5.静态基线处理

第五章静态基线处理基线处理软件的优劣不但影响着GPS相对静态测量的精度，而且也影响着相对静态测量可靠性、所需观测时间等。

对于一个商业用途的基线处理软件而言，不但要求能准确、可靠地处理出基线向量，而且要求软件对用户友好、易于使用。

HDS2003 数据处理软件很好地实现了复杂的基线处理理论与简易的软件使用的有机统一。

对于正常的观测数据，通常不需人工干预，就能很快得到准确的结果。

而对于观测质量比较差的数据，用户也可以根据各种基线处理的输出信息，进行人工干预，使基线的处理结果符合工程的要求。

§5.1 基线处理的过程按指定的数据类型录入GPS观测数据后，软件会自动分析各点位采集到的数据内在的关系，并形成静态基线后，就可以进行基线处理了。

基线处理的过程可分为如下几个主要部分：一、设定基线解算的控制参数基线解算的控制参数，用以确定数据处理软件采用何种处理方法来进行基线解算。

设定基线解算的控制参数是基线解算时的一个非常重要的环节。

通过控制参数的设定可以实现基线的优化处理。

控制参数在“基线解算设置”中进行设置，主要包括“数据采样间隔”、“截止角”、“参考卫星”及其电离层和解算模型的设置等。

二、外业输入数据的检查与修改在录入了外业观测数据后、在基线解算之前，需要对观测数据进行必要的检查。

检查的项目包括测站名点号、测站坐标、天线高等。

对这些项目进行检查的目的是为了避免外业操作时的误操作。

三、基线解算基线解算的过程一般是自动进行的，无需人工干预。

基线解算有分为如下几步：1)基线解算自检基线解算之前，软件会检查基线解算控制参数的设置、观测数据及星历文件、起算坐标等等。

2)读入星历数据星历数据的格式可以为RINEX格式，也可以为中海达自定义的二进制格式（*.zhd）,也可以为SP3格式的精密星历。

3)读入观测数据HDS2003 GPS 数据处理软件进行单基线处理时，首先需要读取原始的GPS 观测值数据，一般来说各接收机厂商随接收机一起提供的数据处理软件都可以直接处理从接收机中传输出来的GPS 原始观测值数据，而由第三方所开发的数据处理软件则不一定能对各接收机的原始观测数据进行处理。

HDS2003 GPS 数据处理软件能处理的数据已经在第十章作了全面介绍。

读入起始站和终点站的观测数据，其中还包括观测时记录的单点定位坐标、观测时刻、C/A码伪距、载波相位，若单点定位坐标不正确，则需要进行单点定位计算，以将起算坐标用于后续的解算，起算坐标也可由外部输入。

在读入的同时，组成单差观测值，并寻找一个合适的参考卫星。

4)三差解算将双差观测值在历元间进行相减，组合成三差观测值，建立观测方程，进行解算，得到三差解。

但对于短边，三差解的精度往往不高1，通常三差解的目的在于得到比较近似的基线边，便于进行周跳修复。

1一般认为，对于短边，双差固定解的精度最高，对于长边，往往也利用三差解。

图5-1 单基线解算的主要步骤5)周跳修复基线解算的关键在于找到正确的整周模糊度，能够求解整周模糊度的前提是接收机对载波相位的连续跟踪，但是接收机不可能总是连续跟踪载波相位，遮挡、干扰等都会造成对载波相位的跟踪中断，从而使历元之间的载波相位观测值出现所谓的周跳，如何探测并修复周跳，往往是基线处理软件需要解决的主要问题。

6)进行双差浮点解算若共观测到N颗卫星的信号，则双差观测方程组将比三差观测方程组增加N-1个未知数，双差解得到更进一步的未知点坐标和以浮点数表示的整周模糊度。

理论上，整周模糊度应为整数，但由于其在解算时吸收了观测噪声以及其它未模型化的误差，因此通常只能得到一个浮点数。

该浮点数往往与实际的整数有一定的偏差，有时偏差甚至达到几周。

7)整周模糊度分解一般说来，在足够长的同步观测时间和得到足够多的观测数据的情况下，仅靠取整也可以得到正确的整周模糊度，但采用快速求解整周模糊度（FARA， Fast Ambiguity Resolution Approach）方法和LAMBDA方法，可以大大地缩短观测时间，提高工作效率。

8)进行双差固定解算在整周模糊度得到正确的固定后，进行双差固定解算，双差固定解的精度最高。

但若整周模糊度不正确，双差固定解的精度当然也不正确。

四、基线质量的检验基线解算完毕后，基线结果并不能马上用于后续的处理，还必须对基线的质量进行检验。

只有质量合格的基线才能用于后续的处理，如果不合格则需要对基线进行重新解算或重新测量。

基线的质量检验需要通过RATIO、RDOP、RMS、同步环闭合差、异步环闭合差和重复基线较差来进行。

§5.2 基线处理的设置作基线向量处理前，要进行“基线向量处理设置”，执行菜单“静态基线”下的“基线处理设置”，出现如图(5-2)的对话框：图5-2 基线处理设置对话框共由三页组成，分别为常用设置、对流层和电离层设置、高级设置。

下面分别对话框中各项的意义做简要的介绍：§5.2.1常用设置一、历元间隔所谓历元间隔，就是在基线处理时，软件从原始观测数据中抽取数据的间隔。

如图(１０-３)所示：图5-3 历元间隔比如，两台仪器在作静态观测时，设置为每5秒采集一组数据，但在内业处理时，这么高密度的的观测数据通常并不能显著提高基线的精度，反而会大大增加基线处理的时间。

因此，为提高基线处理的速度，用户可适当增大数据处理的采样间隔。

那么，多大的采样间隔合适呢？通常认为，对于短边，且观测时间较短时，可适当缩小采样间隔，而对于长边，可适当增大采样间隔。

比如，对于2公里以内的静态基线，而观测时间又在20分钟以内时，我们可设置采样间隔为5秒。

但基线较长时，通常可增大采样间隔，可达到60秒或120秒。

那么，为什么还需要在野外观测时，设置比较小的采样间隔呢？这是因为，当遇到不太好的数据时，由于观测数据具有一定的随机性以及软件本身的功能所限，通过修改历元间隔后重新处理基线，往往能改善处理结果。

软件缺省的历元间隔是60秒。

二、高度截止角高度截止角用来限制高度比较低的卫星数据，使其不参与基线解算。

由于大气层对高度比较低的卫星信号的影响比较复杂，难以用模型进行改正，又由于高度比较低的信号容易受到如多路径、电磁波等各种因素的影响，因此，它们的信号质量通常也比较低。

所以，在数据处理中，通常将它们剔除。

如单从大气层折射的角度来看，对于短距离的观测，可以降低高度截止角；而对于长距离的观测，应该加大高度截止角，因为距离越短，大气折射影响越容易相互抵消。

当然，高度截止角的设置要还要视观测站点周围的环境如何。

在野外观测时，应根据卫星分布状况降低高度截止角，以采集尽量多的数据，方便处理。

图5-4高度截止角默认的高度截止角为20度。

三、参考卫星由于双差观测值是单差观测值在卫星之间进行差分形成的，所以在组成双差观测值时，为了方便处理，软件采用选取参考卫星的方法。

默认的设置是自动方式。

这时，软件会选取观测数据最多、而且高度角较高的卫星作参考卫星。

但由于观测条件的影响，这样的选择未必最合理，当参考卫星选取不当时，会影响基线处理结果。

这时，就需要用户根据观测数据状况重设参考卫星。

在重设参考卫星时，首先根据卫星预报、野外观测记录、前面基线处理的结果状况综合进行选择。

如任意选择一颗根本没有观测到的卫星是没有意义的。

四、粗差容忍系数在数据处理的过程中，常常要将一些不合格的数据当作粗差剔除。

当观测值偏离模型值超过（粗差容忍系数×RMS）时，就认为这组观测值为粗差。

可见，这个系数太大或者太小都会影响观测数据剔除的标准。

通常情况下，不需要修改这个参数。

默认的设置为3.5。

五、最小历元数由于在观测过程中，接收机必须观测到连续的载波相位，如一段数据连续出现周跳，则这一段数据的质量通常是很差的，常常影响基线处理的质量，因此，通常应该将其剔除。

因此，在基线处理过程中，软件会将观测连续历元数不超过最小历元数的数据段剔除。

软件要求最小历元数大于或等于2。

默认值为5。

六、最大历元数最大历元数与软件在基线处理时分配的内存有关。

默认值为999。

§5.2.2对流层、电离层设置下图所示为对流层、电离层设置对话框。

一般情况下，不需要更改其设置。

图5-5对流层、电离层设置§5.2.3高级设置下图所示为高级设置对话框。

在通常情况下，处理单频数据时，不需要更改其内容。

在处理双频数据时，则要经常修改对话框中的“观测组合方案”多选框，观测数据各种组合的含义请参见相关资料。

图5-6 高级设置§5.3基线处理作好上述准备后，执行“基线处理”菜单下的“处理全部基线”，程序开始依次逐条处理全部基线并出现信息框，如下图(图5-7)所示：在对话框中分别列出了各条解算基线的名称、基线解算的进度、以及各条基线解算的信息。

基线解算是以多线程方式在后台运行的。

在运行过程中，在计算区中点击右键，弹出菜单中可选择“停止”，从而停止基线的解算。

图5-7 基线处理过程基线解算完后，将在计算窗口得到基线解的结果。

如下图（5-8）所示：图5-8 基线处理警告会有警告信息，双击警告信息就可以在列表中显示是对应基线。

图5-9基线解结果在计算区中点击信息标签，就可以查看到基线的详细解算情况。

基线解的处理结果还可以通过点击“处理报告“中的“静态基线“生成基线报告。

如图图5-10基线处理报告§5.4 基线处理结果检验§5.4.1 基线质量控制基线解算后，可以通过RATIO 、RDOP 、RMS 和数据删除率这几个质量指标来衡量基线解算的质量。

通常认为，若RMS 偏大，则说明观测值质量较差。

若RDOP 值较大则说明观测条件较差。

需要说明的是，它们只具有某种相对意义，即它们数值的高低不能绝对的说明基线质量的高低。

一、 RMSRMS 即均方根误差（Root Mean Square ），即：fn PV V RMS T -= 其中：V 为观测值的残差；P 为观测值的权；n-f 为观测值的总数减去未知数个数。

RMS 表明了观测值的质量。

RMS 越小，观测值质量越好；反之，表明观测值质量越差。

它不受观测条件（如卫星分布好坏）的影响。

依照数理统计的理论，观测值误差落在1.96 倍RMS 的范围内的概率是95%。

二、 RATIORATIO 即整周模糊度分解后，次最小RMS 与最小RMS 的比值。

即：minsec RMS RMS RATIO = RATIO 反映了所确定出的整周未知数参数的可靠性，这一指标取决于多种因素，既与观测值的质量有关，也与观测条件的好坏有关。

RATIO 是反映基线质量好坏的最关键值，通常情况下，要求RATIO 值大于3。

三、数据删除率在基线解算时，如果观测值的改正数大于某一个阈值时，则认为该观测值含有粗差，则需要将其删除。

被删除观测值的数量与观测值的总数的比值就是所谓的数据删除率。