SL9 Impacto de Schumaker-Levy en Júpiter
Síntesis del estudio realizado sobre el dossier SL9
9 de diciembre de 2003
Primera parte
Se recuerda que un documento misterioso había sido descubierto en un foro de internet y puesto en línea desde un cibercafé de Burdeos, poniendo en duda el carácter artificial del fenómeno que posteriormente se describió como el efecto de la fragmentación e impacto en julio de 1994 del objeto detectado por los astrónomos Eugene Schumaker y Carolyne Levy. Todo el texto puede encontrarse en una de las anexos al final de mi último libro. En este estudio, realizado por el astrónomo A. Cohen, miembro del GESTO, se enumeraron los hechos que confirmaban o desmentían las distintas tesis en juego, citando las referencias asociadas.
**En resumen, **A. Cohen pone de manifiesto muchas cosas extrañas en la tesis oficial sobre "la captura, la fragmentación y el impacto de un cometa en Júpiter". Los puntos destacados son:
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Es difícil entender cómo puede producirse la "captura" de un "cometa" o de cualquier objeto por un planeta gigante. Se trata de un "problema de dos cuerpos", en el que solo intervienen las leyes del movimiento de Kepler. Un cometa es, a priori, un objeto con una trayectoria apériódica o de muy larga duración, que se mueve sobre una trayectoria en forma de cónica con el Sol como foco. Una captura implica un "problema de tres cuerpos" (J.M. Souriau). Como máximo, podría considerarse una modificación drástica de la trayectoria de un cometa que interactúa con Júpiter (problema de tres cuerpos: cometa - Júpiter - Sol). Pero en estas condiciones, el cometa sigue siempre atraído por el Sol "centrado en él", gravitacionalmente, aunque la excentricidad de su trayectoria elíptica se altere. Respecto a los diferentes satélites de los planetas del sistema solar, se recuerda que estas capturas de objetos terrestres diversos probablemente ocurrieron en el momento mismo del nacimiento de nuestro sistema planetario, muy agitado y centrado en el Sol. Además, las publicaciones mencionan una captura que habría tenido lugar entre 1920 y 1930. El objeto SL9 (no fragmentado) habría entonces orbitado alrededor de Júpiter (con una trayectoria muy excéntrica) durante cerca de setenta años, sin ser detectado.
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El hecho de que un objeto, cometa o asteroide, se fragmente, e incluso se desintegre al pasar por la "esfera de Roche" de un planeta, es un fenómeno bien comprendido por los astrofísicos. Los anillos de Saturno, así como los anillos de los diferentes planetas gigantes, probablemente tienen esta procedencia. Se recuerda que los 21 objetos fueron detectados en marzo de 1993 por Eugene Schumaker (fallecido tres años después en un accidente de automóvil en Australia) y Carolyn Levy aún estaban alejados (cerca del afelio) respecto a Júpiter. Entonces, cayeron sobre el planeta gigante. Cohen duda de que este objeto SL9 pudiera ser un cometa (¿por qué no habría liberado gases durante 70 años, para empezar repentinamente a hacerlo tras su fragmentación?). Además, el espectro de emisión de las nebulosidades que rodean los objetos no coincide con el espectro clásico de las colas de cometas. Estos objetos, calificados de "atípicos" por los astrónomos, emitían litio. El hecho de que el objeto G, unas horas antes de caer sobre Júpiter, emitiera iones de magnesio Mg+, sigue siendo totalmente incomprensible. A. Cohen concluye que, en el límite extremo, el objeto podría corresponder a una meteorita de tipo condrita carbonácea, con un albedo muy bajo, lo que explicaría su no detección antes de la fragmentación (...). Siguiendo esta tesis, quedaría por explicar por qué todos los objetos empezaron a emitir entornos gaseosos tras la fragmentación. Calificar un objeto de "cometa o asteroide atípico" (lo cual es la "conclusión oficial") es un eufemismo para decir que finalmente no se pudo concluir nada definitivo del análisis de los datos procedentes de estos objetos.
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En las fotos siguientes se observa que las nubes que rodean los objetos emiten en rojo (es el color real). No es el color habitual de los cometas, y también es en esta línea donde emite precisamente el litio. Aquí tenemos, pues, un cometa muy extraño. Cohen se inclina, por su parte, por la hipótesis de una masa pulverulenta que se dispersó tras la fragmentación cerca de Júpiter. Serían estas micro-partículas liberadas las que re-emiten en rojo. El asunto sigue siendo... poco claro, hay que reconocerlo.
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Pero el hecho más incomprensible es que esta sucesión de objetos, que en principio habrían empezado a emitir inmediatamente tras la fragmentación, situada temporalmente en el 8 de julio de 1992, habría escapado a toda detección hasta marzo de 1993. Por supuesto, Júpiter no es observable en cualquier momento. Los planetas no permanecen inmóviles. La Tierra gira. Pero la configuración planetaria hace que el evento, detectado por Schumaker y Lévy en marzo de 1993, podría haber sido observado en los meses anteriores, cuando el planeta aún era muy observable. En cuanto Júpiter se presta a observaciones, es inmediatamente rastreado por legiones de astrónomos. A. Cohen recuerda que excelentes fotografías, tras la detección en 1993, pudieron obtenerse por aficionados con pequeños telescopios equipados con CCD, con espejos de apenas diez centímetros de diámetro. También menciona programas llevados a cabo con telescopios de gran campo, instalados en grandes observatorios, explorando el entorno joviano. La pregunta de cien euros, pues, es: ¿por qué no hubo ninguna detección en los meses anteriores a marzo de 1993, cuando el tren de objetos debería haber sido ya observable con medios relativamente modestos? ---
Comentario de A. Cohen:
1/ Introducción y algunas imágenes
El objetivo de este documento es sintetizar las diversas características del objeto SL9, mencionar sus fuentes, compararlas con los datos establecidos sobre cuerpos celestes conocidos (cometas, asteroides, cinturón de Kuiper...) para finalmente resaltar los puntos problemáticos o que requieren investigaciones más profundas.
La presentación se hará siguiendo el orden cronológico del evento: captura del cometa y órbita alrededor de Júpiter, fragmentación, observación antes del impacto, observaciones durante el impacto y observaciones posteriores al impacto.
Fotos tomadas por el telescopio espacial Hubble de SL9 presentes en muchos sitios
Arriba, un cometa clásico Hale-Bopp
2/ Orbitografía, descubrimiento y no detección antes de marzo de 1993
Las circunstancias de su descubrimiento se mencionan en varios artículos y sitios, entre ellos (2), (3) y (4):
(2) « El cometa de Shoemaker-Levy 9 »,
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm, que resume todos los episodios hasta el impacto con una hermosa galería de fotos
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm, que resume su detección por un aficionado con un pequeño instrumento.
Sin embargo, según los diferentes artículos sobre SL9, el análisis de la órbita realizado por los astrónomos (5) muestra que habría sido capturado alrededor de 1920/1930 por Júpiter y desde entonces ha orbitado alrededor de Júpiter sin ser detectado nunca hasta su explosión el 7 de julio de 1992 (confirmada por Z. Sekanina (16), Fig. 2, con una precisión de una hora), pasando por debajo del límite de Roche antes de su detección en marzo de 1993.
Es razonable que los cometas sean detectados muy tardíamente y generalmente por astrónomos aficionados, ya que los trabajos y los campos de visión de los grandes telescopios profesionales normalmente no lo permiten. Pero en el caso de SL9, este objeto ha orbitado durante más de 70 años alrededor de Júpiter, por lo tanto no se trata de un paso fortuito, sino repetido y en un plano cercano al de la eclíptica (el período de la órbita se estima en torno a dos años).
2.1 ¿Era demasiado débil para ser detectado?
Debemos distinguir aquí dos fases: antes de la desintegración y después de la desintegración del cometa dentro del límite de Roche de Júpiter el 7 de julio de 1992.
2.1.1 Detección tras la desintegración (después del 7 de julio de 1992)
De hecho, como muestra el sitio canadiense (4), un pequeño telescopio de 10 cm permite registrarlo, aunque débilmente, y un telescopio de 25 cm ya no deja lugar a dudas. Por tanto, su detección no es exclusiva de aficionados afortunados, sino que está dentro de las posibilidades de poseedores de instrumentos clásicos o modestos, especialmente porque se encuentra en la "periferia" de Júpiter, que es vigilada por los aficionados.
Es evidente que la detección tras la desintegración es posible y hasta cierta, siempre que alguien haya tomado fotos en esa región entre julio de 1992 y marzo de 1993. Lo que realmente sorprende es que se toman miles, si no millones, de fotos de Júpiter por aficionados. Durante el período julio/agosto de 1992, este objeto de magnitud global 13/14, cerca del planeta, habría tenido que aparecer necesariamente en esas fotos. Sería extremadamente interesante encontrarlas ¡¡! Hasta ahora no se ha podido recuperar ninguna referencia de fotos profesionales de Júpiter en ese período. El detalle a continuación extraído del sitio canadiense anterior, que reproduce Sky and Telescope febrero de 1994, ofrece un mapa del cielo para localizar mes a mes la posición de Júpiter (arriba) y del cometa (abajo) hasta el impacto en julio de 1994.
A continuación, un extracto del sitio canadiense, mostrando cómo un aficionado con un telescopio modesto pudo registrarlo en su cámara personal:
« Me apresuré a pedirle la posición exacta del cometa y me indicó que estaba exactamente en el lugar señalado por las efemérides. Al examinar mis imágenes CCD tomadas con mi pequeño telescopio de 10 cm a F6, capturadas al mismo tiempo que Denis Martel, me di cuenta de que estaba allí, pero brillaba muy débilmente. Simplemente me faltaba resolución debido a la corta distancia focal de mi pequeño telescopio de 10 cm. Reinstalé mi cámara en mi telescopio principal y el 11 de marzo de 1994, finalmente obtuve mi primera imagen del cometa. Su magnitud debía rondar +16 y la de los núcleos +17 a +18. Como se esperaba, su posición era exactamente donde las efemérides lo indicaban. Qué espectáculo ver en la pantalla del ordenador un cometa que tenía la apariencia de una LÍNEA DE PUNTOS EN EL CIELO»
«Como equipo, utilizaba un telescopio Meade Schmidt-Cassegrain de 25 cm F10 LX-200 con una lente reductora de focal de F10 a F6 (1500 mm de distancia focal), una cámara CCD SBIG modelo ST-6 y cartas del cielo URANOMETRIA 2000 cuyas estrellas pueden alcanzar la magnitud +9,5. Había anotado las posiciones del cometa en revistas estadounidenses «Sky and Telescope» y «Astronomy» y las había transcritas a mis cartas. Mis primeros intentos comenzaron en febrero de 1994. Júpiter era visible en el cielo al sureste por la mañana y tenía que levantarme hacia las 03:00 para instalar mis instrumentos y tratar de localizar el cometa. Tuve que enfrentar fríos polares con temperaturas que a veces rozaban los -37°C. ¡Recuerden los récords de frío del invierno de 1994!» (el problema de localización viene del campo ya muy estrecho del Cassegrain de 25 cm)
2.1.2 Detección antes de la desintegración (antes del 7 de julio de 1992)
Al menos dos programas profesionales de investigación no lo detectaron, uno buscando objetos distantes del Sistema Solar (Cinturón de Kuiper Jane Luu y David Jewitt) (6), el otro buscando cometas cerca de Júpiter Tancredi y Lindgren (7), (8).
Artículo de Luu y Jewitt:
«Desde 1987 comenzamos una campaña de observaciones para saber si el Sistema Solar era realmente vacío más allá de la órbita de Plutón o si estaba poblado por pequeños cuerpos fríos. Para captar la débil luz reflejada por astros tan distantes, abandonamos las placas fotográficas clásicas y utilizamos detectores electrónicos de transferencia de carga (CCD), más sensibles, instalados en un gran telescopio. Realizamos la mayor parte de nuestro estudio con el telescopio de 2,2 metros de diámetro de Hawái en la cima del Mauna Kea. Con un detector CCD acoplado a este telescopio, tomamos series de cuatro imágenes de una región del cielo. Cada imagen se exponía durante 15 minutos y un ordenador mostraba la secuencia de las cuatro imágenes en una rápida sucesión. Los objetos que se mueven ligeramente de una imagen a otra respecto a las estrellas de fondo son miembros del sistema solar . Durante cinco años no encontramos nada...»
Tancredi y Lindgren informan de una búsqueda negativa de cometas cerca de Júpiter en 1992, durante una investigación realizada en la ESO en marzo de 1992, es decir, un año antes del descubrimiento SL-9 y varios meses antes de su desagregación por Júpiter. El telescopio utilizado fue el telescopio de Schmidt de 100 cm de la ESO. La magnitud límite de detección se estimó en B = 21,5 (véase el Anexo 2 para el cálculo de la magnitud probable de SL9). ¿Cuáles serían las características de un objeto así a esta distancia con una magnitud de este orden?
Refiriéndonos a Z. Sekanina (14), (16), deduce (14) §6 que el fragmento más grande tiene un diámetro del orden de 4 km (suponiendo un albedo de 0,04), otros objetos son del orden de 2 a 4 km (14) Figura 2 y (14) Tabla 1. En cuanto a la estimación del tamaño del cometa antes de su paso por el límite de Roche, es (Z Sekanina (16) §6) del orden de 10 km, con una masa de 10¹⁷ gramos, suponiendo una densidad de 0,2 g/cm³. Estos valores deducidos de las mediciones son confirmados por los modelos de Sekanina (16) §5.4.
Según J. Crovisier (5), basándose en Tancredi y Lindgren (7), la magnitud de 21,5 debería corresponder a un cuerpo de diámetro máximo de 7,2 km.
Parece, pues, que este cuerpo podría haber sido detectado antes de su desintegración (el paso de 7 a 10 km corresponde a una superficie equivalente duplicada, por lo tanto a una reflexión duplicada, por lo tanto, muy aproximadamente, a una ganancia de una pequeña magnitud).
Asimismo, hay que destacar que esta estimación presupone la hipótesis de que el cometa estaba totalmente inactivo antes de la desintegración. En caso contrario, las magnitudes observadas (D.E. Trilling et al. (15) Figura 1 en rojo/azul/verde), los diferentes fragmentos (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) tienen magnitudes que varían entre 21,5 y 18 (con diámetros del orden de 1 a 4 km) y una magnitud en rojo del orden de 18 a 19. También se puede consultar a G.P. Chernova et al. (11) Figura 1, que muestra que el fragmento Q (diámetro de 4 km) tiene una magnitud visual de 18,2 y los fragmentos más pequeños (diámetro del orden de un kilómetro o inferior) tienen magnitudes visuales del orden de 20,8.
Consideremos también. D. Jewitt (9) Figura 2, donde se ve un gráfico de todos los fragmentos, cuya magnitud con un filtro rojo se sitúa entre 17,5 y 19,2 en marzo de 1993 y entre 20 y 22 en junio de 1994. Esto muestra que se produce una atenuación de la dispersión, lo que sugiere que durante el período julio/agosto de 1992 estas magnitudes debieron ser más altas (entre una y dos magnitudes, es decir, Mag 15/16?)
Observación sobre los albedos, órdenes de magnitud: Luna: 0,073, Lava del Etna: 0,04, Basalto: 0,05, Ceniza del Vesubio: 0,16 (19) Atlas de Astronomía, Asteroide 951 Gaspra: 0,23, asteroide 253 Mathilde: 0,04, Tierra: 0,36, Asteroides carbonáceos tipo C (albedo 0,03-0,08) (20) The New Cosmos § 3.3.2 pp71
Mathilde se considera que tiene un albedo muy muy bajo.
Por tanto, parece extremadamente sorprendente que este objeto SL9 pasara desapercibido durante tantos años.
Para seguir por esta vía, intentaremos recuperar fotos de profesionales y aficionados de Júpiter durante el período de julio de 1992, también intentaremos contactar a los autores Luu y Jewitt para conocer con más precisión sus límites de detección, periodos y direcciones de observación durante esos cinco años.
En el estado actual, este aspecto no contradice en absoluto el documento SL9, que según su lógica explica perfectamente su ausencia simplemente porque antes no existía. Nada permite justificar esta no detección, previa o posterior a la desintegración, en este estadio del estudio ni el carácter clásico o "normal" de este objeto.
Consideramos que es muy importante poder recuperar fotos de Júpiter y sus alrededores durante el período de julio de 1992 a marzo de 1993.
3/ ¿SL9 un cometa raro orbitando alrededor de Júpiter? ¿?
(6) « La Cinturón de Kuiper » de Jane Luu y col.
«La teoría de Kuiper permaneció desconocida hasta que Paul Joss del Instituto de Tecnología de Massachusetts calculó en las décadas de 1970 que la baja probabilidad de captura gravitatoria por Júpiter no era compatible con el gran número de cometas de corto período observados. ...
En 1988, los canadienses Martin Duncan, Thomas Quinn y Scott Tremaine utilizaron simulaciones numéricas para estudiar cómo los planetas gaseosos gigantes capturaban cometas. Al igual que P. Joss, concluyeron que el mecanismo de captura era poco eficaz...»
(19) El Sistema Solar / Los Cometas II pp 121 y 126
«Las perturbaciones más notables son aquellas en las que una órbita de largo período se transforma, durante un paso cerca de un planeta, en una elipse cuyo afelio se encuentra situado aproximadamente en la órbita de Júpiter o ligeramente más allá: los cometas así capturados constituyen una familia de cometas. La familia de Júpiter posee 68 cometas o incluso más, cuyos períodos van de 5 a 8 años»
Pero de estos 68, ninguna está en órbita alrededor de Júpiter, todas lo están alrededor del Sol. Véase p. 126
Por tanto, parece que la captura misma de este "cometa" y su colocación en órbita alrededor de Júpiter es un hecho EXTREMADAMENTE RARO en la vida del sistema solar. El análisis de la órbita de este cometa muestra además que se extiende hasta el límite extremo de la zona gravitatoria de Júpiter.
Consideremos ahora las observaciones realizadas sobre el "aspecto" de este objeto:
D. Jewitt (9), «Las observaciones físicas no proporcionan respuesta al problema del cometa frente a asteroide»
R.M. West et al. (10), «El resultado principal es, pues, que cada condensación tiene dos "colas", una más tenue que parece "normal", y otra más intensa, curvada en sentido horario, que sigue dirigiéndose hacia Júpiter. La razón de la presencia de esta cola anómala y su forma no se conoce actualmente.»
G.P. Chernova et al. (11), «No se produjo cambio en el aspecto del cometa cuando pasó por el ángulo mínimo de fase. Esto hace probable que las colas de los subnúcleos sean sincrónicas, es decir que la producción de polvo no esté ocurriendo al mismo tiempo que las observaciones»
«Como observamos el cometa muy cerca de la oposición, el ángulo de oposición de las colas cerca de los subnúcleos debería cambiar significativamente. El hecho de que esto NO se observe habla en contra de la idea de producción continua de polvo favorecida por Sekanina. Si, como creemos, las colas son características sincrónicas, estarían en el plano de la órbita del cometa, si el cometa se moviera únicamente bajo la fuerza solar. Dado que la Tierra debe atravesar este plano cuando el cometa pasa por el ángulo cero, el aspecto de las colas visto desde la Tierra debería cambiar. Como esto no se observó, debemos concluir que, debido a la influencia de Júpiter sobre la órbita cometaria, esta ya no estaba situada en un plano. Sin duda, la teoría mecánica de las colas de cometas, cuando se aplica a este objeto peculiar, puede dar pistas importantes sobre la historia de la nube de polvo observada.»
J.A. Stüwe et al. (12), «Los índices de color promedio de todos los fragmentos y todos los conjuntos de datos listados en la Tabla 3 muestran que el polvo de SL-9 es ligeramente más rojo que el Sol, como se espera para la luz solar reflejada por partículas microscópicas de polvo»
«Nuestro análisis de los espectros en el rango de 320 nm a 940 nm es consistente con un espectro solar reflejado por el Sol, sin emisión adicional»
F. Colas et al. (13), «Solo los granos mayores de 0,1 mm pudieron haberse mantenido lo suficientemente cerca de los fragmentos durante dos años como para ser observados en las imágenes CCD. En nuestra opinión, esto es más probable porque no observamos ninguna estructura en la nube, como se esperaría si fuera un producto de la actividad de los fragmentos.» .../ ..
«Esto demuestra que estos granos pueden ser residuos de la ruptura del cometa en julio de 1992, aunque parte de ellos podría provenir de una débil emisión de granos pequeños por parte de los fragmentos.»
«La interpretación exacta de estas cabeceras y colas no es evidente. Podría ser el resultado de una actividad cometaria débil o de grandes partículas o subfragmentos creados durante la ruptura en julio de 1992»
D. E. Trilling et al. (15), «No encontramos diferencias significativas en color entre los fragmentos. Encontramos que los fragmentos son más rojos que el Sol, y que los colores de SL9 son coherentes con los de un cometa típico. Sin embargo, los cambios en color respecto a la distancia desde el centro del fragmento son inusuales.»
«Por otro lado, Chernova et al. (1995) encuentran una tendencia hacia el rojo con la distancia creciente hasta 50.000 km para muchos, pero no todos los fragmentos. Una tendencia en color con la distancia creciente podría ser una indicación de un cambio en la distribución del tamaño de las partículas con la distancia creciente.»
Zdenek Sekanina (16), «Aunque el aspecto de P/Shoemaker-Levy 9 fue indudablemente único entre los cometas observados, ciertas similitudes, aunque remotas, pueden encontrarse con otros dos cometas fragmentados por marea, P/Brooks 2 (1889 V) y el solitario 1882 II.»
Al analizar las diferentes observaciones (9,10,11,12,13,14,15,16), parece que el carácter atípico de este objeto es aceptado por la gran mayoría. Lo mismo ocurre con el fenómeno de su captura y su órbita (6), (19).
La "cola" no corresponde a una cola cometaria clásica y parecería poder interpretarse mejor como el residuo de polvo generado por la fragmentación del "cometa" durante su paso en julio de 1992 (color rojo, polvo milimétrico/centimétrico, desvanecimiento, y sobre todo G.P. Chernova et al. (11)), el aspecto espectroscópico también mostrará (véase infra) la ausencia total de emisión gaseosa característica (OH, CN, ...), además, todos los fragmentos aparecen totalmente idénticos.
En el estado actual, esto no permite contradecir el documento SL9 (halo rojizo debido a la presencia de litio/bario fluorescente que refleja la luz del Sol). El aspecto de desvanecimiento puede explicarse por una rarefacción del gas, la no producción de polvo (G.P. Chernova et al. (11)), en este caso es evidente, así como la ausencia de desgasificación también. La ligera diferencia de rojez según la distancia sigue sin explicarse.
4/ Composición / Espectroscopía del objeto SL9 antes del impacto
El documento SL9 hace referencia a la experiencia AMPTE como preámbulo para generar un falso cometa. Véase el dossier específico AMPTE en el anexo 1, cuyas conclusiones confirman que se realizaron pruebas con este objetivo a partir de nubes artificiales de bario y litio ionizados por el viento solar.
Esto no es suficiente en este momento para afirmar que el resto del razonamiento sea verdadero.
También se recuerda UCL (21)
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
« Los iones de litio y bario son buenos «iones trazadores» ya que son poco comunes en plasmas espaciales naturales, por lo que una detección casi con seguridad indicaría que IRM había sido la fuente »
La Universidad College de Londres (UCL) fue el laboratorio que proporcionó uno de los tres satélites de la experiencia AMPTE.
Por tanto, nos centraremos en estudiar todos los análisis espectrales y otros realizados por los observatorios de todo el mundo sobre el objeto SL9.
Se destaca que TODAS las investigaciones realizadas en la cabellera y llevadas a cabo tanto con telescopios terrestres como con el HST, así como con radiotelescopios, han sido negativas respecto a todas las siguientes especies: OH, CN, CO+, CO.
J.A. Stüwe et al. (12) Tabla 4 – « Los espectros de los núcleos individuales en esta región no muestran evidencia de emisión molecular... ya que no se detectó emisión, determinamos límites superiores de 3 sigma para la tasa de producción de CN para los cinco fragmentos. Los límites superiores sobre Qcn son una orden de magnitud más bajos que los valores previamente determinados para todo el tren cometario (Cochran et al., 1994, Icarus). Sin embargo, nuestro valor promedio de log(Qcn)=23.4 sigue dentro del rango de tasas de producción realmente medidas para cometas de baja actividad como P/Howell (23.3) o P/Haneda-Campos 1978 J (23.6) ».
J. Crovisier (5) – Tabla 2 – Límites espectroscópicos (3 sigma) sobre las tasas de producción de gas en SL-9 antes de los impactos, confirman la no detección por cinco observatorios profesionales principales con un límite superior del mismo orden.
Cuando se menciona que tales detecciones espectroscópicas a distancias superiores a 5 UA son extremadamente raras, este argumento es discutible, ya que efectivamente se han llevado a cabo detecciones (Chiron 10 UA, P/SW1, 6 UA, P/Halley 4,8 UA) con medios menos potentes.
J. Crovisier (5) §2 – «De hecho, observaciones recientes de radio de P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1), un cometa activo con una órbita casi circular a Rh=6 UA (es decir, más allá de Júpiter), revelaron que su actividad podría estar gobernada por la sublimación de CO. La actividad cometaria que se observa lejos del Sol ahora se revela en más y más cometas con el aumento de sensibilidad de las técnicas modernas – probablemente debido a la sublimación de especies muy volátiles.»
Ningún cometa ha sido observado por tantas equipos, con tantos telescopios, tan perfeccionados y durante tanto tiempo. Se puede razonablemente pensar que estos métodos de detección empleados en general sobre cometas habrían mostrado numerosas detecciones de estos cuerpos a estas distancias.
Hale-Bopp (23)
Este cometa fue estudiado en detalle y da una idea de los órdenes de magnitud relativos entre las diferentes especies detectadas en un cometa. Se puede suponer que estas relaciones pueden variar ampliamente según los cuerpos observados, sin embargo, el orden de magnitud de las proporciones de los cuerpos principales debería ser característico.
Este segundo gráfico es muy interesante porque da una idea de la distancia mínima a partir de la cual el cometa comienza a evaporarse y a generar gases, así como el tipo de gas y el orden de magnitud de la cantidad asociada en función de la distancia al Sol en Unidades Astronómicas.
Es evidente que el agua y el CO son predominantes y de lejos, y aparecen a partir de unos 5 UA aproximadamente.
En cuanto a la ausencia de agua, la distancia al Sol de 5 UA, J. Crovisier (5) §3, es un hecho que la temperatura alcanzada no permite la sublimación del agua teóricamente. Sin embargo, ya se ha observado a estas distancias:
· Ya se han realizado detecciones en otros cometas situados a distancias similares con tasas de emisión mucho más altas (10²⁹) Bowell 1982 I, J. Crovisier (5) §3 / (A. Hearn et al. 1984)
y (20) The New Cosmos § 3.1.2 pp 48
«Por otro lado, las mediciones infrarrojas de los planetas principales, Júpiter, Saturno y Neptuno, indican pérdidas radiantes que son 2 a 3 veces mayores que la radiación solar absorbida. Júpiter: 1,7 ± 0,1. Esta energía se debe a la liberación de energía gravitatoria o al calor residual desde el momento de la formación de los planetas.»
· Si queremos hacer un balance energético completo de SL9, debemos añadir a la energía solar recibida a la distancia de Júpiter, la energía propia emitida por Júpiter que representa el 70% de la anterior, así como una parte de la energía solar reflejada por Júpiter (Albedo 0,73, por lo tanto los ¾ de la energía recibida por Júpiter del Sol se reemiten). Si miramos la distancia orbital de SL9 a Júpiter, incluso en su mínimo, está a 50.000 km. Considerando la constante solar a la distancia de 5,4 UA, Júpiter recibe del Sol 45 W/m², su energía interna le permite emitir 32 W/m² adicionales a la reflexión por albedo de 31 W/m², lo que significa que SL9 recibirá aproximadamente 50 W en total considerando una sección transversal de 1 km², despreciable frente a la constante solar de 45 W/m².
Por tanto, la "proximidad" de Júpiter no cambia la energía total recibida por SL9 en su curso alrededor del planeta.
Finalmente, hay que destacar una vez más la hipótesis de albedo asumido en los cálculos de detección: 0,04, lo cual es extremadamente bajo, y significa que el 96% de la energía solar recibida es absorbida por el cuerpo SL9, es decir, del orden de 43 W/m², lo que corresponde a una temperatura equivalente de equilibrio de 117 K. Aquí recuperamos el valor indicado por J. Crovisier de 120 K. Parece efectivamente probable que la temperatura del cuerpo no sea suficiente para una sublimación significativa del agua. De hecho, es más probable que el albedo real sea más alto y en ese caso la temperatura sería aún más baja.
En conclusión, retenemos que esta no detección en el cabello de SL9 de cualquier especie de gas (OH, CN, CO+, CO) en todas las longitudes de onda, por los telescopios terrestres y espaciales más potentes, durante largos períodos, por múltiples equipos experimentados, todos equipados con los mejores detectores jamás construidos, no es fundamentalmente anormal en cuanto a la detección del radical OH, pero para las especies CO parece, a la vista de otras mediciones en cometas típicos, que esta cometa SL9 sea atípica por su muy bajo nivel de desgasificación en CO, o más probablemente que no hubiera habido realmente desgasificación.
Último punto, extremadamente importante: la detección (fortuita), de una emisión de Mg+ (doblete alrededor de 280 nm) observada por el HST en el fragmento G el 14 de julio de 1994, cuatro días antes del impacto. Hasta la fecha, no se ha encontrado ninguna explicación racional sólida y respaldada por hechos.
J. Crovisier* (5) §3 p 9 / Weaver et al. 1995 ; Feldman et al. 1995*
5/ Conclusión del análisis del objeto SL9 antes del impacto
Los análisis realizados antes del impacto § 2/3/4 permiten establecer los siguientes hechos:
El objeto SL9 es a priori atípico tanto por su órbita, su captura, su no detección antes de marzo de 1993, su cola no estándar, su ausencia total de desgasificación. Este aspecto atípico es confirmado/mencionado por la mayoría de los autores citados.****
**((27) Sichao Wang et al.) **« No se detectó desgasificación, solo se detectó una pequeña cantidad de agua en las manchas oscuras (tras los impactos), y el bajo albedo de las manchas oscuras sugieren que el cometa Shoemaker-Levy 9 es una nueva clase de objeto diferente de los cometas y asteroides conocidos »
Intentemos clasificar estos diferentes elementos en relación con las explicaciones potenciales
Leyenda: NC: no compatible, C: compatible, I: investigaciones complementarias por realizar
Origen SL9 Cometa Asteroide tipo Doc SL9
Carbonaceous chondrites
tipo C
No detección
Antes de la desintegración NC/I1 NC/I1 C/I1
No detección
Después de la desintegración NC/I1 NC/I1 C/I1
Cola polvorienta NC C C
Sin emisión
Órbita C C C
Ausencia de desgasificación NC/I2 C C
Aspecto rojo / más rojo que el sol C C C/I3
Desvanecimiento del halo rojo C C C
Albedo 0.04 NC C C
Detección de Mg++ C ? ? C C
Se necesitan investigaciones/informaciones adicionales sobre al menos tres puntos:
I1: obtener imágenes alrededor de Júpiter durante los meses de julio/agosto de 1992
I2: obtener información muy reciente sobre las estadísticas de desgasificación en CO de cometas a una distancia superior a 5 UA
I3: obtener información adicional sobre el ligero cambio de color rojo en función de la distancia en la cola
En este estadio del estudio, ninguna de las tres posibilidades puede descartarse, sin embargo, parece que la hipótesis de un cometa es mucho menos probable que la de un asteroide tipo condrita carbonácea tipo C ((20) **The New Cosmos § 3.3.2 pp71-72), ((27) Sichao Wang et al.) **situado generalmente en la cinturón exterior de asteroides, correspondiente al albedo extremadamente bajo de 0.04 y una baja densidad, capturado por Júpiter tras perturbaciones gravitacionales.
La hipótesis documentada en SL9 no puede ser rechazada, todos los hechos mencionados son coherentes con la explicación dada en el documento.****
La extrema improbabilidad de captura, órbita y no detección son muy problemáticas, pero no decisivas en este estadio.
6/ Análisis del objeto SL9 tras el impacto
Debe destacarse que, dada la energía liberada durante el impacto, es muy probable que se hayan producido fuertes recombinaciones y diversas reacciones químicas, y que parte o toda la moléculas e iones presentes en el objeto SL9 se hayan parcial o totalmente recombinado. *** (26) Borunov et al.***
El estudio espectroscópico realizado permite identificar átomos, pero ciertamente no moléculas que pudieron tener diversas orígenes y una historia química extremadamente alterada. Por otro lado, la composición de Júpiter indica en las capas altas (las del impacto) una ausencia total de elementos metálicos, y por otra parte la presencia de nubes de composición variada que incluyen entre otros NH3, NH4SH, H2O, por lo tanto sería ilusorio intentar deducir algo de la presencia de tales moléculas o sus derivados tras el impacto.
Debe señalarse preliminarmente que los impactos más fuertes observados no están relacionados con los fragmentos estimados a priori como los más voluminosos. Esto ha sido destacado por numerosos observadores.
6.1 / Análisis espectroscópico tras el impacto de SL9
J. Crovisier (5) §4 / La lista de las líneas identificadas se reproduce claramente en el documento de J. Crovisier y reproducimos a continuación una versión un poco más sintética:
Cuadro 4-1
Otra lista se reproduce en (24) M. Roos-Serote et al. Tabla 2.
Por una parte, se desprende que algunas líneas no pudieron ser identificadas, y por otra parte que líneas extremadamente importantes de Na, Ca, Fe y Li fueron observadas tras el impacto por múltiples observadores.
Se menciona en el artículo que fueron identificadas en el espectro bruto sin necesidad de procesamiento alguno. ¡¡Además se detectaron nuevamente líneas de Mg, Mg+, Fe, Fe+. Las líneas están totalmente saturadas, lo que significa que la estimación de la cantidad total no puede hacerse y solo puede conducir a una estimación extremadamente subestimada.****
Por otro lado, la presencia muy importante de Litio (líneas saturadas) es extremadamente preocupante.
en (24) M. Roos-Serote et al.* « Los átomos metálicos o compuestos normalmente no están presentes en la atmósfera de Júpiter. Por tanto, concluimos que los metales observados durante los impactos L y Q1 fueron liberados desde material refractario cometario. Antes del evento SL9, tales líneas atómicas solo se habían observado en espectros de material cometario en bolas de fuego meteoríticos (Borovicka 1993, 1994) y en cometas que pasan cerca del Sol. El caso mejor documentado es el del Cometa Ikeya-Seki 1965 VIII que se acercó al Sol a solo 0.0078 UA (es decir, dentro de la corona) el 21 de octubre de 1965. En ese momento se observaron líneas de varios átomos metálicos (Na, K, Ca, Ca+, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu), y fue posible recuperar las abundancias relativas (Preston 1967; Arpigny 1979). En aquel entonces no se pudo detectar la línea resonante de litio.»
«Las líneas resonantes de sodio también se observaron en varios cometas que pasaron cerca del Sol a menos de 1 UA. La composición elemental del polvo del cometa Halley, incluyendo metales hasta el níquel, también fue investigada mediante espectrometría de masas in situ a bordo de las sondas espaciales VEGA y Giotto (Jessberger et al. 1988). Se encontraron abundancias cercanas a las solares para elementos desde el carbono hasta el níquel DE NUEVO, EL LITIO NO FUE OBSERVADO.» J Crovisier (5) §4 p14 «Una línea saturada no puede exceder... Esta intensidad fue superada para las líneas observadas por el IUE, así como para la mayoría de las líneas observadas en el visible»
Ver también la reacción (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html citada a continuación
Reanalicemos entonces las composiciones de referencia de cometas, asteroides y el sistema solar:
(5) J Crovisier Tabla 1, (24) M. Roos-Serote et al Tabla 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 Tabla 7.5 pp 216-217
El litio está ausente en los cometas, el litio está presente en las meteoritas y en el sistema solar; la relación Li/Na es de 0.001. (20) The New Cosmos señala que la abundancia de litio en el sistema solar es inferior a la de las meteoritas en un factor de aproximadamente 1000, ya que el Li se destruye gradualmente en las reacciones nucleares solares, pero confirma la relación de 1000 entre Li y Na en las meteoritas, especialmente en las condritas carbonáceas tipo C1.
La detección de litio en el espectro tras el impacto demuestra, por tanto, que no puede tratarse de un cometa.
La abundancia de litio en SL9 es problemática si se interpreta como un asteroide tipo condrita C1, ya que a priori está sobredeterminada en un factor de 60. Sin embargo, al referirse a (24) M. Roos-Serote et al Tabla 3, se observa que las líneas de sodio, calcio y potasio están saturadas, lo que significa que sus estimaciones están subestimadas, mientras que la línea de litio no está saturada. En este caso, una interpretación tipo condrita C1 es posible y coherente con la relación clásica de 1000, si se acepta un ajuste al alza de las cantidades de sodio, potasio y calcio, coherente con una subestimación debida a la saturación.
En cuanto a las líneas moleculares, es extremadamente difícil retener cualquier conclusión, dado una vez más la magnitud del impacto y las posibles reacciones químicas que pudieron ocurrir con componentes ya presentes en la atmósfera de Júpiter. Nos parece extremadamente difícil concluir sobre el origen del agua y otras moléculas detectadas, que muy bien podrían provenir de recombinaciones tras el impacto de componentes de la atmósfera joviana.
La única medida discriminante potencial no se realizó (relación Deuterio/H).
(5) J Crovisier § 4.4 Indicios a partir de aerosoles / Nicholson et al. 1995
Se detectaron aerosoles en la banda de 10 micrones inmediatamente después del impacto del fragmento R en el observatorio del Monte Palomar, correspondiendo a silicatos con una masa aproximada de 6×10¹² gramos, con granos de radio del orden del micrón y una densidad de 3.3 g/cm³.
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