航天器軌道攝動

航天器實際運行軌道偏離開普勒軌道(見二體問題)的現象。這種偏離是由攝動力引起的。

攝動力　航天器受到的主要攝動力有中心體非球形攝動力、其他天體引力、大氣阻力和太陽輻射壓力等。

①中心體非球形攝動力：航天器環繞某一天體運動時，這個天體稱為中心體。假如中心體是等密度層同心球面的球體，則這種中心體對航天器的引力稱為中心體球形引力。它等價於一個質點的引力，這個質點位於球心，其質量為中心體的總質量。那麼航天器環繞中心體運動的軌道就是開普勒軌道。然而一般天體的質量分佈不均勻，形狀也不規則，所以實際引力與中心體球形引力有差別，其差值就是中心體非球形攝動力。這個攝動力隨着航天器與中心體的距離增加而減小。

②天體引力：研究航天器圍繞中心體運動時，中心體引力是主要力。其他天體的引力為攝動力。由於運動是相對於中心體的，攝動力的大小是航天器的質量乘上兩個加速度的矢量差。一個加速度是其他天體吸引航天器的加速度，另一個加速度是其他天體吸引中心體的加速度。航天器的加速度減去（矢量減法）中心體的加速度稱為攝動加速度。非球形攝動力和其他天體引力僅與航天器的位置有關，稱為保守力，可以得到位（勢）函數（見人造地球衞星運行軌道）。

③大氣阻力：在很多情況下，航天器離中心體比較近。當中心體被大氣包圍時，大氣對航天器的運動產生阻尼作用。大氣阻力也是一種攝動力。大氣阻力的大小與大氣密度、航天器相對於大氣的運動速度、航天器大小、質量和形狀有關。大氣密度、大氣本身的運動等因素難以準確確定，大氣阻力也就不易準確得出。

④太陽輻射壓力：太陽輻射壓力又稱太陽光壓。60年代,人們發現“回聲”1號(Echo-I)等衞星運動規律異常,開始注意太陽輻射壓力的影響。在量子力學中,光被認為是光子流。當光子流射到航天器表面時，一部分被吸收，一部分被反射。在這個過程中動量傳遞給航天器，引起航天器動量的變化，相當於航天器受到來自太陽光方向的壓力。這種力稱為太陽輻射壓力，也是一種攝動力。它對於大而輕的氣球型航天器的作用尤其顯著。當航天器運行到陰影區域時，太陽輻射壓力消失。

其他攝動因素還有地球潮汐作用、航天器受磁場的影響和人為的控制力等。

軌道攝動計算　通過軌道攝動計算可以求出航天器在任何時刻的位置和速度。軌道攝動計算包括攝動方程的建立和求解。衞星在開普勒軌道上運動的基本參數稱為軌道要素，描述軌道要素變化和攝動力之間關係的方程稱為攝動方程。通常採用的攝動方程是拉格朗日行星運動方程。攝動方程求解的結果表明，在攝動力為零時，軌道要素為常數,航天器的運動軌道是開普勒軌道,這時的運動也稱為無攝運動。當攝動力不為零時，軌道要素是隨時間變化的變量。與時間成正比的變化稱為長期攝動，週期性的變化按變化週期的長短分為長週期攝動和短週期攝動。短週期攝動的週期和運行週期同量級。航天器實際軌道是一組隨時間變化的橢圓（或拋物線、雙曲線）的包絡線。每個時刻的橢圓稱為密切軌道（密切橢圓、密切拋物線等），描述密切軌道運動的軌道要素稱為密切要素，這就是經典天體力學中的參數變易法。求解軌道攝動的方法主要有兩類：①近似解析法：對列出的攝動方程通過級數展開或變量變換等方法解出方程的近似解析解。它能清楚地表示軌道變化和攝動力之間的對應關係。只需要知道航天器初始運動狀態，就能很快算出航天器任意時刻的位置和速度。為了使方程可以解出，往往需要對攝動力的物理模型作些簡化，這樣會使精度受到一定影響。對於幾種攝動力同時求解，近似解析法仍有較大困難。②數值計算法：對於列出的運動方程或攝動方程，選用合適的數值計算方法可以得到運動的數值解。常用的數值方法有科威爾(Cowell)方法和恩克 (Encke)方法。只要知道航天器某一時刻的位置和速度，將它作為初值通過計算機的計算，就可以得到航天器在任意時刻的位置和速度。原則上，數值計算法只要列出方程就可以進行計算，並且可以計算同時包括多種攝動力的攝動方程，得出的結果精度很高。但是，數值計算方法只能給出數值間的關係，是綜合結果。對於推算到很長時間的結果，累積誤差則不容忽視。

一般情況下航天器受到的攝動力與中心體球形引力相比是很小的，但是攝動力的長期累積作用也不可忽略。軌道攝動的研究已經成為軌道確定、觀測預報、軌道改進和軌道設計等工作的基礎。