4.GPS定位原理-GPS卫星运动及GPS卫星位置计算-GPS卫星轨道-秦红磊详解.ppt

3. 计算归化时间 GPS卫星轨道参数是相对于参考时间 ，它由星历提供，每小时更新一次，t为接收到该电文时的GPS接收机时间。因此，某观测时刻t归化到GPS时系为 2. 计算观测瞬间的卫星平近点角 卫星导航电文给出参考时刻的平近点角，则 卫星在轨位置的计算 4. 计算偏近点角 根据卫星电文已给出的偏心率e和算得的 ， 可知 卫星在轨位置的计算 5. 计算真近点角 6. 计算升交距角 ——卫星导航电文给出的近地点角距 卫星在轨位置的计算 7. 计算摄动改正项 ——分别为因地球非球形引力和日月引力等因素而引起的升交距角的摄动量，卫星矢经r和轨道倾角i的摄动量。 卫星在轨位置的计算 8 计算经过摄动改正的升交距角，卫星矢经和轨道倾角。 卫星在轨位置的计算 　 卫星电文仅提供了一个星期的开始时刻 它为星期六午夜至星期日子夜的交换时刻）的格林威治视恒星时GAST。因地球自转，GAST随之而不断增值，其增值速率即为地球自转的速率 ,故知感测时刻的格林威治视恒星时为 　　(t 为观测时刻) 9 计算观测时刻的升交点经度 计算观测时刻的升交点经度为该时刻升交点赤经与格林威治是恒星时GAST之差。 卫星在轨位置的计算 则可得到： 令 ： 则上式变为： 由于 则： 　　　　均可从导航电文中获取 卫星在轨位置的计算 第3章 GPS卫星轨道 1.卫星的正常轨道 2.卫星的摄动轨道 3.卫星在轨位置的计算 4.卫星的工作区域 1.卫星的正常轨道 开普勒三大定律 1 卫星轨道参数 2 3 三种近地点角关系 正常轨道：只考虑地球和卫星之间的作用力。不考虑其他天体和大气物理现象的影响。 摄动轨道：受到其他天体扰动和大气物理现象影响的正常轨道。 1.卫星的正常轨道 (1)开普勒三大定律 开普勒(1571-1630)是德国近代著名的天文学家、数学家、物理学家和哲学家。他以数学的和谐性探索宇宙，在天文学方面做出了巨大的贡献。开普勒是继哥白尼之后第一个站出来捍卫太阳中心说、并在天文学方面有突破性成就的人物，被后世的科学史家称为“天上的立法者”。 开普勒三大定律 第一定律即“轨道定律”：所有的行星分别在不同的椭圆轨道上围绕太阳运动,太阳处在这些椭圆的一个焦点上。 第二定律即“面积定律”：对每个行星而言,行星和太阳的连线在任意相等的时间内扫过的面积都相等(“面积速度”不变)。 开普勒三大定律 第三定律即“周期定律”：所有行星的椭圆轨道的长半轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。. 开普勒三大定律 （2）卫星轨道的参数 （2）卫星轨道的参数 轨道椭圆的长半轴a 轨道椭圆的偏心率 轨道平面的倾角i 升交点赤经Ω 近地点角距ω 真近地点角 计算卫星在轨道面直角坐标系中的坐标 （2）卫星轨道的参数 卫星在惯性坐标系位置 一般依据已知的6个轨道参数，求出卫星的在轨实时位置 代表近点方向的单位矢量 代表垂直近地点方向的单位矢量 卫星在惯性坐标系位置 根据轨道椭圆的标准方程 及 得: 卫星在惯性坐标系位置 （3）三种近点角 真近点角 ：卫星位于轨道上S点，卫星位置取决于SOP角，该角称为真近点角（f）,按卫星运动方向量取真近点角（f） 2. 若以长半轴a做一个辅助圆,卫星在该辅助圆上的相应点为 ,则角 称为偏近点角（E）。 3.卫星经过近地点以后以平均角速度运行，向径和OD的夹角，叫做平近点角（M） f （3）三种近点角 f 根据开普勒第二定律 定义平近地点角为 （3）三种近点角 由图可知 将卫星向经的表达式变形 （3）三种近点角 由上式可得偏近点角与真近点角： 同时解得真近点角计算偏近点角的公式： 平近点角（M） （3）三种近点角 　　2. 导航卫星的摄动轨道 上述卫星在只受地心引力时的运动情况，事实上，卫星在空间的运动状况非常复杂，由于受到多种摄动力的影响，卫星的运动轨道不再是一条规则的曲线。 卫