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，其他力称为微扰。这些微扰可分为重力和非重力力。此时，运动方程为:
r̈= - (GM / r ^ 3) * r +γ_p
γ_p是由扰动力引起的附加加速度矢量。
γ_p = r̈_E + r̈_ + r̈_M + r̈_p + r̈_E + r̈_o + r̈_D + r̈_SP + r̈_A + r̈_emp
r̈_E =地球(中心体)内非球非均匀质量分布引起的加速度
r̈_S, r̈_M, r̈_P =其他天体(太阳、月亮和行星)的加速度
r̈_e, r̈_o =地球和海洋潮汐引起的加速度
r̈_D =大气阻力引起的加速度
r̈_SP, r̈_A =由直接和地球反射的太阳辐射压力引起的加速度
r̈_emp =未建模力引起的加速度
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(GGM03S模型)
太阳系行星的重力(行星位置由JPLDE436计算)
-使用Jacchia- bowman 2008, nrlmsisi -00, mis -86, Jacchia 70或修改Harris-Priester大气密度模型的阻力效应(在Accel。你可以取消对你最喜欢的型号的评论)
-太阳辐射压力使用几何或圆柱形阴影模型
-固体地球潮汐(2010年国际潮汐学会公约)
——海洋潮汐
——广义相对论
-使用IAU 2006决议的ECEF2ECI和ECI2ECEF转换
仿真从运行HPOP.m开始。在InitialState.txt中为您喜欢的卫星设置初始值。在高档。M，你可以考虑不同的扰动，将它们设为
AuxParam。n = 70;中心物体重力场最大度
AuxParam。m = 70;中心体重力场的最小阶数
AuxParam。太阳= 1;%太阳扰动
AuxParam。月亮= 1;月亮的摄动
AuxParam。行星= 1;行星的摄动
AuxParam。sRad = 1;太阳辐射压力%
AuxParam。阻力= 1;%大气阻力
AuxParam。SolidEarthTides = 1;固体潮%
AuxParam。OceanTides = 1;%海洋潮汐
AuxParam。相对论= 1;%广义相对论
引用:
Montenbruck O。吉尔大肠;卫星轨道:模型、方法与应用施普林格-海德堡;修正第三印刷(2005)。
montbruck O.， Pfleger 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;沃尔特·德格鲁伊特(Walter de Gruyter)，柏林，纽约;第二完全修订和扩展版(2003)。
Vallado d;天体动力学基础及其应用;麦格劳-希尔,纽约;第3版(2007年)。
尼玛。2000.国防部世界大地测量系统1984。NIMA-TR 8350.2，第3版，修正案1。华盛顿:美国国家图像和制图局总部。
http://sol.spacenvironment.net/jb2008/
http://ssd.jpl.nasa.gov/?ephemerides
http://celestrak.com/SpaceData/
引用作为
Meysam Mahooti(2021)。高精度轨道传播器(//www.tianjin-qmedu.com/matlabcentral/fileexchange/55167-high-precision-orbit-propagator)， MATLAB中央文件交换。检索．
