Wie wurde der Radius der Venus Mitte der 1960er Jahre vor Venera 4 und Mariner 5 so genau (± 3 km) per Radar gemessen?

1964 begann der sowjetische Wissenschaftler AD Kuzmin zusammen mit dem amerikanischen Wissenschaftler Barry Clark mit der Beobachtung der Venus mit einem beweglichen Radiointerferometer, das aus zwei 27-Meter-Paraboloiden bestand (Owens Valley Radio Observatory, Kalifornien). Der Radius der harten Kugel der Venus wurde gemessen: 6057 km (vorher maßen Astronomen nur den Radius der Wolkenschicht). Daher wurde auch die durchschnittliche Wolkenhöhe bestimmt - von 40 bis 60 km über der Oberfläche des Planeten, was die anschließende Berechnung des Modells der Atmosphäre der Venus erleichterte. Polarisationsmessungen der Radiostrahlung der Venus zeigten, dass ihre Quelle eine feste Oberfläche ist, nicht die Atmosphäre und keine Wolken, da nur eine glatte feste Oberfläche Strahlung erzeugen kann, die an den Rändern der Planetenscheibe teilweise polarisiert ist.

Aus dem Buch V.ALEKSEEV S.MINCHIN "Venus enthüllt Geheimnisse", Moskau, 1975 http://epizodsspace.airbase.ru/bibl/alekseev/vrt-75/01.html

Details über das Experiment sind in dem Artikel von Kuzmin AD „Venus is a hot planet“ beschrieben. Artikel auf der offiziellen Website des Radioastronomie-Observatoriums Pushchino. http://www.prao.ru/History/history_3.html

Eines der ersten Kooperationsprogramme, das für beide Parteien produktiv war, war das gemeinsame sowjetisch-amerikanische Experiment des Radioastronomie-Observatoriums Pushchino und des US California Institute of Technology zur Bestimmung des Mechanismus der Venus-Radioemission und ihrer Oberflächentemperatur, vorgeschlagen und durchgeführt von A. Kuzmin. Das sowjetisch-amerikanische Abkommen über wissenschaftliche Zusammenarbeit beinhaltete auch den Austausch von Wissenschaftlern. Im April 1964 wurde AD Kuzmin auf eine einjährige Geschäftsreise in die Vereinigten Staaten geschickt, um dieses Experiment durchzuführen.

Eine experimentelle Untersuchung des Vorhandenseins einer differentiellen Polarisation wurde an einem Funkinterferometer am Owens Valley Radio Observatory, Kalifornien, des California Institute of Technology durchgeführt. Die Messungen wurden vom 29. Mai bis 18. Juli 1964 in der Nähe der unteren Kreuzung der Venus durchgeführt, als der Planet der Erde am nächsten war und die Intensität der empfangenen Strahlung am höchsten war und die größte Winkelgröße des Planeten auch die höchste räumliche Größe lieferte Auflösung. Die Arbeiten wurden gemeinsam mit dem jungen amerikanischen Wissenschaftler Barry Clark durchgeführt. Die amerikanische Seite schuf die günstigsten Bedingungen für die Arbeit. Das Experiment wurde als wichtigste Arbeit der Sternwarte durchgeführt. Es genügt festzuhalten, dass 28 Tage Beobachtungen (!) vorgesehen waren, davon ohne Antennentausch, Justier- und Kontrollmessungen,

Die Messergebnisse ergaben, dass die beobachtete Radioemission der Venus im 10-cm-Wellenlängenbereich polarisiert ist und daher ihre Quelle die Oberfläche des Planeten ist. Die folgenden physikalischen Eigenschaften der Venus wurden zunächst durch die Intensität der Radioemission, die Polarisationsgröße und die Position der Nullstellen der Sichtbarkeitsfunktion bestimmt:

• Die Oberflächentemperatur des Planeten beträgt T = 700 ± 50 Grad Kelvin, also über 400 Grad Celsius,

• Radius des Planetenkörpers R = 6057 ± 55 km,

• atmosphärischer Druck an der Oberfläche P 80 ± 50 atm.

Zwei Jahre später bestätigte der mit höherer Genauigkeit auf dem Radar der Venus bestimmte Radius der Planetenoberfläche von R = 6056 ± 1 km die Ergebnisse radioastronomischer Messungen.

Sechs Jahre später führten die Abstiegsfahrzeuge Venera-7 und -8 direkte Messungen an der Oberfläche durch und ermittelten eine Temperatur von 740 K und einen Druck von 90 atm, was auch mit unseren Daten übereinstimmt. Doch bis zu diesem Zufall waren viele Veranstaltungen und hitzige Diskussionen noch ein langer Weg.

PS

Für einen größeren Informationsgehalt eines Experiments änderte die Konfiguration des Interferometers die Bewegung der auf Eisenbahnlinien installierten Antennen. Am Ende jedes Beobachtungstages wurde die Bearbeitung und Analyse der erhaltenen Daten durchgeführt und die Entscheidung über die Änderung der Konfiguration getroffen. Am Morgen des nächsten Tages wurden Antennen auf andere geplante Stationen transportiert. Nach jeder Bewegung der Antennen wurde ihre Justierung durchgeführt. Während des Experiments war 7 solcher Bewegungen.

Das war in der Tat eine ziemliche Herausforderung.

Der Hauptvorteil war, dass die Mariner-Sonde dort war. Durch die Bestimmung der Auswirkung der Venus auf die Umlaufbahn von Mariner, die genaue Entfernung zur Oberfläche der Venus mithilfe des Radars an Bord von Mariner und die Tracking-Daten von Mariner selbst ermöglichten eine ziemlich gute Schätzung.

Insbesondere der Abstandsunterschied zwischen dem Ort, an dem sich das CoM der Venus befinden muss, um Mariner in der beobachteten Weise zu beeinflussen, und dem Radar-Ping von Mariner zur Oberfläche war das zuverlässigste Maß.

Wie immer ist es jedoch etwas komplex, da Sie eine grobe Schätzung der Atmosphäre benötigen, um eine Vorstellung davon zu bekommen, wie stark die von Ihnen beschriebene Radarverzögerung / -streuung usw. ist. Dies kommt von Teleskopbeobachtungen, erdgestütztem Radar usw.