要清楚地描述航天器的压动及其与观测者之间的联系，首先要确定参考系，在一定的参考系中去体现航天器的空间位置和运动速度及其与观测者之间的相对几何关系。因此，作为文章的开场白，在这文中将要阐述的基本内容是参考系（时间系统相关参数）、空间观测几何(航天器和观测者的几何位置及相关问题）、航天器的运动以及星下点轨迹等问题。

一、时间系统
   考察运动，需要一种均匀的时间尺度。过去，这种均匀的时间尺度是以地球自转为基准的。由于地球自转的不均匀性和测量精度的不断提高，上述均匀时间尺度已不适应；但由于种种原因，又必须将时间与地球自转相协调，这就导致了时间系统的复杂化。
   现行的时间系统基本上分为四种：恒星时，世界时、历书时和原子时。前两种都是根据地球自转测定的，历书时则是根据地球、月亮和行星的运动来测定的，而原子时是以原于的电磁振荡作为标准的，下面将对这些时间系统作一简单介绍。
1.恒星时(ST)
   春分点连续两次过中天的时间间隔称为一“恒星日”。那么，恒星时就是春分点的时角，它的数值S等于上中关恒星的赤经a，即:S=a. (1.1)  
这是经度为λ的地方恒星时，与世界时密切相关的格林尼治恒星时SG由下式给出：

SG=S-λ (1.2),

经度λ规定向东计量。格林尼治恒星时又有真恒星时（或称视恒星时）
GAST与平恒星时GMST之分。既然恒星时是由地球自转时角所确定的，那么地球自转的不均匀性就可通过它与均匀时间尺度的差别来测定。
   格林尼治恒星时主要是在空间坐标系的转换中用到，其内容将在下面有关部分中介绍。

2.世界时(UT）
   与恒星时相同，世界时也是根据地球自转测定的时间，它以平太阳日为单位，1/86400平太阳日为秒。事实上，测定太阳的精度远低于测定恒星的精度，因此，世界时是通过对恒星观测测定的恒星时再根据两种时间的定义转换而给出的。
   根据天文观测直接测定的世界时，记为UT0，它对应于瞬时极的子午
圈，加上引起测站子午圈位置变化的地极移动（即地球自转轴在地球体内的
移动）修正，就得到对应于平均极的子午圈的世界时，记为UT1．即：

UT1=UT0+▲λ.(1.3)
 
▲λ是极移改正量
   由于地球自转的不均匀性，UT1并不是均匀的时间尺度。而地球自转水均匀性呈现三种特性：长期慢变化(每百年使日长增加1.6毫秒)，周期变化(主要是季节变化，一年里日长约有0ｓ.OOl的变化；除此之外，还有一些影响较小的周期变化）和不规则变化，这三种变化不易修正，而UT1又直接与地球瞬时位置相联系，因此，对于精度要求不高的问题，就可用UTl作为统一的时间系统，而对于高精度的要求，必须寻求更均匀的时间尺度，即下面要介绍的原子时。

3.历书时(ET)
   由于世界时不能作为均匀的时间尺度，经数次天文会议讨论，决定从1960年起引入一种以太阳系内天体公转为基准的均匀时间系统，称为历书时(ET)，1960年到1967年期间，它是世界公认的计时标准。
   历书时的定义：1900年1月0日历书时12h瞬间的回归年长度的31556925.9747分之一为一历书秒；起算历元为1900年初太阳平黄经等于279°41'48".04的时刻，也就是纽康(Newcomb)原先选定的1900年1月0日格林尼浩平午时刻，现在把它作为1900年1月0日历书时12h。
   历书时是一种由力学定律确定的均匀时间，它是太阳、月亮和行星运动理论中的独立变量，同时也是这些基本历表的时间引数某一时刻的历书时可以通过对太阳、月亮或行星的观测来得到，而最有效的方法是观测月亮。

   但对建立一个均匀时间尺度而言，其观测精度仍嫌不够，而且要得到这样的时间卫很慢。因此，1967年后，计时标准转向原子时，它有更高的精度，而且随时可以直接求得。不过在这期间，历书时仍然作为一个天文常数被保留下米，从1984年开始，历书时才完全被原于时所代替。

4.国际原子时(TAI)与地球动力学时(TDT)和质心动力学时(TDB)
   这是一种标准频率，1967年10月，第十三届国际计量大会决定引入新的秒长定义，即铯原子Cs(133)基态的两能级间跃迁辐射的9192631770周所经历的时间作为一秒的长度，称为国际单位秒(SI)由这种时间单位确定的时间系统称为国际原子时(TAl)。
   困原子时(TA1)是在地心参考系中定义的具有国际单位制秒长的坐标
时间基准，它就可以作为动力学中所要求的均匀时间尺度。由此引入一种地球动力学时(TDT)，它与原子时(TAl)的关系为：