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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（SiderealTime--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（UniversalTime）：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。9.原子钟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，这种岁差称为黄道岁差。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（InternationalCelestialReferenceSystem，ICRS）国际天球参考框架架（ICRF，InternationalCelestialReferenceFrame）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