第2章卫星轨道
ab
矢量自卫星运动开始，在G时间内扫过的微分面积为
dA
0.5r02
( d0
dt
)dt
0.5hdt
注意，h是卫星环绕角动量的大小。由于角动量守恒，所以，在相等时间内，
半径矢量扫过的面积是相等的。此即开普勒第二定律。卫星扫过轨道一周
的面积即该椭圆的面积( )，a因b而我们可以推导出轨道周期T的表达式，
利用变换 可得 以及
x0 = r0cosΦ0
y0 = r0sinΦ0
xˆ0 rˆ0 cos0 ˆ 0 sin0 yˆ0 ˆ 0 cos0 rˆ0 sin 0
d 2r0 dt 2
r0
(
d0 dt
)
r02
r0
(
d 2 dt 2
0
)
2(
dr0 dt
)(
d dt
0
)
0
可以推导出卫星轨道半径的方程 ：
作用在卫星上的向心力为 FIN = m×(μ/r2) = m×(GME/r2)
离心力为
FOUT = m×(v2/r)
若卫星处于受力平衡状态，可以求出圆形轨道上运行的卫星 的速度为
v = (μ/r) 1/2
若卫星的运行轨道为圆形,则卫星环绕地球运行一周的距离为 2πr, 因而卫星的轨道周期T为
T = 2πr/v = 2πr3/2/μ1/2
r0
1
p e cos(0
0 )
其中θ0是常数，e是椭圆的偏心率，椭圆的半焦弦p为 p = h2/μ
其中h是卫星环绕角动量的大小
h r2 d dt
轨道方程是椭圆方程、即开普勒行星运动第一定律。 长半轴a和短半轴b的值为
a = p/(1-e2)
b = a(1-e2)1/2 运行轨道中卫星与地球距离最近的点称为近地点，卫星与地球距离最远的点称为远地点。 为了使θ0=0，我们必须适当地选择x0轴，以使近地点和远地点均位于x0轴。
为了避免求解 rv 的微分，我们可以选择另一种坐标系，使三个轴
方向的单位矢量均为常量。该坐标系以卫星轨道平面作为参考 面．如图：
在新坐标系下，轨道方程可表示为
xˆ0
(
d 2x0 dt 2
)
yˆ0
(
d 2 y0 dt 2
)
( x0 xˆ0
(x02
y0 yˆ0 ) y02 )3/ 2
0
在极坐标中求解比在笛卡儿坐标中要容易得多，具体极坐标 系如图所示：
上升极点的右上升角记做 。轨道平面与赤道平面(两平面的交线
即为两极点的连线)所成的夹角为倾角i。
利用变量 和i，我们可以进一步确定相对赤道面的轨道平面。
要确定以赤道坐标系为参照的轨道坐标系，我们还需要引入西近地
点变量 。该角是轨道上升极点与近地点所成的夹角。
在太空以及其他许多科学和工程研究中，一般习惯采用宇宙 时间(UT)——也称为祖鲁时间(z)——作为标准时间。该标准 时间实际上是位于英国伦敦附近的格林尼治观察站测得的平
通常 利用某时刻的平均异常角M求解。
例题：对地静止卫星轨道半径 地球自转一周的时间为一个恒星日，即24小时56分4.09 秒。求GEO的轨道半径。 解 ：轨道周期平方的公式（单位为秒）：
T 2 (4 2a3 ) /
可得轨道半径a为
a3 T 2 /(4 2 )
对一个恒星日．T=86164.09秒。因此
该圆运动的物体的运动周期与卫星环绕椭圆轨道运行一周的时间T是
完全相同的。在外接圆中，找到过卫星的垂线与外接圆的交点记为
A)。经过椭圆中心(c)与该点(A)的直线与
卫星的中心异常角。E与半径 的r关0 系为
轴的x0 夹角为E；E通常称为
r0 a(1 e cos E)
因而有
a r0 ae cos E
均太阳时。宇宙时间是以时、分、秒或以一天的几分之一为 计时单位的，它比北京时间早8个小时，因此08:00:00 北京 时间相当于0:00:00 h UT。一天是从00:00:00 h UT开始的， 通常也写做0 h，该时刻也是前一天的午夜(24:00:00)。天文 学家们还采用了一种儒略日期计时系统。儒略日期从UT正午 开始，以1899年12月31日作为儒略日期2415020的开始，通 常写做241 5020。关于这一点，参考文献[2]做了详细讲述， 参考文献[14]还提供了一些补充内容。例如，2000年12月31 日中午正是儒略日期245 1909的开始。儒略日期可以利用小 数来表示时间；2001年1月1日00 00：00 h UT(第三个千年 的0时0分0秒)可以表示为儒略日期245 1909.5。要确定某一 时刻卫星的准确位置，需要已知轨道元素的参数值。
GEO（geosynchronous earth orbit) 36000千米
HEO (high earth orbit)
20000～36000千米
MEO (medium earth oLEO (low earth orbit)
400～1500千米
卫星主要受力：离心力，地心引力。 若这两个力大小相等，则卫星可以在稳定的轨道中运动。
x 示。赤轨道道平面面与内赤从道面i 垂轴直向相东交测的得两的个角交距点离称称为为极右点上，升在角上，升用极R点A表，
卫星穿过赤道面向上运动；在下降极点，卫星穿过赤道面向下运动， 注意此时地球按常规北极朝上，即沿地心坐标系正z轴方向。其实 在太空中是没有上下之分的，只是在地面由于重力的作用，我们感 觉到有上下的分别。对于太空中的失重物体(如环轨运动的飞船)而 言，除非是以某一固定点为参照点，否则区分上下是毫无意义的。
轨道元素
要确定t时刻卫星的绝对(即惯性)坐标，我们需要6个 已知参量即所谓的轨道元素。其实描述某一特定轨 道的参数可以远多于6个，而且具体采用哪6个参数 也没有明确的规定。我们一般选择卫星通信中常用 的一套参量：偏心率e，半长轴a，近地时刻 t p ，上 升极点的右上升角 ，倾角i，以及近地点参量 。
56..求计出算x00 和 y0
以地面为参照确定卫星的位置
我们总结了在轨道平面的直角坐标系中确定卫星位置(x0, y0)的方法。 它是以地心为参照的。但在多数情况下，我们需要知道的是卫星相 对观察点的位置，而观察点与地心是不重合的，因此我们有必要推 导出卫星相对旋转地面位置的变换式.我们以地心赤道坐标系为基础，
我们还可推导出中心异常角E与平均角速度 的关系式，即
dt (1 e cos E)dE
设t p 为近地点时刻。该时刻不仅是卫星距离地球最近的时刻，也是卫
星穿过x0 轴的时刻以及E=0的时刻。将上式两边同时积分，可得
(t tp ) E e sin E
通常称此式的左边项为平均异常角，记为M.因而
即
T 2 (4 2a3 ) /
该式即是开普勒行星运动第三定律的数学表达式。式中环绕周期T是以惯性空间为参 照的，即是以银河系为参照的。
卫星轨道要保持完全对地静止，必须满足以下三个条件：
轨道形状必须为圆形
轨道必须具有正确的周期
轨道必须位于赤道平面内
若某卫星轨道与赤道面的夹角不为零或者其偏心率非零，但其环绕周期 正确，则该卫星通常称为对地同步卫星。地面上的观测者观测到的对地 同步卫星的位置会在一个视角均值左右摆动。
开普勒行星运动三大定律
Johannes Kepler(157l-1630)是一位德国天文学家和科学家，他 根据多年来观测太阳系内行星运动所得到的数据以及匈牙利天文 学家Tycho Brahe提供的一些详细观测据，推导出了行星运动定 律。开普勒三大定律如下： l.任何物体环绕较大物体的运动轨道都是椭圆形的，并且较大物 体的中心位于该椭圆中的一个焦点上。 2.较小物体在相等时间内扫过的轨道面积相等。 3.物体环绕较大物体运动周期的平方等于一个常数与半长轴的三 次方的乘积，即T2 = (4π2a3)/μ，其中T是轨道周期，a是椭圆轨 道的半长轴，μ是开普勒常数。若轨道为圆形，则此时a即前面 定义的距离半径r。
卫星轨道方程
假设卫星的质量为m，它与地心的距离矢量为r，按上图建立坐标系，卫
星受到的地球引力F为
v F
GM E r3
mrv
其中ME是地球的质量，G=6.672×10-11Nm2/kg2。由于力=质量x加速度，
因而：
v F
m
d
2rv
dt 2
即
d 2rv dt 2
rv r3
0
上式是一个二阶线性微分方程，求解方程是比较困难的。
第2章 卫星轨道
太空的定义： 国际协约规定，各国上空160千米高度开
始的空间为太空，飞行器的飞行高度在160千米以下时，必须得 到该国的许可方可在该国上空飞行。
当飞行器从太空返回地球时，从距离地面122千米高度处开始， 便可以感觉到大气阻力的作用。由于执行一项任务一般需要数月 的时间，多数卫星被发送到距离地面至少400千米的轨道上。即 使是在如此高的轨道上，大气阻力的作用仍然很明显。
地球的转动轴为穿过地球北极的 轴z。i 轴自xi 地心指向白羊官第一
星。这种坐标系在太空中不是静止不动的，当地球沿绕日轨道运动 时，它也会逐渐变化．但它并不随地球的旋转而旋转。无论地球运
动到轨道上的什么位置， 轴总xi是指向白羊官第一星的。由于( )
平xi面, y包i 含了地球赤道，因而通常称之为赤道平面。
y0 r0 sin 0
前面曾经提到，轨道周期T是卫星在惯性空间中旋转一周所用的时间，
一周内旋转弧度为 ，2因 而平均角速度为
(2 ) / T (1/2 ) /(a3/2 )
若轨道的形状为椭圆，则卫星在轨道上各点的瞬时角速度各不相同。
若我们在椭圆外作一个半径为a的外接圆。则以恒定角速度 环绕
M (t tp ) E e sin E
平均异常角M是卫星经过近地点后,以平均角速度 沿外接圆运动的弧
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卫星通信的课程设计
卫星通信的课程设计一、课程目标知识目标：1. 学生能理解卫星通信的基本概念，掌握卫星通信系统的组成及其工作原理。
2. 学生能描述不同类型的卫星轨道特点及其应用场景。
3. 学生能解释卫星通信中的关键技术，如调制解调、信号放大、多址技术等。
技能目标：1. 学生具备分析卫星通信系统性能的能力，能运用相关公式计算通信链路的主要参数。
2. 学生能够设计简单的卫星通信方案，包括卫星选择、频率分配和覆盖区域规划。
3. 学生通过实际案例分析，能够评估卫星通信在特定应用中的优势和局限性。
情感态度价值观目标：1. 培养学生对航天科技的兴趣，激发他们对国家航天事业的热爱和自豪感。
2. 增强学生的团队协作意识，通过小组讨论和项目活动，培养学生合作解决问题的能力。
3. 通过探讨卫星通信在国民经济和社会发展中的应用，增强学生服务国家、服务社会的责任感。
本课程设计针对高年级学生，结合学科特点和教学要求，旨在通过理论与实践相结合的教学方法，使学生不仅掌握卫星通信的基础知识，还能将其应用于实际问题中，培养创新思维和解决复杂问题的能力。
通过具体的学习成果分解，教师可进行有效的教学设计和学习成效评估。
二、教学内容1. 卫星通信概述：介绍卫星通信的定义、发展历程、应用领域，理解卫星通信系统的基本组成和作用。
- 教材章节：第一章 卫星通信基础2. 卫星轨道与类型：讲解不同卫星轨道（如地球同步轨道、低地球轨道等）的特点和适用场景。
- 教材章节：第二章 卫星轨道与空间段3. 卫星通信工作原理：阐述信号传输过程，包括发射、传输、接收等环节，掌握相关技术原理。
- 教材章节：第三章 信号传输与接收4. 关键技术：探讨调制解调技术、信号放大技术、多址技术等在卫星通信中的应用。
- 教材章节：第四章 卫星通信关键技术5. 通信链路参数计算：学习并运用相关公式，计算卫星通信链路的主要参数，如载噪比、误码率等。
- 教材章节：第五章 通信链路性能分析6. 卫星通信方案设计：结合实际案例，指导学生进行卫星通信方案设计，包括卫星选择、频率分配和覆盖区域规划。
卫星气象学讲义 第二章 卫星的运动和气象卫星
云图、云迹风、高垂直分辨率T、 P、Q廓线、云参数、OLR、SST、地表 特征、闪电分布
METEOSAT
MSG
主
自旋、3通道可见、
要
红外成像仪
自旋、12通道可 见红外成像仪
功 能
云图、云迹风、OLR、 SST、云参数
云图、云迹风、OLR、SST 云参数、地表特征
GOES 卫星
METEOSAT 卫星
第二章 卫星的运动和气象卫星
第一节 卫星的运动规律
一、卫星的运动方程
设想：① 地球、均质、理想球体，质心就是地心； ② 卫星—地球的距离≫卫星本身的大小，质点； ③ 卫星质量/地球质量，忽略卫星的质量； ➃ 忽略其它天体。
取地心为原点，地心指卫星近地点为极轴方向的平面极座 标系，根据引力定律可得到卫星在空间运动的方程组
面间的（升段）夹角。
升交点赤径（）：卫星由南半球飞
春分点 方向
往北半球那一段轨道称为轨道的升段；卫
星由北半球飞往南半球那一段轨道称为轨
道的降段；把轨道的升段与赤道的交点称
升交点。轨道的降段与赤道的交点称降交
点。升交点的位置用赤径表示。
偏心率（e）； 轨道半长轴（a）；
N’
D
r
A
B
倾角
F
轨道平面
NOAA-K 卫星
极轨业务气象卫星（续1）
发射国家
现状
未来发 展
中国
主 要 功 能
FY-1C、D
FY-3
10 通 道 可 见 光 、 红 外 扫 描 辐 射仪
可见红外线成像仪、高分辨 率红外分光计、微波成像仪、 微波辐射仪、、紫外臭氧探 测器、中分辨率成像光谱辐 射仪
第2章二体问题
在二体问题基本运动方程(2-10)式中， r (X 2 Y 2 Z2)1 2 ，
因此它是一个非线性的常微分方程组。该方程组由三个方
程组成，每个方程皆为二阶微分方程，所以求解后应有6
个独立的积分常数。下面我们就来解这个方程组。为方便
计，将二体运动基本运动方程(2-10)式写为矢量形式：
r
d 2r dt 2
10
牛顿运动定律只有在惯性坐标系中才成立，所以在讨论二体问题的
基本运动方程时首先播建立惯性坐标系 ，现假设空间有两个质
点 A 和 P。A 点在惯性坐标系中
的坐标为（A,A, A ）T，质量为 M 。
P 点在惯性坐标系中的坐标为
（A,A, A ）T，质量为 m。
从A点到P点的矢量为 r ，即：
p A
6
（二）二体问题
• 研究两个质点在万有引力作用下的运动规律何题称为二体 问题。
• 在二体问题中卫星的运动轨道是一个椭圆，该椭圆的大小 形状及其在空间的定向以及卫星在轨道上的位置均可精确 算出。
• 把二体问题中算得的椭圆轨道称为人造卫星的正常轨道。 • 把确定椭圆轨遣的形状、大小与空间的定向以及卫星在轨
X
p
A
Y p A
Z p A
将(2-9)式两边同时对时间 t 求二阶导数后可得：
（2-9）
X
p
A
G
M m r3
X
r3
X
Y
p
A
G
M r3
mY
r3
Y
Z
p
A
G
M r3
m
Z
r3
Z
（2-10）
式中的
G(M m) （2-11）
兰州大学《卫星气象学》第2章-卫星运动规律和气象卫星轨道分解
开普勒的三条行星运动定律改变了 整个天文学，彻底摧毁了托勒密复 杂的宇宙体系，完善并简化了哥白 尼的日心说。
约翰内斯·开普勒 Johannes Kepler （1571-1630）
德国物理学家
开普勒第一定律，也称椭圆定律、轨道定律：
每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在 椭圆的一个焦点中。
卫星的受力：
万有引力定律，以地心为原点的地球对卫星的引力表示为：
F (r) m m d d r m d d G rr M r m 2
式中F(r)表示吸引力， r是卫星的矢径，m是卫星质量
开普勒常数
G M 3 .9 8 6 0 3 2 1 0 1 4m 3 s -2
r
p
1ecos( 0)
当e1, 椭圆轨道，以地心为焦点, 焦点与椭圆中心不重合。 e=c/a偏心率，a半长轴，c是焦距。p= a(1 - e2)
近地点矢径rp= a（1- e） 远地点矢径ra= a（1+ e） 当e=1, 卫星脱离地球引力，抛物线轨道 当e1, 卫星脱离太阳系引力，双曲线轨道
a3 K T2
卫星轨道周期的平方与轨道 半长轴的立方成正比。
卫星轨道周期：指卫星在轨道上运行一周的时间
1. 椭圆轨道
T2 = 42a3 /
卫星轨道周期的平方与轨道半长轴的立方成正比。
2. 圆轨道
T2 = 42(R+H)3 /
譬如： FY-1, H=830km, T=6080s=101.3min FY-2, H=35860km, T=24小时
若v < V1 ，则向心力>离心力而落向地面。 若v > V1，则离心力>向心力而脱离半径为6370km的圆轨道。
第二章二体问题
人卫真实轨道 人卫正常轨道 轨道摄动
综述
作用在卫星上的力 地球引力(1) 地球引力(2) 日、月引力 大气阻力 光压 其它作用力 总和
卫星轨道 人卫正常轨道
轨道理论 人卫正常轨道（二体问题）
摄 动 力
轨道摄动
人卫轨道摄动理论
人卫真实轨道
人卫轨道理论
2.2 开普勒行星运动三定律
开普勒（Johannes Kepler） 国籍: 德国 生卒日期:
左边(3-6)方程解的一般形式为：
二体问题微分方程的解
卫星运动的轨道平面方程 直接由微分方程（3-6）求积分，可得卫星运动 的轨道平面方程：
式中，X,Y,Z是卫星在地心天球坐标系中的坐标
卫星运动的轨道方程 卫星运动的轨道方程为：
由于 ，所以（3-10）式可以真 近点角V表示： 另外由二体运动的微分方程可求出常用的表 示卫星运动速度U的活力积分：
由牛顿第二定律可知，卫星与地球的运 动方程：
二体问题的运动方程
设 为卫星S相对于O的加速度，则:
由于M远大于m，通常不考虑m的影响，则有：
取地球引力常数µ =GM=1，此时（3-4）式可写成 为：
二体问题的运动方程
设以O为原点的直角坐标系为O-XYZ，S点的坐标 为（X，Y，Z），则卫星S的地心向径r=（X，Y， Z），加速度 ，代入（3-4）得 二体问题的运动方程：
1571.12.27 － 1630.11.15
主要成就: 发现了行星运动三定律
一.卫星运动的开普勒定律
（1）开普勒第一定律 卫星运行的轨道为一椭圆，该椭圆的一个焦点与地球质心重合。 此定律阐明了卫星运行轨道的基本形态及其与地心的关系。由 万有引力定律可得卫星绕地球质心运动的轨道方程。r为卫星 的地心距离，a为开普勒椭圆的长半径，e为开普勒椭圆的偏心 率；f为真近点角，它描述了任意时刻卫星在轨道上相对近地 点的位置，是时间的函数。 m
第2章 遥感作业
第二章遥感平台及运行特点一、名词解释遥感平台、遥感传感器、卫星轨道参数、升交点赤经、卫星姿态角、与太阳同步轨道、LandSat 、SPOT二、问答题：1、阐述遥感卫星轨道的特点及其作用。
2、确定传感器姿态的方法有哪些？简述其原理。
3、从卫星遥感影像获取到处理涉及到多个坐标系，描述这些坐标系统的定义及其作用。
4、查阅资料或搜索网站资源，至少列出5个遥感卫星数据产品代理或宣传网址，以其中一种遥感卫星为例，描述其数据产品的种类及分类标准。
三、能力训练题1、国内外已发射了多颗高分率遥感卫星。
查阅资料或搜索网站资源，请列表比较国内外主要的高分辨率遥感卫星的主要技术指标。
分别以制作武汉大学影像图和测制武汉大学校区1:5000地形图为需求，分析这两种需求的技术指标，如何选择和订购卫星遥感影像，并拟定数据订购协议。
名词解释遥感平台：遥感中搭载传感器的工具统称为遥感平台。
遥感传感器：用以获取目标电磁辐射信息的探测仪器。
卫星轨道参数：用来描述卫星在空间的具体形状位置的六个参数，包括：升交点赤经、近地点角距、轨道倾角、卫星轨道的长半轴、卫星轨道的偏心率和卫星过近地点的时刻。
升交点赤经：卫星轨道的升交点与春分点之间的角距。
卫星姿态角：定义卫星质心为坐标原点，沿轨道前进的切线方向为x轴，垂直轨道面的方向为y轴，垂直xy平面的为z轴，则卫星姿态角是一组用于表达卫星空间姿态的空间角。
其中，绕x轴旋转的姿态角，称滚动；绕y轴旋转的姿态角，称俯仰；绕z轴旋转的姿态角，称航偏。
与太阳同步轨道：指卫星轨道面与太阳地球连线之间在黄道面内的夹角，不随地球绕太阳公转而改变。
LandSat：从1972年至今美国发射的系列陆地卫星，主要用于陆地资源和环境探测。
其中，LangSat-1至LangSat-3三颗卫星轨道平均高度设计在915km以上，搭载了RBV和MSS 传感器；LandSat4/5轨道平均高度降低到705km左右，搭载了MSS多光谱扫描仪和TM 传感器。
卫星轨道
rmax hB R 2384 6378 8762 km
rmax rmin rmax rmin c 1945 km a 7789 .5km 2 2 c rmax rmin 8762 6817 e 0.125 a rmax rmin 8762 6817
12
例1 我国第一颗人造地球卫星的近地点高度 hA=439km，远地点高度hB=2384km。试求其 轨道方程。公转周期、远地点和近地点的瞬 时速度v(rmax)和v(rmin)。已知地球半径 R=6378km。
半长轴
半短轴
远地点 近地点
13
解： rmin hA R 439 6378 6817 km
P a(1 e ) 8762 (1 0.125) 7669 km
2
轨道方程
7769 r ( ) km 1 0.125 cos
14
公转周期
T 2
a
7789 .5 2 6843 s 114min 5 3.98610
3
3
远地点瞬时速度
2 1 v(rmax ) 6 . 31 km / s r a max
2 1 v (km / s) r a
v为卫星在轨道上的瞬时速度。其中a为椭 圆轨道的半长轴，r为卫星到地心的距离。 为开普勒常数，值为3.986105 km3/s2。 这说明卫星在轨道上的运行速度是不均匀 的。卫星运动的速度在近地点最大，在远 10 地点最小。
a(1 e ) r 1 e cos
2
定义 则
P a(1 e )
2
P r 1 e cos
第2章_卫星轨道教材
❖ 观察点的仰角
fe
arc
tan
(h
rE (h
)c rE )
osa
sin
a
rE
arc c os h
rE rE
sin
b
44
❖ 站星距(星地距离)：观察点与卫星间的距离
d rE 2 (h rE )2 2 rE (h rE ) cosa rE 2 sin 2 fe 2 h rE h2 rE sin fe
❖ 圆轨道 具有相对恒定的运动速度，可以提供较均 匀的覆盖特性，适合均匀覆盖的卫星系统
19
2、按倾角分类
❖ 卫星轨道平面与赤道平面的夹角，称为卫星 轨道平面的倾角，记为i。 赤道轨道。i=0，轨道面与赤道面重合； 静止通信卫星就位于此轨道平面内。
极地轨道。i=90，轨道面穿过地球南北极。
倾斜轨道。轨道面倾斜于赤道。根据卫星 运动方向和地球自转方向的差别分为
T 2 4 2
3
3.986105 (86164)2
4 2
42164km
17
❖ 由此，卫星离地面高度为
h r R 35786km
❖ 瞬时速度恒定为：
v(r) 2 1 3.07km/ s
r a r
18
2.1.2 卫星轨道分类
1、按形状分类 ❖ 椭圆轨道
偏心率不等于0的卫星轨道，卫星在轨道 上做非匀速运动，适合高纬度地区通信
40
2.3 卫星覆盖特性计算
❖ 对于单颗卫星而言， “卫星覆盖面积”就 是指卫星上发出的无线电信号可以在直线距 离上传播而不需要经过反射、转播而被接收 到的范围，也就是说在地面如果可以直接从 卫星上接收信号的地方，就是在此卫星的信 号“覆盖面积”之内。
卫星通信
பைடு நூலகம்
3．卫星通信系统的分类
卫星通信系统按不同的角度分，可以分成以下几类：
（1）按卫星运动方式分
静止卫星通信系统 低轨道移动卫星通信系统
（2）按通信覆盖区域分
国际卫星通信系统 国内卫星通信系统 区域卫星通信系统
（3）按用户分
公用卫星通信系统 专用卫星通信系统 （气象、军事等）
（4）按通信业务分
1．静止卫星通信
目前，绝大多数通信卫星是地球同步卫星（静止卫星）。静止 卫星的条件为：
（1）卫星的运行轨道在赤道平面内； （2）卫星运行的轨道形状为圆形轨道； （3）卫星距地面的高度约为35786.6km； （4）卫星运行的方向与地球自转的方向相同，即自西向东； （5）卫星绕地球运行一周的时间恰好是24h，和地球的自转周 期等。
① 太阳、月亮的引力。对于低高度的卫星，由于地球的引力 占绝对优势，所以太阳、月亮以及其他行星的作用可以忽略不计。 但对高高度的卫星，太阳、月亮的引力就较大了。例如，对静止卫 星来说，太阳的引力约为地球引力的1/37，月亮的引力约为地球
引 力的1/6 800。这些引力不断使卫星在轨道上的位置发生微小摆 动，累计起来约使卫星轨道的倾角平均发生0.85°/年的变化。
平面重合，即i=0°时，卫星离地球表面的高度为
35786.6km，卫星的飞行方向又与地球的自转方 向相同。这时，卫星绕地球一周的时间恰好为24h， 如果从地球表面任何一点看卫星，卫星都是“静止” 不动的。这种相对地球表面静止的卫星称为静止卫 星或同步卫星，利用这种卫星来进行通信的系统称 为静止卫星通信系统。
② 通过对各种轨道高度的有源通信卫星的试验，证明 了高轨道特别是同步定点轨道对于远距离、大容量、高质量 的通信最有利。所以，试验及试用逐步集中到同步定点卫星 方面。
3．卫星通信系统的分类
卫星通信系统按不同的角度分，可以分成以下几类：
（1）按卫星运动方式分
静止卫星通信系统 低轨道移动卫星通信系统
（2）按通信覆盖区域分
国际卫星通信系统 国内卫星通信系统 区域卫星通信系统
（3）按用户分
公用卫星通信系统 专用卫星通信系统 （气象、军事等）
（4）按通信业务分
1．静止卫星通信
目前，绝大多数通信卫星是地球同步卫星（静止卫星）。静止 卫星的条件为：
（1）卫星的运行轨道在赤道平面内； （2）卫星运行的轨道形状为圆形轨道； （3）卫星距地面的高度约为35786.6km； （4）卫星运行的方向与地球自转的方向相同，即自西向东； （5）卫星绕地球运行一周的时间恰好是24h，和地球的自转周 期等。
① 太阳、月亮的引力。对于低高度的卫星，由于地球的引力 占绝对优势，所以太阳、月亮以及其他行星的作用可以忽略不计。 但对高高度的卫星，太阳、月亮的引力就较大了。例如，对静止卫 星来说，太阳的引力约为地球引力的1/37，月亮的引力约为地球
引 力的1/6 800。这些引力不断使卫星在轨道上的位置发生微小摆 动，累计起来约使卫星轨道的倾角平均发生0.85°/年的变化。
平面重合，即i=0°时，卫星离地球表面的高度为
35786.6km，卫星的飞行方向又与地球的自转方 向相同。这时，卫星绕地球一周的时间恰好为24h， 如果从地球表面任何一点看卫星，卫星都是“静止” 不动的。这种相对地球表面静止的卫星称为静止卫 星或同步卫星，利用这种卫星来进行通信的系统称 为静止卫星通信系统。
② 通过对各种轨道高度的有源通信卫星的试验，证明 了高轨道特别是同步定点轨道对于远距离、大容量、高质量 的通信最有利。所以，试验及试用逐步集中到同步定点卫星 方面。
卫星通信第二章.
tan1( 3 / cosmax)
是六角形的边缘角。
◦ 卫星的最小数目为：
N
Ae Ah
3
◦ 也可以利用球冠的面积并考虑21%面积的重叠。
A 2Re2 (1 cosmax)
N 2.42
1 cosmax
第四节 通信卫星的组成
◦ 对静止卫星覆盖范围内的地球站， 由卫星轨道中漂移引起的多普勒频 移较小
静止卫星的缺点
◦ 传输损耗和传输时延较大 ◦ 两极附近有盲区 ◦ 对地静止轨道只有一条，故能容纳的卫星数量有限 ◦ 静止卫星的发射和在轨遥测遥控技术较复杂
轨道的扰动（摄动）
◦ 卫星运动的实际轨道不断发生不同程度地偏离开普勒定 律所确定的理想轨道的现象
电源分系统
◦ 太阳能电池 ◦ 化学电池（蓄电池）
推进器分系统
◦ 提供所需的推进力，以执行卫星速度和姿态控制飞行动作
◦ 推进力可由箱内压力下的气体产生，也可由小火箭发动机 产生
热控制和机械结构分系统
◦ 卫星的热状态会有大范围变化，而卫星的所有重要部件都 必须保持在指定的温度范围内
◦ 发射时，卫星要经受严重的震动和冲击，卫星结构必须能 经受这些力的作用
◦ 引起摄动的原因
太阳、月亮引力的影响 地球引力场不均匀的影响 地球大气层阻力的影响 太阳辐射压力的影响
第二节 卫星和地球的几何关系
◦ 方位角、仰角和极化角 ◦ 覆盖角和距离 ◦ 长时延的影响和消除 ◦ 星蚀及日凌中断
方位角、仰角和极化角
◦ 方位角：本地水平面和通过地球站、卫星和地心的平面的 交线与真北线的夹角
r r3
地球质量：5.977*1024kg
是六角形的边缘角。
◦ 卫星的最小数目为：
N
Ae Ah
3
◦ 也可以利用球冠的面积并考虑21%面积的重叠。
A 2Re2 (1 cosmax)
N 2.42
1 cosmax
第四节 通信卫星的组成
◦ 对静止卫星覆盖范围内的地球站， 由卫星轨道中漂移引起的多普勒频 移较小
静止卫星的缺点
◦ 传输损耗和传输时延较大 ◦ 两极附近有盲区 ◦ 对地静止轨道只有一条，故能容纳的卫星数量有限 ◦ 静止卫星的发射和在轨遥测遥控技术较复杂
轨道的扰动（摄动）
◦ 卫星运动的实际轨道不断发生不同程度地偏离开普勒定 律所确定的理想轨道的现象
电源分系统
◦ 太阳能电池 ◦ 化学电池（蓄电池）
推进器分系统
◦ 提供所需的推进力，以执行卫星速度和姿态控制飞行动作
◦ 推进力可由箱内压力下的气体产生，也可由小火箭发动机 产生
热控制和机械结构分系统
◦ 卫星的热状态会有大范围变化，而卫星的所有重要部件都 必须保持在指定的温度范围内
◦ 发射时，卫星要经受严重的震动和冲击，卫星结构必须能 经受这些力的作用
◦ 引起摄动的原因
太阳、月亮引力的影响 地球引力场不均匀的影响 地球大气层阻力的影响 太阳辐射压力的影响
第二节 卫星和地球的几何关系
◦ 方位角、仰角和极化角 ◦ 覆盖角和距离 ◦ 长时延的影响和消除 ◦ 星蚀及日凌中断
方位角、仰角和极化角
◦ 方位角：本地水平面和通过地球站、卫星和地心的平面的 交线与真北线的夹角
r r3
地球质量：5.977*1024kg