绝密-空间大地测量学复习

第一章概论

1.大地测量学的基本体系：几何大地测量学、物理大地测量学、空间大地测量学

空间大地测量学主要研究利用自然天体或人造天体来精确测定点的位置，确定地球的形状、大小、外部重力场，以及它们随时间的变化状况的一整套理论和方法。

2. 国家平面坐标系统实现过程主要工作

（1）国家平面控制网布设

（2）建立大地基准、确定全网起算数据

（3）控制网的起始方位角的求定

（4）控制网的起始边长的测定

（5）其它工作

3.传统大地测量常规方法的局限性

（1）测站间需保持通视：采用光电仪器，必须通视；需花费大量人力物力修建觇标；边长受限制；工作难度大、效率低。

（2）无法同时精确确定点的三维坐标：平面控制网和高程控制网是分别布设的；并且增加了工作量。

（3）观测受气候条件影响：雨天、黑夜、大雾、大风、能见度低时不宜测量。

（4）难以避免某些系统误差的影响：光学仪器的测量值会因为大气密度不同而受到不同的弯曲影响，地球引力由两极到赤道减小，大气密度变化也逐渐减小。

（5）难以建立地心坐标系：海洋区域无法布设大地控制网，陆地只能区域测量，建立区域参考椭球与区域大地水准面吻合；无法建立全球参考椭球。

4. 时代对大地测量提出的新要求

（1）要求提供更精确的地心坐标：空间技术和远程武器迅猛发展，要求地心坐标；

（2）要求提供全球统一的坐标：全球化的航空、航海导航要求全球统一的坐标系统

（3）要求在长距离上进行高精度的测量：如研究全球性的地质构造运动、建立和维持全球的参考框架、不同坐标系间的联测等；

（4）要求提供精确的（似）大地水准面差距：GNSS等空间定位技术逐步取代传统的经典大地测量技术成为布设全球性或区域性的大地控制网的主要手段；人们对高精度的、高分辨率的大地水准面差距N或高程异常的要求越来越迫切。

（5）要求高精度的高分辨率的地球重力场模型：精密定轨和轨道预报（尤其是低轨卫星）需要高精度的高分辨率的地球重力场模型来予以支持。

（6）要求出现一种全天候，更为快捷的、精确、简便的全新的大地测量方法。

5. 空间大地测量产生的可能性

（1）空间技术的发展：按需要设计卫星，并能精确控制姿态，精确测定卫星轨道并进行预报，为卫星定位技术的产生奠定了基础。

（2）计算机技术的发展：为大量资料的极其复杂的数学处理提供了可能性。

（3）现代电子技术，尤其是超大规模集成电路技术。

（4）其他技术：多路多址技术、编码技术、解码技术等通讯技术，信号和滤波理论；大气科学的发展。

6. 空间大地测量学

利用自然天体或人造天体来精确测定测点的位置，从而精确确定地球的形状，大小，外部重力场以及它们随时间的变化状况的一整套理论和方法(或一门科学)称为空间大地测量学。7. 空间大地测量的主要任务

一类是建立和维持各种坐标框架：

（1）建立和维持地球参考框架，包括全球性的和区域性的地球参考框架；

（2）建立和维持国际天球参考框架：国际天球参考框架ICRF可分为：BCRF（日心，用于研究行星绕日）和GCRF（地心，用于研究卫星绕地）；

（3）测定地球定向参数；

一类是确定地球重力场：

意义：高分辨率高精度的地球重力场模型对于军事部门、航空航天部门，以及大地测量、地球动力学等地学研究部门意义重大；

空间大地测量的诞生从根本上改变了这种状况：

–根据卫星的轨道摄动来反演地球重力场；

–利用卫星测高技术来实际测定海洋地区的大地水准面反演海洋地面的重力场；

–利用高-低模式和低-低模式的卫星跟踪卫星以及卫星重力梯度测量技术来反演地球重场；–高分辨率、高精度、变化性。

8. 几种主要的空间大地测量技术

（1）VLBI甚长基线干涉测量

（2）SLR激光测卫/月（SLR/LLR）

（3）GNSS各种全球性的卫星导航定位系统合称GNSS；

（4）DORIS法国研制组建的采用多普勒测量的方法来进行卫星定轨和定位的综合系统；（5）利用卫星轨道摄动反演地球重力场

（6）卫星测高

（7）卫星跟踪卫星

第二章时间系统

1. 空间大地测量的两个基准

–时间和空间是物质存在的基本形式（时空基准）；

–在空间大地测量中，描述物体的位置需要：空间基准（坐标系统）和时间基准（时间系统）2.时刻：某一事件的发生时间，是绝对时间，是一种特殊的时间间隔（起算于某一个约定的起点时刻)。

时间间隔/ / 时段：事物在两种状态之间经历的时间历程（起点时刻随机的时间段）。

3. 时间系统与时间框架

时间系统定义了时间测量的标准，包括时刻的参考基准和时间间隔的尺度基准。

时间框架通过守时、授时和时间频率测量比对在某一区域或者全球范围内实现和维持统一的时间系统。

4. 世界时：以地球自转作为时间基准的时间系统，叫世界时系统。

世界时分类：（1）恒星时：春分点的视运动；（2）太阳时：太阳的视运动。

5.恒星时（Sidereal Time- - ST)

?定义：–恒星时以春分点作为参考点，春分点连续两次经过地方上子午圈的时间间隔为一个恒星日，再均匀分割成小时、分和秒。

–恒星时与地方上子午圈的时间有关，为地方时。

6. 太阳时

（1）真太阳时：太阳中心连续两次经过某地的上子午圈的时间间隔称为一个真太阳日；再均匀分割为小时、分和秒。

?以地球自转为基础，以太阳中心为参考点的时间系统。

?大小相当于太阳中心相对于本地子午圈的时角。

?真太阳时是不均匀的

（2）平太阳时：以地球自转为基础，以平太阳中心作为参考点所建立的时间系统称为平太阳时。

?平太阳的周年视运动轨迹位于赤道平面，而不是黄道平面；它在赤道上的运动角速度为恒定的，等于真太阳的平均角速度。

（3）民用时：将平太阳时的起始点从平正午移到平子夜的平太阳时，mc =m+12h

（4）世界时UT（Universal Time）：将格林尼治零子午线处的民用时称为世界时。

世界时与恒星时的大小关系：太阳日>恒星日

7. 历书时（ET）

为了避免世界时的不均匀性，1960年起引入了一种以地球绕日公转周期为基础的均匀时间系统，称为历书时。

起点定义：以1900年1月0日世界时12h作为历书时1900年1月0日12h。

历书时的测量：以观测月球绕地球的轨道周期为基础。

缺陷：

天文常数的修改会导致历书时的不连续；

实际历书时比理论精度要差的多；

要经过较长时间的观测和数据处理；

星表本身的误差。

8. 原子时（AT）

（1）原子时：原子能级跃迁时会发射或吸收电磁波，电子波频率很稳定，并且容易复现，所以原子可以作为很好的时间基准，因而建立的以物质内部原子运动为基础的原子时。

秒长：铯133元子基态，在两个超精细的能级间跃迁辐射振荡9192631770周所持取得时间为一个原子秒。

起点：原子时的起算历元1958年1月1日0h，其值与世界时UT2相同。

（2）国际原子时（TAI）

为了避免每一台原子钟因各种误差影响所造成的时间差异，建立国际统一的原子时系统，国际时间局1971年建立国际原子时(TAI)。

（3）协调世界时UTC

秒长严格等于原子时的秒长；

与世界时UT间的时刻差规定需要保持在0.9秒以内，否则将采取闰秒的方式进行调整。即UTC=TAI-1s·n，其中n为调整的整数参数。

（4）GPS 时（GPST)

GPS时间为原子时，采用原子时的秒长，起点为1980年1月6日0h。

GPS时与国际原子时TAI的关系为：

（5）GLONASS时为原子时，采用原子时的秒长，与UTC之间有三小时的偏差。

原子钟可分为基准型和应用型（守时型原子钟和星载原子钟）两种；

目前，可供空间应用的原子时钟有三种：铯钟、铷钟和氢钟。

10. 脉冲星时

脉冲星是一种快速自转的中子星；直径一般只有10～20km，是宇宙中最小的恒星；质量和太阳等恒星相仿。

特点：具有极端的物理环境；自转具有极高的稳定度。

11. 相对论框架下几种时间系统的定义

太阳系质心动力学时（TDB）、地心坐标时（TCG）、质心坐标时(TCB)

12. 时间传递

每台钟都有误差，具有不同的频率准确度和漂移率，因而同一瞬间由不同的钟所给出的时间是不相同的。

常用的时间传递的方法：

?短波无线电时号

?长波无线电时号

?电视比对

?搬运钟法

?利用卫星进行时间比对

?电话和计算机授时

?网络时间戳服务

13. 空间大地测量中的常用计时方法

（1）历法(calendar)

历法是规定年、月、日的长度以及它们之间的关系，制定时间序列的一套法则。

?主要分为：

阳历（公历）：以回归年为基本单位。阳历分为：儒略历，格里历

阴历（回历）：以朔望月为基本单位

阴阳历（农历）：以朔望月计月，以回归年计年，二者兼顾。

（2）儒略日与简化儒略日

儒略日（JD）便于计算相隔若干年发生的两事件之间的天数

简化儒略日（MJD）：MJD＝JD －2,400,000.5

年积日：是在一年中使用的连续计时法。用它可方便地求出一年内两个时t1和t2间的时间间隔。

第三章坐标系统

1.岁差

由于赤道运动而引起的岁差称为赤道岁差，原来被称作日、月岁差；

由于黄道运动而产生的岁差称为黄道岁差，原来被称为行星岁差。

赤道岁差

定义：由于太阳、月球及行星对地球上赤道隆起部分的作用力矩而导致赤道平面的进动称为赤道岁差；运动速度为每年西移50.39秒

黄道岁差

定义：除太阳和月球对地球的万有引力外，其他行星也对地球和月球产生万有引力。影响地月系质心绕日公转的轨道平面，黄道面产生变化，进而使春分点产生移动，这种岁差称为黄

黄道岁差使春分点在天球赤道上每年约东移0.1秒，还会使黄赤交角ε变化。

总岁差：

由于赤道岁差和黄道岁差的综合作用，平春分点将从γ0移至γ，从而使天体的黄经发生变化，称为黄经总岁差。

变化量：

2.章动

定义：由于日、月以及行星相对地球的位置在不断变化从而导致OF随时间不断变化，使黄道面相对于地球的位置在不断变化，从而北天极、春分点、黄赤交角等在总岁差的基础上产生额外的微小摆动，这种周期性（18.6年）的微小摆动称为章动。

黄经章动与交角章动

由于真天极围绕平天极作周期性的运动时所引起春分点在黄道上的位移称为黄经章动道；由于真天极围绕平天极作周期性的运动时所引起黄赤交角的变化称为交角章动。

3. 极移

定义：由于地球内部物质和表面上物质运动使得地球相对于自转轴产生相对运动，引起地极的移动，这种现象称为极移。

平均极：

A．固定平极：由几个纬度观测台站的固定平纬所确定的平均极称为固定平极。

B．历元平极：由1个或几个观测台站的历元平纬所确定的平均极称为历元平极。

极移的成分：张德勒(Chandlar )摆动、受迫摆动、微小摆动、长期漂移。

4. 天球坐标系统

天球坐标系：用以描述自然天体和人造天体在空间的位置或方向的一种坐标系。

分类：依据所选用的坐标原点的不同可分：

站心天球坐标系（原点位于测站中心）

地心天球坐标系（原点位于地心）

太阳系质心天球（原点位于太阳系质心）

球面坐标系主要点和圈：

?基圈与基点：选取一个大圆作为基圈，该基圈的极点称为基点，过基圈的两个极点的大圆皆与基圈垂直。

?主圈与副圈：选取一个过基圈的两个极点的大圆作为主圈，其余的大圆称为副圈。

?主点：主圈与基圈的交点则称为主点。

?经度：过任一天体S的副圈平面与主圈面之间的夹角称为经度。

?纬度：从球心至天体的联线与基圈平面间的夹角称为纬度

天球赤道坐标系分类：

在空间大地测量中，使用最为广泛的天球坐标系是天球赤道坐标系。由于岁差和章动，天轴的指向在不断变动，天球赤道面和春分点的位置也会相应地不断变化，从而形成许多不同的

天球赤道坐标系。

●瞬时天球赤道坐标系；

●平天球赤道坐标系；

●协议天球坐标系；

●国际天球参考框架；

国际协议天球坐标系（International Celestial Reference System，ICRS）

国际天球参考框架架（ICRF，International Celestial Reference Frame）

5. 站心天球坐标系

定义：坐标原点在测站标石中心的天球坐标系叫站心坐标系，也称作测站天球坐标系。

卫星定位（卫星大地测量）中，使用较多的主要有：站心天球坐标系和站心地平坐标系6.归算工作一般可采用以下两种方法：

?归心改正：

周日视差改正和周年视差改正：适用于距离遥远的天体（如恒星）

测站与地心在某天体处的张角称为该天体的周日视差。

当地球公转轨道的平均半径为r在垂直于从日心至某天体的联线时，在该天体处的张角β称为该天体的周年视差。D为从日心至天体的距离；

?坐标转换：适用于卫星等距离地球较近的天体。

常用的站心天球坐标系一般有：站心天球赤道坐标系和站心地平坐标系

7. 地球坐标系

参心坐标系：参考椭球面与区域的大地水准面吻和好，在此椭球上建立的大地坐标系，参考椭球球心于地球质心一般不重合，这种坐标系叫参心坐标系。

地心坐标系：参考椭球球心于地球质心重合，参考椭球面与全球大地水准面吻合好在此椭球上建立的大地坐标系，叫地心坐标系。

地球坐标系的两种常用形式：空间直角坐标系和空间大地坐标系

大地坐标系是采用大地经度L、大地纬度B和大地高H来描述空间位置的。

空间直角坐标系的坐标系原点位于参考椭球的中心，Z轴指向参考椭球的北极，X轴指向起始子午面（格林尼治时圈）与赤道的交点，Y轴位于赤道面上，且按右手系与X轴呈90夹角。

协议地球参考系（CTRS）和协议地球参考框架（CTRF）：

国际地球参考系（ITRS）和国际地球参考框架（ITRF）

第四章VLBI原理及应用

1. 大气窗口

宇宙中大部分电磁波信号在通过地球大气层时，被吸收而无法到达地面。而穿透大气到达地面的信号只有：

?0.40～0.76μm的可见光，“可见光窗口”;

?0.76～2.50μm的近红外谱段

?3.50～4.20μm的中红外谱段，“红外窗口”

大气向人们开一扇“无线电窗口”，波长范围：0.1cm-60m左右。

“可见光窗口”和“无线电窗口”称为大气窗口。

2. 甚长基线干涉测量的定义

两台使用独立本振信号的射电望远镜A和B，同时对同一射电源进行观测，利用射电干涉测量原理测定信号到达A、B两站的时间延迟τ，以及延迟率dτ/dt；从而精确测定A到B基线向量、以及射电望远镜到射电源方向的一整套理论、方法和技术称为射电干涉测量。3.基本原理（PPT）

4. 甚长基线干涉测量应用

?能够分辨射电源精细结构

?对射电源位置以及望远镜两端测站的相对位置非常敏感，能够分辨它们之间位置的细微变化

?在天体测量和大地测量中应用广泛

5. 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI）

定义：将VLBI天线送往太空，大幅度延伸VLBI观测基线长度，提高观测分辨率，这种技术即为空间甚长基线干涉测量（Space VLBI，简称SVLBI）。

特点：

?大幅度提高VLBI分辨率,使之能够分辨出更精细的射电源结构和更好

地作射电源成图。

?VLBI天线受到地球引力场的影响，其观测量(两天线接收同一射电源信号的时延和时延变率)同时涉及到三个参考系：

由射电源星表实现的射电天球参考系

由空间VLBI的轨道运动方程实现的动力学参考系

由地面测站网实现的地固参考系

空间VLBI的组成：

（1）SVLBI站：天线和馈源系统；接收机和数据采集系统；姿态和轨道控制系统；参考相位和数据传输系统；能源系统；装配在空间站上的数据处理系统

（2）地面VLBI站：地面跟踪站的作用是通过两路无线电通道与SVLBI站进行不间断的联系。（3）地面跟踪站

（4）相关处理中心

6. SVLBI与地面VLBI的比较

?空间VLBI站本振频率的相频率锁定在地面跟踪站的氢脉泽频标上，这个频标由跟踪站通过S（或X）波段的向上无线电通道发送给空间VLBI站。

?空间VLBI站接收到的射电信号及其它数据通过K（X、S）波段向下无线电通道发送给跟踪站，并经格式化后记录到磁带上。

?空间VLBI站上必须配备高精度的天线姿态调整、轨道控制和检测系统。

?空间VLBI站的能源是通过接收太阳能来提供的。

?空间VLBI必须配备全球覆盖的地面支持系统。

7. VLBI观测过程

组成系统的两天线同时观测某一射电源，接收由它辐射出的射电信经各自的接收机放大混频后，记录在高密度的数据磁带上。观测结束后，将两测站记录的磁带送到数据处理中心进行数据回放和相关处理，从而得到用于大地测量的延迟和延迟率观测量。观测所需的时间和频率信号是由各天线独立配备的氢原子钟来提供的。

8. VLBI系统组成

VLBI系统主要由天线、接收机、记录终端、氢原子钟、相关处理机等部分组成。

（1）天线系统

天线是射电望远镜的一个重要组成部分，它主要由抛物面反射面、馈源和天线支架组成。抛物面反射天线：其作用是接收被观测射电源所反射出的射电信号，并将其聚集到抛物面的焦点上，并被馈源所吸收。

馈源：也称为波导或照明天线，其作用是选择观测波段，并将天线面收集到的电磁波转换成高频电流能量，传输给接收机。安装的两种形式：主焦馈源和卡焦馈源。

天线支架：主要用于支撑天线面并驱动它的运转，实现天线对被观测射电源的精密跟踪。可分为赤道式和地平式。

（2）接收机

?VLBI系统中的接收机实质上就是一架低噪声、高灵敏度的超外差接收机。

?组成部分：低噪声前置放大器、混频器、中频放大器、本振系统

?作用：它的作用是将由天线馈源输出的高频信号放大、混频后变为中频，并输送给记录终端。

（3）数据记录终端

（4）氢原子钟和时钟同步

VLBI中原子钟的主要作用：为其独立本振提供高稳定度的频率标准；为数据终端提供精确的记录时间

（5）VLBI相关处理系统：硬件相关处理机和软件相关处理机

第五章SLR和LLR原理及应用

1.激光测卫原理

用安装在地面测站的激光测距仪向安装了后向反射棱镜的激光卫星发射激光脉冲信号；该信号被棱镜反射后返回测站，精确测定信号的往返传播时间；进而求出仪器到卫星质心间的距离。目前的测距精度可达1cm左右。

为测距改正数

2.系统组成：主要包括地面部分和空间部分

空间部分为带后向反射镜的卫星；

地面部分则包括：

激光发生系统、激光光学发射和接收系统、光学系统转台、激光脉冲接收处

理系统、时间间隔计数器、时间系统；

标校系统、计算机控制记录系统、基石、电源系统、保护系统；

最后为数据传输系统。

3.激光测月

激光测月（LLR）的特点：技术原理与激光测卫基本相同，只不过将卫星上的激光后向反

射镜放置在月球上特定的观测点，原于月球的特点，激光测月与激光测卫也有所区别。

4.LLR 原理

用大功率激光测距仪向安置在月球表面上的反射棱镜发射激光脉冲信号；测定信号的往返传播时间；进而求出仪器到反射棱镜之间距离的方法和技术称为激光测月。

5. 激光测月与月球相关的改正

月球激光后向反射镜改正；

月球天平动改正：自由天平动（一般称月球旋转速率的变化为经度方向上的自由天平动）受迫天平动（由月球非对称性产生）

月球轨道改正。

6. 激光测月的应用

（1）月球潮汐的测量：月球在潮汐力的作用下产生的弹性形变也用勒夫数来表示。

（2）月球液核的研究：通过激光测月资料对月球能量耗散分析，显示月球存在一个较小的液核。

（3）月面位置坐标

（4）引力常数变化测定：月球轨道运行非常稳定，激光测月得到的月球轨道特别有利于确定引力常数；

（5）等效原理

第六章卫星测高

1.卫星测高基本原理

利用星载微波雷达干涉测高仪，通过测定微波从卫星到地球海洋表面再反射回来所经过的时间来确定卫星至海面星下点的高度，根据已知的卫星轨道和各种改正来确定某种稳态意义上或一定时间尺度平均意义上的海面相对于一个参考椭球的大地高或海洋大地水准面高。

2. 卫星测高观测值应加入的改正项

改正包括仪器校正

海面状况改正

对流层折射改正

电离层效应改正

周期性海面影响改正

3.卫星测高误差分析

根据误差来源不同，将误差改正项分为三类：

（1）卫星轨道误差

卫星轨道是测高仪进行测量的参考基准，任何轨道的测量误差都将直接引入海面高测量中。引起轨道误差的主要误差源可以分为四类

●地球重力场模型（影响最大）

●大气传播延迟

●光压

●跟踪站坐标误差

●固体潮汐和海洋潮汐

（2）环境误差

●海况（电磁偏差）影响：由于平均海面与平均散射面之间存在高度差产生的。

●电离层折射误差：当测高卫星信号穿过电离层时，会产生折射效应，其结果对传播信号

产生时延。

●对流层影响：电波信号通过大气层时，由于大气折射率的变化，传播路径会产生弯曲。

●逆气压改正：大气压的变化将引起海面变化，而且是逆压的，即气压增高，海面降低，

反之亦然。

（3）仪器误差

●跟踪系统偏差：由回波信号波形中离散采样点的校准偏差引起。

●波形样本放大校准偏差：由接收信号的放大程度是随着监视表面的剖面变化而变化引起

的。

●平均脉冲形状的不确定性与实践标志偏差

4. 测高数据平差方法

目的：进一步削弱于残余的轨道误差、海洋时变、各种物理改正误差对SSH的影响；进一步将其它测高数据的基准与T/P基准统一。

分类：交叉点平差和共线平差

（1）交叉点平差

交叉点：卫星从南半球向北半球运行在地面的投影轨迹称为升弧；从北半球向南半球运行的轨迹称为降弧。通常将升弧与降弧相交的点称交叉点，即轨迹网络的结点。

交叉点平差可分为区域平差、全球平差。

联合交叉点平差：在联合交叉点平差中，由于T/P数据的观测精度要高于其它卫星测高数据，因而将其全部固定，并且认为交叉点的不符值是残余的轨道误差、海洋时变、各种物理改正误差引起的。

（2）共线平差：

要求测高卫星轨道满足：一定分辨率的地面轨迹交叉点网络、一定重复周期的重复轨迹

海面重复轨迹可获得大量的海面高重复观测，提供了海面变化的丰富信息，由此确定的平均海面将达到很高的精度。

5. 卫星测高技术的应用

（1）卫星测高技术在大地测量学中的应用

利用卫星测高数据可确定高分辨率的大地水准面，继而精密确定地球形状，使其实现全球高程基准统一成为可能。

测高数据剖面计算垂线偏差

测高数据反演海洋重力异常

测高数据计算海洋大地水准面（更为实用的方法是逆Stokes方法、垂线偏差法和最小二乘配置法）

（2）卫星测高技术在地球物理学中的应用

反演反演海底地形构造与深部地球物理特征；

海洋大地水准面短波起伏可提供有关海底矿藏信息；

检测出海底地形；

可勾勒陆架构造及盆地分布等。

（3）卫星测高技术在海洋学中的应用

海洋自身的研究和气候与海洋运动的相互影响。

（4）卫星测高技术用于全球环境变化与检测

进行海面波浪分析和预报，还可反演估计海面风速场。卫星测高已成为监测全球海洋海况的重要技术；

监测海平面变化，也可以用来测定冰面高改变和冰盖质量均衡；

研究大气效应、海洋气象学以及海洋的环境特征对气候的影响及其相互作用。

第七章重力卫星测量

1. 牛顿力学的正演过程和反演过程

－已知作用力，分析质点受力产生的运动规律，可看成解牛顿力学问题的正演过程。

－已知或测定了受力质点在空间运动的上述表征其运动规律的参数(位置，速度，加速度)，并由此确定（恢复）质点所受到的未知力源，是一个解牛顿力学问题逆过程，或称为反演问题。

2. 根据轨道摄动求解地球重力场的扰动位

扰动重力场使卫星的实际运行轨道偏离正常轨道，即产生轨道摄动，表现为卫星的实际运动状态与卫星的正常运动状态（正常重力场中的运动）的差异。

根据此差异（轨道摄动）即可求出扰动位（真实地球重力场与正常重力场的差异）。

扰动位与正常重力场叠加即得到真实重力场。

3.确定地球重力场的方法

（1）卫星轨道摄动（动力法）

利用卫星轨道摄动确定地球重力场是卫星重力技术最经典的方法。

-利用精密定轨技术确定重力卫星的精密轨道。

-考虑各种力模型，通过数值积分得到积分轨道。

-数值轨道与精密轨道不完全重合，原因是数值轨道采用的包括地球重力场，海潮，固体潮等各种模型不准确。

-利用这种差别（轨道摄动）建立其与各种先验模型参数改正值之间的关系，即可改正先验模型参数。

-如果除地球重力场摄动外的所有其它各种摄动均已准确测定或用模型算出，利用先验重力模型（EGM96或EGM2008），同时引入卫星在初始时刻的状态向量作为位置参数，通过最小二乘平差即可获得重力异常和卫星初始时刻状态向量的改正数。

（2）卫星能量守恒（能量法）

基于单星的能量守恒原理：当一个力学系统的势能与速度无关时，该系统的机械能守恒，即系统在其运动中保持动能和势能之和不变。

在实际描述卫星运动时，必须加以改正：保守力项和非保守力项

基于双星的能量守恒原理：Wolff根据能量守恒原理认为：沿轨速度的动能占主导性，影响了几乎全部的能量转换，而垂直于轨道面和向径的速度改变对于动能的变化贡献很小，因此被近似忽略。

（3）卫星重力梯度

利用卫星重力观测数据恢复重力场的方法可分为两类：

空域法：建立在经典位理论基础上的重力边值问题解法，即物理大地测量学中研究的大地测量边值问题，现称“空域法”。

时域法：建立在卫星动力学基础上的引力位调和（球谐）分析法，将观测值视为时间的函数，或时间序列，现称“时域法”

卫星重力梯度测量基本原理：

利用一个卫星内一个或多个固定基线（大约70cm）上的差分加速度计来测定三个互相垂

直方向的重力张量的几个分量，即测出加速度计检验质量之间的空中三向重力加速度差值。测量到的信号反映了重力加速度分量的梯度，即重力位的二阶导数。

4. 卫星跟踪卫星的模式－SST

高低模式(HL)

低低模式(LL)

高高模式(HH)

5.三种卫星比较

CHAMP卫星：采用高低跟踪模式；

GRACE卫星：采用SST-ll（低低卫星-卫星跟踪）技术，同时发射两颗低轨道卫星在同一个轨道上，彼此相距200km，一个“追踪”另一个。

GOCE卫星：重力梯度测量卫星，特别适合测定高精度和高空间解析度静态重力场—大地水准面和重力异常。

CHAMP，GRACE和GOCE工作在不同波谱内。由于它们各自有不同的测量原理，所以，就重力观测而言它们是完全互补的。

（1）CHAMP可以看成是一次概念证明，因为它是第一次非间断三维高低跟踪技术结合三维重力加速度测量。这个技术在精度和空间解析度上不会对现有重力场模型有多少改进，但是它将大大提高低阶球谐系数的精度，并使目前的模型更加可靠

（2）GRACE是第一个SST-ll卫星，它将使中长空间尺度的球谐系数精度提高约3个量级（3）GOCE主要适合于静态重力场的确定，它的低轨道飞行和直接的重力场参量的测量，使得其适用于重力场模型全波段的高精度恢复。

6.卫星重力测量的应用

（1）大地测量学

卫星重力测量为重力场提供高精度“骨架”，而地面方法则成为空间方法的补充和校准或进行高精度局部重力场的确定。

卫星重力消除了陆地困难地区和近极地重力空白。

（2）地震学

重力观测获得的高精度的地球重力场中长波分量及其时变信息已作为一种地震前兆信号，被用于地震科学研究和预测预报工作。

卫星重力将为跨越式提高地震监测能力提供前所未有的强大的技术支持，在未来的地震监测预测工作中具有巨大的应用前景。

（3）海洋学

反演海水质量再分布引起的海平面变化；

对海洋动态起伏和绝对表面环流进行估计；

稳态海洋环流探测的重要参考依据。

（4）地球物理学

冰盖学；

陆地岩石圈变化；

监测陆地水储量变化；

用于反演三维全球密度模型。