ExoMars TGO erreicht seine Zielbahn

Der Mars-Orbiter TGO der europäisch-russischen Mission ExoMars 2016 hat mehr als zwei Jahre nach dem Start endlich seine Zielbahn um den roten Planeten erreicht. Die Instrumente werden nun in Betrieb genommen. Damit beginnt die wissenschaftliche Phase der Mission. Die Bahn des TGO unterscheidet sich allerdings deutlich von der anderer Mars-Sonden. Was hat es mit dieser Bahn auf sich?

Üblich ist eine niedrige sonnensynchrone Bahn

In der Regel wählt man für Mars-Sonden eine sonnensynchrone Bahn. Mars ist wie auch die Erde keine perfekte Kugel, sondern abgeplattet. Der mittlere Radius am Äquator ist mit 3396 km 20 km größer als der mittlere Radius an den Polen. Die Abplattung des Mars ist sogar fast doppelt so groß wie die der Erde. Zudem ist die Oberfläche auf der Südhalbkugel der roten Planeten nochmals deutlich weiter vom Mittelpunkt des Planeten entfernt als auf der Nordhalbkugel.

Die resultierende Ungleichmäßigkeit des Schwerefelds hat Störungen der Bahnen von Raumsonden zur Folge. Wenn die Bahnneigung kleiner als 90 Grad ist, dann dreht sich die Bahnebene westwärts. Bei Bahnneigungen von mehr als 90 Grad geht die Präzession dagegen ostwärts. Das ist bei Bahnen von Erdsatelliten ganz genau so, nur ist am Mars wegen der stärkeren Nicht-Kugelförmigkeit auch die Knotendrift deutlich schneller.

Niedrige Bahnen werden natürlich stärker durch die Inhomogenität des Schwerkraftpotenzials gestört. Bei hohen Bahnen macht es sich weniger bemerkbar, dass der Zentralkörper keine perfekte Kugel ist, dafür ist die Auswirkung von Drittkörperstörungen dort viel ausgeprägter. Diese Störungen lassen sich bei niedrigen Bahnen erst einmal vernachlässigen.

Wenn die Bahnneigung richtig gewählt wird (bei ganz niedrigen Bahnen knapp über 93 Grad, bei etwas höheren eher 94), dann kann eine Präzessionsrate der Bahnebene (oder auch Knotendrift) von +360 Grad in einem Marsjahr erreicht werden. Das ist die Definition einer sonnensynchronen Bahn. Angenommen, die Bahn des Planeten um die Sonne wäre exakt kreisförmig. Dann wäre, wenn der Satellit die Äquatorebene kreuzt, die lokale Sonnenzeit am genau darunter liegenden Punkt der Oberfläche immer dieselbe –  eine Zeit für den aufsteigenden Knoten und 12 Mars-Stunden später für den absteigenden.

Die Bahn des Mars ist aber deutlich exzentrisch. Ihr Perihelradius liegt bei 1.35 AE, der Aphelradius bei 1.65. Die Winkelgeschwindigkeit des Planeten ist am Aphel deutlich geringer als am Perihel. Daher variiert die scheinbare Winkelgeschwindigkeit der Richtung von Mars zur Sonne über das 687 Tage dauernde Marsjahr zwischen 0.45 und 0.65 Grad pro Tag. Die Knotendrift der Satellitenbahn bleibt aber konstant. Daher ist eine sonnensynchrone Bahn um den Mars gar nicht wirklich sonnensynchron: die lokale Uhrzeit am Subsatellitenpunkt ändert sich um bis zu 1.5 Stunden.

Dennoch bietet eine niedrige sonnensynchrone Bahn viele Vorteile. Zum einen ist sie mit einer Bahnneigung von 93-94 Grad ja immer noch fast polar. Das bedeutet, dass man globale Beobachtungen der Oberfläche vornehmen kann. Die Beleuchtungssituation aller überflogenen Punkte ändert sich zwar wegen der Variation der lokalen Sonnenzeit über den Jahresverlauf etwas, aber man hat ja ohnehin eine gewisse Änderung der Beleuchtung wegen der Jahreszeiten. Es gibt aber, außer in den Polarregionen, niemals eine Situation, in der man einen gegebenen Ort monatelang gar nicht sehen kann.

Raumsonden müssen zudem meist auch als Relais-Station für mobile oder stationäre Labors auf der Oberfläche fungieren. Auch dabei ist eine sonnensynchrone Bahn von Vorteil. Sie erleichtert die Operationen mit Rovern ungemein. Diese kommunizieren in der Regel nicht direkt mit der Erde.

Man kann die Knotenlinie der Orbiter-Bahn so wählen, dass die Überflüge von Oberflächenpunkten jeweils am späten Nachmittag, also z.B. 16:00 Mars-Stunden und dann am frühen Morgen, also 04:00 Mars-Stunden stattfinden, wobei dann noch die Variation der Überflugszeit aufgrund der Exzentrizität der Planetenbahn hinzukommt. (Das geht so wohlgemerkt nur bei Landeorten, die nicht allzu weit nördlich oder südlich liegen).

Beim Nachmittagsüberflug kann der Oberbiter die Daten des Rovers vom Tag empfangen. Der Rover macht sich danach zum Schlafen fertig, weil ja bald die Sonne untergehen wird. Während der Marsnacht schaltet man alles ab, was nicht gebraucht wird, um Strom zu sparen. Der Orbiter funkt derweil die Daten zur Erde, aber das kriegt der Rover gar nicht mehr mit, der schlummert schon in süßer Ruh’.

Im Kontrollzentrum auf der Erde schaut man sich die Daten genau an. Ist mit dem Rover alles in Ordnung? Program abgespult? Nicht festgefahren? Kein Safe-Mode? Nichts kaputt? Dann werden die Kommandos für den nächsten Mars-Tag erstellt. Die fertige Kommandosequenz wird zum Orbiter gefunkt und in dessen Bordspeicher abgelegt. Da man genau weiß, wann der morgendliche Überflug stattfinden wird, wurde im Bordcomputer des Rovers ein Wecker auf diese Zeit gestellt. In dem Moment, wenn der Orbiter dort über dem Horizont erscheint, schaltet der Rover seine Funkanlage auf Empfang. Nach dem Überflug, der bei einer niedrigen Bahn rund 10 Minuten dauert, schaltet der Rover wieder die Funkanlage ab und schläft weiter, bis die Sonne aufgegangen ist.

Für die Beobachtung der Oberfläche und auch die Relais-Aufgabe ist die sonnensynchrone Bahn optimal. Warum also ist der TGO von ExoMars 2016 nicht auf einer sonnensynchronen Bahn? Hat da etwa der Missionsanalytiker gepennt? Vielleicht eine Verwechslung von Koordinatensystemen? Das würde mich bei dem überhaupt nicht wundern.

Was für eine Bahn hat der TGO?

Die Zielbahn für die wissenschaftliche Phase der Mission des TGO lässt sich wie folgt zusammenfassen:

  • Inklination: 74 Grad
  • Synchronizität: 373:30
  • Nahezu kreisförmiger “frozen orbit”

Die Bahnneigung von 74 Grad relativ zur Äquatorebene haben die Wissenschaftler definiert. Damit ist die Bahn nicht sonnensynchron, denn die Richtung Knotendrift ist westwärts. Eine sonnensynchrone Bahn wurde von vorneherein verworfen. Die wissenschaftliche Hauptaufgabe des TGO ist eben nicht die Beobachtung der Oberfläche.

Der TGO soll vornehmlich in der Marsatmosphäre nach Spurengasen suchen. Kurz vor dem Eintritt in den oder kurz nach dem Austritt aus dem Schattenkegel des roten Planeten, wenn die Sonne aus Sicht der Raumsonde ganz dicht über der Marsoberfläche steht, durchquert das Sonnenlicht die Marsatmosphäre, bevor es die Messinstrumente des TGO erreicht.

Genau in diesen wenigen Minuten pro Umlauf treten die zwei dafür gebauten Spektrometer NOMAD und ACS in Aktion. NOMAD schaut sich die höheren Frequenzen von IR bis UV an, ACS besonders den Infrarotbereich. Beide können auch für Nadir-Messungen (=nach unten schauend) eingesetzt werden, aber  die Okkulationsmessungen sind von besonderem Interesse. Wäre nun der TGO auf einer sonnensynchronen Bahn, dann wären diese Messungen der Atmosphären nur auf zwei schmale Breitenbereiche  beschränkt. Das ist aber nicht erwünscht. Man will eine globale Untersuchung der Atmosphäre.

Die Synchronizität von 373:30 bedeutet, dass die Subspur der Bahn, also die Linie, die man erhält, wenn man die Bahnposition auf die Oberfläche projiziert, sich nach 373 Umläufen des TGO und 30 Mars-Tagen wieder schließt. Die gewählte Synchronizität ist ein Kompromiss, auf den man sich nach einigem Hin und Her geeinigt hat. Man könnte beispielsweise bei einer Bahnhöhe von etwa 500 km eine 12:1-Resonanz bewerksteligen. 12 Umläufe in einem Marstag, dann ist die Subspur wieder geschlossen.

Das würde aber auch bedeuten, dass zwischen den überflogenen Gebieten gewaltige Zonen bleiben, die nie überflogen werden und deswegen auch nur schlecht bis gar nicht untersucht werden können. Je mehr Umläufe man vorsieht, bevor die Subspur sich schließt und alles wieder von vorne losgeht, desto mehr Zeit verstreicht, denn Bahnumläufe können nicht beliebig kurz werden. Selbst auf einer 200 km-Kreisbahn – und viel tiefer geht’s wirklich nicht mehr! – ist die Umlaufperiode immer noch 109 Minuten. In einen Marstag lassen sich also theoretisch maximal 13.5 Umläufe hineinquetschen, also wäre vielleicht eine 27:2-Synchronizität drin. Praktisch sollte man nicht so tief herunter gehen, denn da ist wegen der atmosphärischen Abbremsung die Lebensdauer der Bahn schon arg begrenzt.

Mit der gewählten 373:30-Synchronizität ist einerseits die Oberfläche mit einem dichten Netz von Überflügen bedeckt, was eine sehr gute globale Abdeckung gestattet. Bis auf die Regionen nördlich von 74 Grad Nord und südlich von 74 Grad Süd. Andererseits muss man auch maximal nur 30 Tage warten, bis ein Gebiet, das einmal direkt überflogen worden ist, erneut mit Minimalabstand überflogen werden kann.

Aus der Synchronizität folgt, da die Inklination je bereits festliegt, genau ein Bahnparameter: Die große Halbachse, auch bekannt als mittlerer Bahnradius. Diese liegt bei 3781.6 km. Die Bahnperiode ist damit 7060 Sekunden oder 117.7 Minuten. Pro Erdtag schafft die Sonde somit mehr als 12 Marsumrundungen. Abgesehen von wenigen kurzen Phasen kommt es auf jedem Umlauf zu einem Durchgang durch den Mars-Schattenkegel. Also treten pro Erdtag mehr als 24 Messzyklen auf, jeweils an ganz unterschiedlichen Stellen in der Atmosphäre. Nach einem Marsjahr, also 687 Erdtagen, wird die  Atmosphäre an mehr als 13,000 verschiedenen Lokationen durchleuchtet worden sein. Die folgende Grafik zeigt das Ergebnis für einen numerisch analysierten Fall. Dieser entspricht nicht genau der aktuellen Bahn, ist aber typisch.

Erzielte Messpunkte in der Marsatmosphäre für einen Beispielfall - Simulationsdauer 1 Marsjahr

Credit: Michael Khan, ESA Erzielte Messpunkte in der Marsatmosphäre für einen Beispielfall – Simulationsdauer 1 Marsjahr

Die Lücke über dem Nordpol kann nur geschlossen werden, wenn die Missionsdauer länger als das hier untersuchte eine Marsjahr beträgt, was hoffentlich der Fall sein wird. Der 2003 gestartete Mars Express ist immerhin schon mehr als 14 Jahre aktiv.

Den “frozen orbit” habe ich durchgesetzt. Ich werde mich hüten, im Rahmen eines Blog-Artikels auf die Mathematik einzugehen. Es ist eine schon von Erdbeobachtungssatelliten bekannte Tatsache, dass es bei niedrigen, nahezu kreisförmigen Orbits gewisse (kleine) Exzentrizitätswerte gibt, bei denen die mittlere Exzentrizität und auch das mittlere Argument des Perigäums über lange Zeiten konstant bleibt.

Bei Erdbahnen funktioniert dies bei Werten für das Argument des Perigäums von 90 und 270 Grad, d.h., wenn das Perigäum am nördlichsten oder am südlichsten Punkt der Bahn ist.  Die Exzentrizität ist sehr klein, sodass das Perigäums- und Apogäumshöhe nur etwa 20 km auseinanderliegen.

Bei Bahnen um den Mond sind Quasi-Frozen Orbits möglich. Beispielsweise fliegt der Lunar Reconnaissance Orbiter der NASA aktuell auf einer Bahn mit einem Periselenium von 30 und einem Aposelenium von mehr als 200 km, was den wissenschaftlichen Nutzwert zwar etwas einschränkt, dafür aber einige Jahre Lebensdauer ohne häufige Korrekturmanöver zulässt. Am Mond sind jedoch die Drittkörperstörungen auch auf niedrigen Bahnen bereits nicht mehr vernachlässigbar.

Die Situation am Mars ist da eher mit der im Erdorbit vergleichbar. Allerdings konnte ich nur Klassen von Lösungen mit einem mittleren Argument des Periares von 270 Grad finden. So auch die gewählte TGO-Bahn. Hier ist die Höhe über dem Ellipsoiden gezeigt, wie sie sich aus der numerischen Propagation der Bahn unter Berücksichtigung aller relevanten Störungen ergibt. Über südlichen Breiten ist die Bahnhöhe etwa 380 km. Dies ändert sich über den simulierten Zeitraum von einem Marsjahr kaum. Der höchste Bahnpunkt ist 430 km über der Oberfläche des Ellipsoiden.

Tatsächliche Höhe über dem Ellipsoiden als Funktion der areographischen Breite, erhalten durch nuerische Propagation der Bahn

Credit: Michael Khan, Darmstadt Tatsächliche Höhe über dem Ellipsoiden als Funktion der areographischen Breite, erhalten durch numerische Propagation der Bahn

Die Tatsache, dass die Exzentrizität nahezu konstant bleibt, erleichtert die Planung der wissenschaftlichen Beobachtungen ungemein. Eine nominal kreisförmige Bahn würde über einen Zeitraum von Monaten leicht exzentrisch werden, dann wieder kreisförmig, dann wieder exzentrisch … die Folge wären Änderungen in der Überflughöhe für eine Lokation auf der Oberfläche von bis zu 50 km, zudem auch noch Schwierigkeiten mit der Steuerung der Subspur. All diese Probleme vermeidet man mit dem “frozen orbit”.

Bleibt’s jetzt dabei?

Für die nächsten Monate bleibt es bei der beschriebenen Bahn. Eine Anpassung wird im Laufe dieses Jahres erforderlich werden, damit der TGO die Datenübertragung während der Landephase der Rovermission ExoMars RSP am 19.3.2021 garantieren kann. Aber dazu schreibe ich etwas, wenn das Manöver ansteht.

 

 

Ich bin Luft- und Raumfahrtingenieur und arbeite bei einer Raumfahrtagentur als Missionsanalytiker. Alle in meinen Artikeln geäußerten sind aber meine eigenen und geben nicht notwendigerweise die Sichtweise meines Arbeitgebers wieder.

6 Kommentare Schreibe einen Kommentar

  1. Danke!

    Komplexes Thema. Aber sehr schön, so etwas aus erster Hand zu lesen. Da bekommt man dann wirklich Lust, einiges nachzuschlagen. Bitte dran bleiben!
    Matthias

  2. Die TGO-Bahn um den Mars bleibt also über längere Zeit stabil, was die Interpretation der Beobachtungsdaten vereinfacht. Hier wird die Bahn mit den Werten Inklination: 74 Grad, Synchronizität: 373:30, Nahezu kreisförmiger “frozen orbit” charakterisiert. Ich hätte erwartet, dass eine weitere wichtige Grösse die Höhe des Orbits über der Oberfläche ist und dass man bei Beobachtungen möglichst der gesamten Marsoberfläche oder Marsatmosphäre möglichst niedrige, möglichst oberflächennahe Bahnen wählt um näher an dem zu sein, was man beobachtet. Eine Marssatellitenbahn beispielsweise nur 100 km über der Marsoberfläche sollte meiner Einschätzung nach möglich sein (auf der Erde wäre es nicht möglich), weil die Marsatmosphäre um ein Vielfaches dünner ist als die Erdatmosphäre.

    • Eine Bahnhöhe von 100 km über der Marsoberfläche ist ausgeschlossen. Während des Aerobrakings ist das Perizentrum der Bahn noch etwas höher als 100 km und der Großteil jedes Umlaufs wird bei nochmals deutlich größeren Höhen absolviert, dennoch ist die Auswirkung auf die Bahn bereits massiv.

      Die große Halbachse wie auch die tatsächlichen Bahnhöhen der gewählten Bahn sind explizit im Artikel genannt.

      Niedrigere Bahnhöhen als die gewählte Höhe von rund 400 km – selbst wenn man absurde Annahmen wie 100 km außen vor lässt – wären nicht nur von Vorteil. Beispielsweise nehmen die Überflugdauern über einer Oberflächenplattform bei geringen Bahnhöhen ab. Dies kann durch höhere Bitraten nur partiell kompensiert werden.

      Für atmosphärische Beobachtungen wie den vom TGO vorzunehmenden Okkulationsmessungen ist die Bahnhöhe von untergeordneter Bedeutung. Es bietet da keinen Vorteil, tiefer zu gehen.

      Für die Wissenschaftler nebensächlich, für die Missionsplaner aber hochwichtig, ist die erreichte orbitale Lebensdauer. Man vermeidet gern Stress mit dem Planetary protection Officer.

      • Ein paar Zahlenwerte zur atmosphärischen Dichte. Bei 100 km Höhe liegt die Dichte der Erdatmosphäre bei ca. 5E-7 kg/m^3, die der Marsatmosphäre bei etwa 5E-8 kg/m^3, also etwa eine Größenordnung niedriger.

        Die Bahngeschwindigkeit auf einer Kreisbahn ist um die Erde etwa um einen Faktor 2.2 größer als um den Mars. Für den Luftwiderstand ist aber das Quadrat der Geschwindigkeit wichtig. Also kriegen wir da einen Faktor 2.2^2 gleich etwa 5. Zusammen genommen ist also der atmosphärische Widerstand am Mars um einen Faktor 50 geringer, wenn die Bahnhöhe 100 km beträgt.

        Ein Satellit auf einer 100 km-Erdbahn würde aber keinen Umlauf mehr schaffen. Vielleicht gerade mal so eben einen Umlauf, wenn er ganz kompakt ist. Also Lebensdauer auf einer so niedrigen Erdbahn unter 90 Minuten. Am Mars wären es dann 50 Mal mehr, also höchstens ein paar Tage, das aber auc nur, wenn der Satellit extrem kompakt ist und keine Solargenerator-Ausleger hat.

        Bei 200 km Höhe liegt der Faktor in der Luftdichte bei etwa 30, bei 300 km bei etwa 100, bei 400 km Höhe bei etwa 500. Diese Faktoren sind mit erheblichen Unsicherheiten behaftet, denn Atmosphären ind notorisch variabel.

        Ein Erdsatellit hat in 200 km Höhe weniger als 2 Tage Lebensdauer, in 400 km Höhe einige Monate. Da kann man schnell ausrechnen, dass man mit 200 km Höhe über dem Mars auch nicht wirklich was reißt. 400 km Höhe führt allerdings zu einer Lebensdauer von über 50 Jahren.

        • Besten Dank für die detaillierte Auskunft. Bin überrascht, dass eine Erdumlaufbahn auf 200 km einen solch grossen Luftwiderstand mit sich bringt, dass der Satellit nach 2 Tagen abstürzt.
          Interessant ist in diesem Zusammenhang die Goce-Mission, bei der ein aerodynamisch gebauter Satellit für die Erdgravitationsmessung auf einer 250 km hohen Bahn 4 Jahre um die Erde kreiste bis dann der Treibstoff ausging.
          Noch interessanter ist das ESA-Projekt eines Air-Breathing Electric Thrusters. Dieser nutzt den über Solarpanel gewonnen Strom um Luftmoleküle aus der dünnen Atmosphäre in 200 Kilometer oder so einzufangen, zu ionisieren und dann zu beschleunigen. Damit könnten Satelliten gebaut werden, die sehr lange Zeit in sehr niedrigen Umlaufbahnen zirkulieren.

          • Ich sehe bezüglich der geringen Lebensdauer auf niedrigen Erdbahnen keinen Anlass zur Verwunderung. Die Oberstufen der Soyuz-Raketen, die bemannte Raumschiffe und unbemannte Versorgungsschiffe zur ISS starten, gehen meist in Bahnen um 200 km (das Perigäum etwas tiefer und das Apogäum etwas höher) und treten üblicherweise nach rund 2 Tagen in die Atmosphäre ein.

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