫星由南往北飞行轨迹在赤道上的交点。
周期
卫星绕地球一周需要的时间。
截距
卫星绕地球一周，地球转过的度数。
偏心率
焦距与轨道半长轴之比。
近地点角
在轨道平面内升交点和近地点与地心连线间的夹角。
平均近点角
若卫星通过近地点的时刻为tp，卫星的平均角速度为 n，则任一时刻的平均近点角M=n（t-tp）。

㈣ 如何通过卫星的轨道根数计算任意时刻卫星的位置

围绕行星运动的天体叫卫星。我主要说地球卫星，地球的卫星有月亮和人造卫星。

先说人造地球卫星，一般说来，太空中是无空气的真空状态，所以，人造地球卫星，其运动的状态一直保持着从运载火箭获得的能量(惯性)不变，运动方向为弧线的切线方向。因为卫星在运动时还受到地球引力(万有引力)的作用，这个力和卫星的运动方向有一个夹角，它的作用是不断地改变卫星的运动方向，所以，卫星应该是二个力(万有引力、惯性"力")作用的合运动，合运动的轨迹运用物理和数学方法可以推出其曲线方程是(开普勒)椭圆形曲线(近似)，其运动轨迹和地球连线扫过的面积(范围)大小与入轨点的位置和入轨时的速度有关，一般情况可以用开普勒椭圆形轨道来描述卫星运动的。在此基础上辅以轨道摄动的方法，给卫星精确定位，以满足传递信息的需要。

理论上卫星的总机械能是守恒的，所以，近地点运动的速度要大些(高度低些)，远地点运动的速度要小些(高度高些)。但由于地球的大气层与太空没有明显界限，所以，在人造地球卫星的高度范围内还存在有稀薄空气，卫星在克服空气阻力做功时，需要消耗掉少许能量，使卫星的轨道有偏离(高度下降)。实际上，长寿命的卫星都要经常给卫星补充能量，以微调其运动轨道。如携带一些小型发动机燃料、太阳能电池板提供电能等。一旦恢复原来轨道的高度，发动机(电动机)就会关闭，一般是周期性补充能量的。

卫星月亮和人造地球卫星的区别就是月亮是在真空中绕地球转动的。其轨道稳定度好，近年来发现月球的轨道有偏离2一3cm现象，主要是地球异常气侯引起摆动造成的，总体上是稳定的，即使有少量的能量损失，也从太阳的引力波或宇宙中的暗能量得到补充，不必要担心月亮会"溜走"了！

㈤ 卫星受到的摄动力主要包括哪些

（1）地球重力场摄动，其中主要项是地椭摄动（视地球为椭球）；
（2）月球引力和太阳引力摄动；
（3）大气阻力摄动、太阳光压摄动；
（4）地球潮汐摄动。

㈥ 人造卫星的运行周期公式

T=2π√(a^3/GM),a为椭圆长半轴。

最简单的是用开普勒第三定律，先算圆周运动的周期，再算椭圆运动的周期。比较科学的算法是开普勒第二定律，具体参考物理竞赛书籍。

㈦ 太阳,月亮与行星摄动力公式解释谢谢

这题目太过庞大，即便放到本科也足够写一本教科书了。我这里找了一篇文献：《低高度环月卫星轨道摄动分析和计算》（链接网页链接），不妨通过实例更加直观的考察这个问题：

在论文定义了该系统的独特性：

因为篇幅所限，网络知道的一个回答不可能去把教科书一个章节的都写不下的内容给写的面面俱到。但我觉得这篇文献足够举一反三，还没忘记高中物理的人就能够理清这篇文章的逻辑和最后的解决。对于从一个感性角度了解摄动是大有脾益的。

㈧ 美国GPS卫星导航系统的GPS 卫星位置的计算步骤

1、计算卫星运行的平均速度n
2、时间tk计算
3．计算观测瞬间的卫星平近点角
4．计算偏近点角Ek
5、计算真近点角Vk
6．计算升交距角φk
7、计算摄动改正项δ
u、δ
r、δ
i
8、计算经过摄动改正的升交距角uk、卫星矢径rk、和轨道倾角Ik
9．计算卫星在轨道平面上的位置
10、计算观测时刻的升交点经度f
11、计算卫星在地心坐标系中空间直角坐标
12.卫星在协议地球坐标系中的坐标计算

㈨ 差分GPS的算法

GPS定位是利用一组卫星的伪距、星历、卫星发射时间等观测量和用户钟差来实现的。要获得地面的三维坐标，必须对至少4颗卫星进行测量。在这一定位过程中，存在3部分误差：
第一部分误差是由卫星钟误差、星历误差、电离层误差、对流层误差等引起的；
第二部分是由传播延迟导致的误差；
第三部分为各用户接收机固有的误差，由内部噪声、通道延迟、多路径效应等原因造成。
利用差分技术，第一部分误差可以完全消除；第二部分误差大部分可以消除，消除程度主要取决于基准接收机和用户接收机的距离；第三部分误差则无法消除。
下面，我们主要介绍消除由于电离层延迟和对流层延迟引起的误差的算法。在算法中使用的时间系统为GPS时，坐标系统为WGS-84坐标系。
1．消除电离层误差的算法
我们主要通过电离层网格延迟算法来获得实际的电离层延迟值，以消除电离层误差。具体过程如下：解算星历，得出卫星位置→求电离层穿透点位置→求对应网格点→求网格4个顶点的电离层延迟改正数→内插获得穿透点垂直延迟改正数→求穿透点的实际延迟值。
2．卫星位置的计算
解算出星历数据后，加入星历修正和差分信息，便可计算出卫星位置。
从GPS OEM板接收到的是二进制编码的星历数据流，必须按照本文前面部分列出的数据结构解算星历数据，再依据IEEE-754标准将其转换为十进制编码的数据。在这里，需要解算的参数有：轨道长半轴的平方根（sqrta）、平近点角改正（dn）、星历表基准时间（toe）、toe时的平近点角（m0）、偏心率（e）、近地点角距（w）、卫星轨道摄动修正参数（cus cuc cis cic crs crc）、轨道倾角（i0）、升交点赤经（omg0）、升交点赤经变化率（odot）。

㈩ 卫星跟踪s st的基本模式及对大地测量的意义如何

摘要 目前卫星跟踪sst技术包括两种技术模式，一种是高-低模式，即由若干颗高轨同步卫星跟踪低轨卫星的轨道摄动来确定扰动重力场；另一种是低-低模式，即通过测定在同一低地轨道上两颗卫星(相距约200 km)之间的相对速率变化来确定地球重力场。卫星跟踪sst技术被认为是21世纪初最有价值和应用前景的高效重力探测技术之一，其主要科学目的包括：(1)测定地球重力场的精细结构及长波重力场随时间的变化；(2)以全球尺度精密测定磁场；(3)全球大气层及电离层探测。这一技术的实施对现代地球科学在研究地球岩石圈、水圈和大气圈及其相互作用领域具有重大贡献。该技术已成为当今物理大地测量研究的前沿和热点。