近地卫星的运动受到各种力的影响。其中一种力是地心引力，其他的称为摄动。这些扰动可分为引力和非引力。在这种情况下，运动方程可以写成:
r̈= - (GM / r ^ 3) * r +γ_p
γ_p是干扰力引起的附加加速度的矢量。
γ_p = r̈_E + r̈_ + r̈_M + r̈_p + r̈_E + r̈_o + r̈_D + r̈_SP + r̈_A + r̈_emp
r _E =由于地球(中心体)内非球形和非均匀质量分布而产生的加速度
r _S, r _M, r _P =由于其他天体(太阳、月亮和行星)引起的加速度
r _e, r _o =地球和海洋潮汐引起的加速度
r _D =大气阻力引起的加速度
r _SP, r _A =直接太阳辐射压力和地球反射太阳辐射压力引起的加速度
r _emp =未建模力引起的加速度
在这里我使用了以下积分器和力模型来模拟卫星的摄动运动:
积分器:具有步长控制的变阶Radau IIA积分器
力模型:
-地球重力场(GGM03C模型)
-太阳系行星的重力(行星的位置由JPLDE440计算)
-阻力效应使用NRLMSISE-00, Jacchia- bowman 2006和2008,MSIS-86, Jacchia 70，或改进的Harris-Priester大气密度模型(在Accel。M你可以取消评论你最喜欢的模型)
-采用几何或圆柱形阴影模型的太阳辐射压力
-固体地球潮汐(IERS公约2010)
——海洋潮汐
——广义相对论
-使用IAU 2006决议进行ECEF2ECI和ECI2ECEF转换
模拟从运行test_HPOP.m开始。在InitialState.txt中为您喜欢的卫星设置初始值;第2-7行是国际地面参考系(ITRF)中卫星/航天器的状态向量。第8至12行是与大气阻力和太阳辐射压力有关的卫星参数。行8-10的单位是m^2和kg。第11行:Cr为辐射压力系数(Cr = 1 +卫星反射率)。第12行:Cd为卫星的大气阻力系数。test_HPOP。M，你可以考虑不同的扰动，设它们为1如下:
AuxParam。n = 70;%中心物体引力场的最大程度
AuxParam。m = 70;%中心物体引力场的最小阶
AuxParam。太阳= 1;太阳的摄动
AuxParam。月亮= 1;月球的摄动
AuxParam。行星= 1;行星的扰动
AuxParam。sRad = 1;%太阳辐射压力
AuxParam。阻力= 1;%大气阻力
AuxParam。SolidEarthTides = 1;固体地球潮汐%
AuxParam。OceanTides = 1;%海洋潮汐
AuxParam。相对论= 1;%广义相对论
引用:
Montenbruck O.， Gill E.;卫星轨道:模型、方法与应用施普林格-海德堡;修正的第三印刷(2005)。
蒙滕布鲁克·奥，弗莱格·t;个人计算机上的天文学;施普林格-海德堡;第四版(2000年)。
Seeber g;卫星大地测量学;Walter de Gruyter，柏林，纽约;第二次完全修订和扩展版(2003年)。
Vallado d;天体动力学基础及应用;麦格劳-希尔,纽约;第四版(2013年)。
尼玛。2000.国防部世界大地测量系统1984。NIMA-TR 8350.2，第3版，第1修正案。华盛顿特区:总部，国家影像和测绘局。
http://sol.spacenvironment.net/jb2008/indices.html
https://ssd.jpl.nasa.gov/planets/eph_export.html
http://celestrak.com/SpaceData/
引用作为
Meysam Mahooti(2022)。高精度轨道传播器(//www.ru-cchi.com/matlabcentral/fileexchange/55167-high-precision-orbit-propagator)， MATLAB中央文件交换。检索．
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