Účinky Shoemaker-Levy 9 na Jupiter
Shrnutí studie o případu SL9
- prosince 2003
Druhá část
7/ Účinky - Fotografie
7/ Závěry – Otevřené otázky****
Při opakování tabulky částečných závěrů analýzy před dopadem vyplývá, že
Legenda: NC: nekompatibilní, C: kompatibilní, I: další vyšetření
Původ SL9 Kometa Asteroid typu Doc SL9
Uhlíkaté chondrity
typ C
Nedetekce
Před rozpadem NC/I1 NC/I1 C/I1
Nedetekce
Po rozpadu NC/I1 NC/I1 C/I1
Prachová stříbrná hříva NC C C
Bez emise
Orbita C C C
Chybějící výpar NC/I2 C C
Barva červená / + červená Slunce C C C/I3
Zmizení červeného halového jevu C C C
Albedo 0,04 NC C C
Detekce Mg++ C ? ? C C
Silikáty C ? ? C NC
Litinové čáry NC C C****
Chybějící baryum C C NC ?
Doplňkové informace (litinové čáry, silikáty, chybějící baryum) umožňují pokročit v interpretaci. Nejedná se o kometu (chybějící Li)
Hypotéza asteroidu typu uhlíkaté chondrity typu C1, nacházející se ve vnější pásu asteroidů, zachyceného Jupiterem, umožňuje vysvětlit všechny pozorování: chybějící výpar, velmi nízké albedo 0,04, které v extrémním případě vysvětluje nedetekovatelnost (otázka, která zůstává problematická), pseudo stříbrná hříva složená z úlomků rozpadu, přítomnost silikátů, linie litia kompatibilní s ostatními, pokud se bere v úvahu různá nasycení.
Pokud jde o dokument SL9, přítomnost silikátů a detekce mnoha kovů je problematická, stejně jako úplná absence barya.
Pokud jde o množství energie způsobené dopadem, přijmeme následující hypotézy (Z Sekanina (16) § 6, hmotnost 1017 g, průměr 10 km, hustota 0,2, rychlost 10 km/sec (nikoli 60 km/sec, protože je pravděpodobně správnější použít klasickou rychlost meteoritů po zpomalení atmosférou pro výpočet energie v místě dopadu), to dává energii řádově 5. 1021 J, což odpovídá hmotnosti přibližně 50 tun (polovina antihmoty) pro celkový součet všech dopadů.
Přijmeme-li hypotézu vstupu rychlostí 30 km/sec, celkově bychom měli řádově 500 tun, tedy přibližně 250 tun antihmoty, které by bylo třeba vyrobit pro celkový součet všech dopadů.
Pro největší dopad odpovídající fragmentu o průměru 4 km s rychlostí vstupu 30 km/sec (velmi pravděpodobně značně přehnanou), 32 tun, tedy polovina antihmoty, by bylo třeba vyrobit.
Takže řády velikosti hmotnosti, které je třeba přenést, nejsou v rozporu s kapacitami přepravy a počtem cest.
Zdá se tedy, že nejpravděpodobnější hypotézou je asteroid typu uhlíkaté chondrity C1, hypotéza komety musí být vyloučena, co se týká hypotézy dokumentu SL9, nevysvětluje přítomnost silikátů, mnoha kovů a chybějící baryum, i když všechny výpočty hmotnosti jsou kompatibilní.
Jediným zůstávajícím bodem, který je třeba vyřešit, je nedetekovatelnost před rokem 1993, pouze fotografie pořízené Jupiteru během měsíců červen a srpen 1992 by mohly definitivně rozhodnout o tomto otázce.
****
8/ Seznam literatury
(1) * Evropský workshop SL-9/Jupiter, 13. – 15. února 1995, ESO Headquarter, Garching bei München, Německo – Sborník č. 52, upravili R. West a H. Böhnhardt – ISBN 3-923524-55-2*
(2) „Kometa Shoemaker-Levy 9“, Pour La Science, číslo speciální, duben 1999, „Les Terres Celestes“
(3) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm
(4) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm
(5) Pozorovací omezení složení a povahy komety D/Shoemaker-Levy 9, Jacques Crovisier, Observatoire de Paris Meudon
(6) Pour La Science, číslo speciální, duben 1999, Les Terres Célestes, str. 120–126, Jean Luu a David Jewitt, 1999, Kuiperův pás
(7) Hledání komet, které se setkávají s Jupiterem: první kampaň, Icarus 107, 311–321, Tancredi G. Lindgren M. 1994
(8) IAU Circ N° 5892 Tancredi G. Lindegren M, Lagerkvist CI (1993)
(9) Pozorování před dopadem P/Shoemaker-Levy 9 – David Jewitt – Institute for Astronomy, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822
(10) Morfologické studie CCD obrázků SL-9 získaných na La Silla (1. – 15. července 1994) RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (Institute for Astronomy, Honolulu, Hawaj, USA)
(11) Fotometrie a barva komety Shoemaker-Levy 9 G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers, Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Německo
(12) Pozorování NTT Shoemaker-Levy 9 – Obrázky a spektroskopie J.A Stüwe, R Schulz a M.F. AHearn, Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Německo, Department of Astronomy, U of Maryland, College Park, Md 20742 USA
(13) Pozorování před dopadem Shoemaker-Levy 9 na Pic du Midi a Observatoire de Haute Provence F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, Bureau des Longitudes, 3 rue Mazarine, F-75003 Paříž FRANCE, Observatoire de Paris-Meudon, ARPEGES, F-92195 Meudon Cedex FRANCE, Observatoire du Pic du Midi, Bagneres de Bigorre, FRANCE
(14) Jádra komety Shoemaker-Levy 9 na obrázcích získaných pomocí Hubble Space Telescope, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, California 91109, USA
(15) Pozorování P/Shoemaker-Levy 9 v filtru Johnson B, V a R z observatoře Calar Alto 2. – 3. června 1994, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Max Planck-Institut für Aeronomie, 37189 Katlenburg Lindau Německo
(16) Rozdělení jádra komety Shoemaker-Levy 9, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, California 91109, USA
(17) Interakce mezi prachovou magnetosférou a dopady komety Shoemaker-Levy 9 W.-H .Ip Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Německo, Department of Astronomy
(18) Některé časové a spektrální aspekty událostí G a R, jak byly pozorovány Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines, T.V. Johnson (Earth and Space Sciences Division, Jet Propulsion Laboratory), P. Drossart a T. Encrenaz (DESPA, Observatoire de Paris), F Leader a R Mehlman (Institute of Geophysics and Planetary Physics UCLA)
(19) Atlas astronomie Stock (1976)
(20) Nový kosmos, 5. vydání – 2002 – Úvod do astronomie a astrofyziky A. Unsöld / B. Bascek Springer
(21) University College of London Exp. AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
(22) SL9 složení http://www.seds.org/~rme/sl9.html
(23) Typické složení komety, kometa Hale Bope **
Rozsah: Bockelée-Morvan, D., Lis, D. C., Wink, J. E., Despois, D., Crovisier, J., Bachiller, R., Benford, D. J., Biver, N., Colom, P., Davies, J. K., Gérard, E., Germain, B., Houde, M., Mehringer, D., Moreno, R., Paubert, G., Phillips, T. G., Rauer, H. : 2000, Nové molekuly nalezeny v kometě C/1995 O1 (Hale-Bopp). Investiguje vztah mezi kometárními a mezihvězdnými materiály. Astronomy and Astrophysics 353, 1101
Kontakty: Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, Observatoire de Paris, ARPEGES
(24) Pozorování atomových čar po dopadech L a Q1 komety SL-9 s Jupiterem / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux a F. Roques Observatoire de Paris (Oddělení Meudon)
(25) Rychlá spektrální variabilita výfuků na Jupiteru z sekundárních jader D/ komety Shoemaker-Levi 9 / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (Astronomická observatoř Univerzity v Kyjevě, Ukrajina), Prokofeva V.V (Krimská astrofyzikální observatoř, Ukrajina)
(26) Vysokoteplotní chemie v ohnivém kouli dopadů SL9 / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, Observatoire de Paris-Meudon
(27) Pozorování a studie čínského sledování Jupiteru / Sichao Wang, Bochen Qian, Keliang Huang / Purple Mountain Observatory, Čínská akademie věd, observatoře v Šanghaji, Fyzikální oddělení, Univerzita v Nankingu
(28) Spektrální složení SL9 .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html
| Příloha 1 |
|---|
****| Experiment AMPTE |
|---|
** **
Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers
1/ Vztahy a existence
Experiment AMPTE je zmíněn v dokumentu SL9 jako experiment, který sloužil k testování mačkání objektu SL9 pomocí vypouštění iontů lithia a barya, které byly vyžarované slunečním větrem, čímž vznikla iluze komety .
Tento memo má za cíl
-
ověřit, zda tento experiment skutečně proběhl
-
popsat tento experiment s odkazy - identifikovat přesnou roli iontů - zjistit, jaké jsou hypotézy a omezení potřebné pro přenos do případu SL9
Experiment AMPTE skutečně proběhl . Byl vyvinut společně Německem, Anglií a USA. Sestává ze tří satelitů:
CCE : Charge Composition Explorer IRM : Ion Release Module UKS : United Kingdom Satellite NASA Německo samozřejmě GB Applied Physics Laboratory John Hopkings Laboratory Max Planck Institut for Extraterrestrial Research Mullard Space Center (UCL)
Zdroj: NASA Historický průvodce str. 386–388 a Tabulka 4–36, 4–37, 4–38
Tři byly vypuštěny 16. srpna 1984 na eliptické dráhy:
Typ CCE IRM UKS Apogee 49 618 km 113 818 km 113 417 km Perigeum 1174 km 0402 km 1002 km Inclination 02.9° 27.0° 26.9° Period 939.5 min 2653.4 min 2659.6 min Hmotnost 242 kg 705 kg 077 kg Konec života 14/07/1989 Nov 1987 výpadek po 5 měsících
Modul IRM obsahuje (mezi jiným) 16 výstřelových boxů uspořádaných po dvojicích, 8 obsahujících směs Li-CuO a 8 jiných obsahujících Ba-CuO, které při výstřelu více než na jednom kilometru od satelitu vypouštějí horký plyn lithia a barya .
Zdroj: NASA Historický průvodce str. 455 Tabulka 4–37 „Charakteristiky modulu pro uvolnění iontů“**
Moduly obsahují širokou škálu měřicích zařízení, spektrografy, analyzátory iontů, měřiče magnetických polí, analyzátory energie částic atd. atd. ..
Jednou z misí AMPTE je (mezi jinými): „Study the interaction between an artificially injected plasma and the solar wind“
Je také jasně zmíněno: „One expected result was the formation of artificial comets, which were observed from aircraft and from the ground“
Zdroj: NASA Historický průvodce str. 386
Bylo provedeno čtyři výstřely lithia / barya. Je jasně zmíněno:
„In addition to the spacecraft observations, ground stations and aircraft in the Northern and Southern Hemispheres observed the artificial comet and tail releases“
Je také třeba poznamenat a to bude zahrnuto v dalších článcích:
„No tracer ions were detected in the CCE data , a surprising result, because, according to accepted theories, significant flux of tracers should have been observed at the CCE“
a také: „The spacecraft also formed two barium artificial comets . In both instances a variety of ground observation sites obtained good images of these comets“ .
Zdroj: NASA Historický průvodce str. 387
Výstřely lze přesně datovat:
http://sd-www.jhuapl.edu/AMPTE/ampte_mission.html
2 mraky lithia 11. a 20. září 1984
2 umělé komety barya 27. prosince 1984 a 18. července 1985
2 výstřely barya a 2 výstřely lithia 21. března, 11. dubna, 23. dubna a 13. května 1985
Mapa výstřelů je uvedena:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/CR-1863.html
kde je vidět, že mraky lithia jsou velmi roztažené, zatímco komety barya jsou mnohem hustější .
Všechny experimenty jsou podrobně popsány na webech:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog
Hot Plasma Composition Experiment (HPCE) NSSDC ID: 1984-088A-1
Etc etc .. MEPA / CHEM/MAG/
Podrobný popis je uveden v * IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Special Issue*.
Je škoda, že data o hmotnosti a energii CDAW9 na magnetickém pásku, týkající se HPCE CCE NSSDC ID: SPMS - 00170, 84-088A-01C je tajné! závisí na Applied Physics Laboratory, kontakt pan Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu
Zajímavý popis je uveden v: Ion Release Experiment NSSDC ID: 1984-088B-1
Název mise: AMPTE/IRM
Kde je řečeno, že pár kontejnerů Li/Ba produkoval celkem 2E25/7E24 atomů Li / Ba.
Viz konkrétně článek: IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Special Issue p.253 G. Haerendel
Hlavní výzkumník: Dr. Arnoldo Valenzuela Max Planck Institute
A také Dr. Gerhard Haerendel, výzkumník Max Planck Institute, hae@mpe.mpg.de
Je tedy zjištěno, že experiment AMPTE skutečně proběhl. Skutečně vypustil ionty barya a lithia v účelu studia zemské magnetosféry a vytvoření umělých komet (a/nebo mraků?).
2/ Role iontů lithia a barya****
Články jsou získány prostřednictvím www.ntis.gov, pak pomocí vyhledávače
Je třeba poznamenat, že web: http://library.lanl.gov/catalog odstranil všechny online články, mezi nimiž:
„Observations and Theory of the AMPTE magnetotail barium releases“ LA-10904-MS
Los Alamos Technical Report
I když jde přes: http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech
Nebo http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/
„Simulation of Ampte Releases: A Controlled Global Active Experiment.
Science and Engineering Research Council, Chilton (England). Rutherford Appleton Lab.;
California Univ., Los Angeles. Dept. of Physics. »
Typ produktu: Technický report
Číslo objednávky NTIS: PB91-224782
Počet stran: 31 stran
Datum: 1. ledna 1991
Autor: R. Bingham, F. Kazeminejad, R. Bollens, J. M. Dawson
Ampte spacecraft releases v roce 1984 zahrnovaly dvě chemické látky: Lithium, které se ionizuje fotoinicializací za přibližně 1 hodinu a baryum, které se ionizuje za přibližně 30 sekund. Oba typy chemikálií byly použity k studiu různých fyzikálních procesů, výpustky lithia byly použity k vyšetření cesty, kterou sluneční větrné částice vstupují do zemské magnetosféry, výpustky barya byly použity k vyšetření interakce neutrálního plynu a proudícího plazmatu. Výpustky barya vytvořily poprvé umělé umělé komety, zatímco výpustky lithia vytvořily největší umělé objekty. Ampte výpustky byly simulovány pomocí 2- a 3-D hybridních kódů s kinetickými ionty a hmotnostními tekutinami elektronů. Kódy jsou zobecněny, aby zahrnovaly výrobu plazmatu z postupně ionizovaného plynu v proudícím plazmatu. V simulacích umělé komety AMPTE byli autoři schopni demonstrovat generování diamagnetické dutiny, která zpomaluje a odvádí sluneční větrné protony, akceleraci částic komety a boční odvádění hlavy komety a hustotní vlny, které se objevují na jedné straně hlavy komety, které jsou vysvětleny v termínech Rayleigh-Taylor instability.
Číslo zprávy: RAL-91-006
Číslo smlouvy: N/A
Číslo projektu: N/A
Číslo úkolu: N/A
NTIS oznámení: 9121
Dva body jsou zvláště důležité: ionty barya vytvořily první umělé komety a ionty lithia vytvořily největší objekty, které kdy člověk vytvořil.
Je třeba poznamenat, že ve druhé zprávě byly ionty barya zodpovědné za vznik nějaké nestabilní diamagnetické dutiny ve slunečním větru.
Tato nestabilita je také zmíněna v „Hall magnetohydrodynamics in space and laboratory plasmas“ od J.D Huba
Beam Physics Branch, Plasma Physics Division, Naval Research Laboratory, Washington DC 20375
Phys. Plasmas 2 (6) červen 1995 str. 2504-2513,
kde je zmíněn experiment AMPTE (a také jeho následovník experiment CRRES G-10 20. ledna 1991):
„Během mise NASA AMPTE byly vypuštěny baryum v magnetotailu Země ve výšce R = 11 Re. V těchto experimentech se neutrální atomy barya rozšiřují radiálně rychlostí 1 km/sec a fotoinicializují se v časovém měřítku 28 sekund. Následná expanze plazmatu je vysokým kinetickým beta plazmatem (betak= 4piMoVo²/B²>>1, kde Mo je hmotnost iontů barya) a je sub Alfvenic (Vo<<Va=180km/sec). Následující dynamika proběhla: (1) plazma barya vytvořilo hustý obal; (2) byly nastaveny diamagnetické proudy na povrchu obalu, které generují magnetickou dutinu; (3) expanze zastavila, když byla počáteční kinetická energie srovnatelná s „swept up“ magnetickou polem energií; (4) magnetická dutina nakonec kolapovala, vrátí systém do předvýpustkových podmínek.
Jednou neočekávanou vlastností experimentu bylo vzniknutí nestability během fáze expanze výpustek, velké škálové, pole přesně uspořádané hustotní perturbace se objevily na obalu. ... další vysokohorní výpustky barya byly provedeny během mise NASA CRRES (Combined Released and Radiations Effects Satellite), a podobné jevy byly pozorovány. Během výpustky CRRES G-10 analýza dat magnetometru ukázala velké škálové oscilace magnetického pole. Nakonec byla Hall MHD použita k vysvětlení neočekávaného příčného pohybu výpustky AMPTE barya ve slunečním větru.“
Zdá se tedy, že existují špatně pochopené jevy interakce, neexistující detekce iontů (Li a Ba) po výstřelech je zdůrazněna ve více článcích:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/Ch3.html
http://www-scc.igpp.ucla./edu/scc/textbook/mmm.html
v „Multipoint Magnetospheric Measurements“ Advance in space Research 8(9). Pergamon Press Oxford 1988
„Studie interakce s mrakem byly úspěšné, ale žádné ionty nebyly detekovány v nitru magnetosféry jako důsledek těchto výpustek.“ .
a nakonec
http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Educatcc/Sconct15.html
„Mraky iontů barya“ které vysvětlují metodu a vzhled s hezkou fotografií „brzy se objeví modrý iontový mrak oddělený od zeleného, obvykle prodloužený nebo pruhovaný ve směru magnetických siločar, které vedou ionty“ bez zapomenutí na mraky lithia
http://spacelink.nasa.gov/NASA.Projects...tmosphere/CRRES/Status.reports/91-01-18
Byl vypuštěn nádrž s lithiem podle plánu, což vedlo k vytvoření zářící červené mlhy v 23:20 CST (17. ledna)
**Oba typy iontů jsou použity, baryum a lithium. ****Baryum se objevuje zeleně s lehkými modrými stopy. **Lithium se objevuje červeně
**Zdá se ? ? že baryum je nestabilní ? **Zdá se, že lithium tvoří stabilnější stopy na větších plochách ?
Zůstává však vyřešit baryum, které nebylo detekováno / pozorováno.
Čáry by měly být:
** Neutrální Ba: 553,5 nm**
** **Ionizovaný Ba: 455,4 nm / 493,4 nm, nejsilnější je 455,4 nm
**http://ftp.aer.com/users/pad/moddpac/v062001.ps ******
Je třeba poznamenat, že pochází ze spektra Pic du Midi a je limitní pro La Palma
**( Pic du Midi (5500–7000 A) a La Palma (INT; 4000–6000 A) **
Ostatní observatoře ne pozorovaly v tomto spektrálním rozsahu .**** ---
Příloha 2
Odhad velikosti SL9
před jeho rozpadem
7. července 1992****
Přijmeme následující hypotézy P = 45 W/m2 (tj. sluneční konstanta na Jupiteru)
Průměr tělesa: 10 km, albedo: 0,04,
z toho vyplývá:
Vyzářená energie: 1,8 108 Wattů
Přijatá energie na Zemi: 4 1017 Wattů/m2 (zaokrouhlil jsem Jupiter - Země na 4 AU)
Vzal jsem za referenci hvězdu Standard Vega (Alpha Lyrae) Mag 0, která má spektrální distribuci uvedenou na obr. 6.7 str. 176 „New Cosmos“
Průměrná spektrální hustota: 5 10-11 W/m2/nm
Přibližně jsem určil průměrnou spektrální hustotu v rozsahu 400–800 nm a integroval jsem, abych získal průměrnou výkonovou hodnotu ve viditelném spektrum jako referenční hodnotu magnitude 0.
Pak aplikací klasického Pogsonova vzorce (M2-M1=-2,5 logM2/M1) získáme vizuální velikost objektu SL9 21,7.
To potvrzuje hrubé výpočty Lindgrena, protože hvězda je modrá, ale citlivost jeho desky nebo CCD v té době je pravděpodobně spíše červená, hodnoty vzdáleností jsou mírně zaokrouhlené, ale řád velikosti je tam.
Pokud změníme albedo: velmi nízké přecházející z 0,04 na 0,08 získáme 0,75 Mag (ekvivalent změny průměru o faktor odmocnina (2)).
Takže velikost objektu (pokud by nevyzařoval) před jeho rozpadem při průchodu Rocheovou hranicí by měla být v rozsahu velikosti 21 / 22.
To znamená, že byl pravděpodobně na hranici detekce, bylo by třeba mít přesné charakteristiky 1m dalekohledu Schmidt ESO a desek nebo CCD na ohniskové rovině, aby bylo možné udělit závěr výpočtem potřebného poměru signál/šum, ale v průměru lze opravdu říct, že je na hranici detekovatelnosti.
(Nesmíme zapomenout na šum oblohy, který je řádově 22 mag na čtvereční úhlovou sekundu)
Takže není nemožné, že jeho detekce selhala, to závisí hlavně na detekčním vybavení a časech expozice, které byly provedeny při této hledání. ****
** Počet návštěv této stránky od 3. prosince 2003** :
Zpět k novinkám Zpět k průvodci Zpět na hlavní stránku
