Impactos de Schumaker Levy SL9 en Júpiter
Síntesis del estudio realizado sobre el dossier SL9
3 de diciembre de 2003
Segunda parte
7/ Impactos - Fotos
7/ Conclusiones – Puntos pendientes
Al revisar la tabla de conclusiones parciales del análisis previo al impacto, se desprende que
Legenda: NC: no compatible, C: compatible, I: investigaciones complementarias por realizar
Origen SL9 Cometa Asteroide tipo Doc SL9
Cóndritos carbonáceos
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
Silicatos C ? ? C NC
Líneas de Litio NC C C****
Ausencia de Bario C C NC ?
La información adicional (línea de litio, silicatos, ausencia de bario) permite avanzar en la interpretación. No se trata de un cometa (ausencia de Li)
La hipótesis de un asteroide tipo cóndrito carbonáceo de tipo C1, en la cinturón exterior de asteroides capturado por Júpiter, permite explicar todas las observaciones: ausencia de desgasificación, albedo muy bajo de 0,04 que explica hasta el límite la no detección (punto que sigue siendo problemático), cola pseudos compuesta por los fragmentos de la descomposición, presencia de silicatos, línea de litio coherente con las demás si se tiene en cuenta la saturación diferencial.
En cuanto al documento SL9, la presencia de silicatos y la detección de muchos metales es problemática, así como la ausencia total de bario.
En relación con la cantidad de energía del impacto, tomando las siguientes hipótesis (Z Sekanina (16) § 6, masa de 10¹⁷ g, diámetro de 10 km, densidad de 0,2, velocidad de 10 km/seg (y no 60 km/seg, ya que es más razonable tomar la velocidad de entrada clásica de los meteoros tras el frenado atmosférico para calcular la energía en el punto de impacto), se obtiene una energía del orden de 5·10²¹ julios, equivalente a E = mc², una masa total del orden de 50 toneladas (es decir, la mitad de antimateria) para la suma de todos los impactos.
Tomando una hipótesis de entrada a 30 km/seg, globalmente tendríamos del orden de 500 toneladas, es decir, aproximadamente 250 toneladas de antimateria que producirían para la suma de todos los impactos.
Para el impacto más importante correspondiente al fragmento de 4 km de diámetro, con una velocidad de entrada de siempre 30 km/seg (muy probablemente ampliamente sobreestimada), 32 toneladas, es decir, la mitad de antimateria que producir.
Por lo tanto, los órdenes de magnitud de masa a transportar no están en contradicción con las capacidades de carga y el número de viajes.
Por lo tanto, parece que la hipótesis más probable es la de un asteroide tipo cóndrito carbonáceo C1; la hipótesis de cometa debe descartarse; respecto a la hipótesis del documento SL9, no explica la presencia de silicatos, muchos metales y la ausencia de bario, aunque todos los cálculos de masa sean coherentes.
El único punto pendiente por resolver es la no detección antes de marzo de 1993; únicamente imágenes tomadas de Júpiter durante los meses de julio/agosto de 1992 permitirían decidir definitivamente la cuestión.
****
8/ Bibliografía
(1) * Workshop europeo SL-9/Júpiter, 13-15 de febrero de 1995, Oficinas de la ESO, Garching bei München, Alemania – Actas N° 52 editadas por R. West y H. Böhnhardt – ISBN 3-923524-55-2
(2) « El cometa de Shoemaker-Levy 9 », Pour La Science Número Especial abril de 1999 « Los Mundos Celestes »
(3) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm
(4) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm
(5) Limitaciones observacionales sobre la composición y naturaleza del cometa D/Shoemaker-Levy 9 Jacques Crovisier Observatorio de París Meudon
(6) Pour La Science Número Especial abril de 1999 Los Mundos Celestes pp 120-126 Jean Luu y David Jewitt 1999 La Cinturón de Kuiper
(7) Búsqueda de cometas que encuentran a Júpiter: primera campaña Icarus 107, 311-321 Tancredi G. Lindgren M 1994
(8) Circulares de la IAU N° 5892 Tancredi G. Lindegren M, Lagerkvist CI (1993)
(9) Observaciones previas al impacto de P/Shoemaker-Levy 9 – David Jewitt – Instituto de Astronomía, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822
(10) Estudio morfológico de imágenes CCD de SL-9 obtenidas en La Silla (1 al 15 de julio de 1994) RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (Instituto de Astronomía, Honolulu, Hawái, EE.UU.)
(11) Fotometría e imagen del color del cometa Shoemaker-Levy 9 G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers, Instituto Max Planck de Aeronomía, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemania
(12) Observaciones con el NTT de Shoemaker-Levy 9 – Imagen y espectroscopía J.A Stüwe, R Schulz y M.F. A’Hearn, Instituto Max Planck de Aeronomía, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemania, Departamento de Astronomía, Universidad de Maryland, College Park, Md 20742 EE.UU.
(13) Observaciones previas al impacto de Shoemaker-Levy 9 en Pic du Midi y Observatorio de Alta Provenza F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, Bureau des Longitudes, 3 rue Mazarine, F-75003 París FRANCIA, Observatorio de París-Meudon, ARPEGES, F-92195 Meudon Cedex FRANCIA, Observatorio del Pic du Midi, Bagneres de Bigorre, FRANCIA
(14) Núcleos del cometa Shoemaker-Levy 9 en imágenes tomadas con el Telescopio Espacial Hubble, Zdenek Sekanina, Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, California 91109, EE.UU.
(15) Observaciones de P/Shoemaker-Levy 9 en filtros Johnson B, V y R desde el Observatorio de Calar Alto el 2/3 de junio de 1994, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Instituto Max Planck de Aeronomía, 37189 Katlenburg Lindau Alemania
(16) La división del núcleo del cometa Shoemaker-Levy 9, Zdenek Sekanina, Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, California 91109, EE.UU.
(17) Interacción entre la magnetosfera y el polvo en los impactos del cometa Shoemaker-Levy 9 W.-H. Ip Instituto Max Planck de Aeronomía, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemania, Departamento de Astronomía
(18) Algunos aspectos temporales y espectrales de los eventos de colisión G y R observados por el Espectrómetro de Mapeo Infrarrojo de Galileo, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines, T.V. Johnson (División de Ciencias de la Tierra y del Espacio, Laboratorio de Propulsión a Chorro), P. Drossart y T. Encrenaz (DESPA, Observatorio de París), F Leader y R Mehlman (Instituto de Geofísica y Física Planetaria UCLA)
(19) Atlas de Astronomía Stock (1976)
(20) El Nuevo Cosmos 5ª edición - 2002 – Una Introducción a la Astronomía y Astrofísica A. Unsöld / B. Bascek Springer
(21) Universidad College de Londres Exp. AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
(22) Composición de SL9 http://www.seds.org/~rme/sl9.html
(23) Composición típica de un cometa Cometa de referencia: el cometa Hale-Bopp **
Referencia: 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, Nuevas moléculas encontradas en el cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp). Investigando el vínculo entre materiales cometarios e interestelares. Astronomy and Astrophysics 353, 1101
Contactos: Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, Observatorio de París, ARPEGES
(24) Observaciones en el Pic du Midi de líneas atómicas tras los impactos L y Q1 del cometa SL-9 con Júpiter / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux y F. Roques Observatorio de París (Sección de Meudon)
(25) Variabilidad espectral rápida de las columnas en Júpiter desde los núcleos secundarios del cometa D/Shoemaker-Levi 9 / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (Observatorio Astronómico de la Universidad de Kiev, Ucrania), Prokof'eva V.V (Observatorio Astrofísico de Crimea, Ucrania)
(26) Química a alta temperatura en la bola de fuego de los impactos SL9 / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, Observatorio de París-Meudon
(27) Observaciones y estudios del Observatorio Chino de Júpiter / Sichao Wang, Bochen Qian, Keliang Huang / Observatorio de la Montaña Púrpura, Academia de Ciencias de China, Observatorio de Shangaí, Departamento de Física de la Universidad de Nanjing
(28) Espectro de composición SL9 .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html
| ANEXO 1 |
|---|
****| Experiencia AMPTE |
|---|
** **
Exploradores de Partículas Activas de la Magnetosfera
1/ Enlaces y Existencia
La experiencia AMPTE se menciona en el documento SL9 como una experiencia preliminar que sirvió para probar el maquillaje del objeto SL9 a partir de la liberación de iones de litio y bario, que habrían sido fluorescentes por el viento solar, dando así la ilusión de un cometa.
Este memorando tiene como objetivo:
- verificar si esta experiencia realmente tuvo lugar
- describir esta experiencia con las referencias
- identificar el papel exacto de los iones
- ver qué hipótesis y restricciones son necesarias para que esto sea transponible al caso SL9
La experiencia AMPTE tuvo lugar realmente. Fue un desarrollo conjunto de Alemania, Inglaterra y EE.UU. Se compone de tres satélites:
CCE: Explorador de Composición de Carga IRM: Módulo de Liberación de Iones UKS: Satélite del Reino Unido NASA Alemania evidentemente GB Applied Physics Laboratory Laboratorio John Hopkings Laboratorio Max Planck para Investigaciones Extraterrestres Mullard Space Center (UCL)
Fuente: Manual Histórico de la NASA pp 386-388 y Tabla 4-36, 4-37, 4-38
Los tres fueron lanzados el 16 de agosto de 1984 en órbitas elípticas:
Tipo CCE IRM UKS Apogeo 49.618 km 113.818 km 113.417 km Perigeo 1.174 km 0402 km 1002 km Inclinación 02,9° 27,0° 26,9° Período 939,5 min 2653,4 min 2659,6 min Masa 242 kg 705 kg 077 kg Fin de vida 14/07/1989 Noviembre 1987 con fallo tras 5 meses
El módulo IRM contiene (entre otros) 16 cajas de eyección emparejadas, 8 con una mezcla de Li-CuO y otras 8 con Ba-CuO, que al encenderse a más de un kilómetro del satélite expulsa gases calientes de litio y bario.
Fuente: Manual Histórico de la NASA pp 455 Tabla 4-37 « Características del Módulo de Liberación de Iones »
Los módulos contienen una gran variedad de instrumentos de medición, espectrógrafos, analizadores de iones, medidores de campos magnéticos, analizadores de energía de partículas, etc.
Una de las misiones de AMPTE es (entre otras): « Estudiar la interacción entre un plasma inyectado artificialmente y el viento solar »
También se menciona claramente: « Un resultado esperado fue la formación de cometas artificiales, que fueron observados desde aviones y desde tierra »
Fuente: Manual Histórico de la NASA p 386
Hubo cuatro liberaciones de litio/bario. Está claramente mencionado:
« Además de las observaciones del satélite, estaciones terrestres y aviones en los hemisferios norte y sur observaron la cometa artificial y las liberaciones de cola »
También es importante destacar, y esto se repite en otros artículos:
« No se detectaron iones trazadores en los datos del CCE, un resultado sorprendente, porque según teorías aceptadas, se debería haber observado un flujo significativo de trazadores en el CCE »
así como: « Los satélites también formaron dos cometas artificiales de bario. En ambos casos, una variedad de sitios terrestres obtuvieron buenas imágenes de estos cometas ».
Fuente: Manual Histórico de la NASA p 387
Las liberaciones pueden fecharse con precisión:
http://sd-www.jhuapl.edu/AMPTE/ampte_mission.html
2 nubes de litio el 11 y 20 de septiembre de 1984
2 cometas artificiales de bario el 27 de diciembre de 1984 y el 18 de julio de 1985
2 liberaciones de bario y 2 liberaciones de litio los días 21 de marzo, 11 de abril, 23 de abril y 13 de mayo de 1985
Se proporciona un mapa de las liberaciones:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/CR-1863.html
donde se observa que las nubes de litio parecen extremadamente extendidas, mientras que las cometas de bario son mucho más compactas.
Todas las experiencias se describen con más detalle en los sitios:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog
Experimento de Composición del Plasma Caliente (HPCE) ID NSSDC: 1984-088A-1
Etc. etc. MEPA/CHEM/MAG/
La descripción completa se encuentra en * Transacciones IEEE sobre Geociencia y Teledetección GE-23 1985 Número especial*
Lo lamentable es que el archivo de datos de espectros de masa y energía CDAW9 del 6,4 minutos sobre cinta magnética concerniente al HPCE del CCE NSSDC ID: SPMS – 00170, 84-088A-01C está clasificado. Depende del Applied Physics Laboratory, contacto Sr. Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu
Una descripción interesante se encuentra en: Experimento de Liberación de Iones ID NSSDC: 1984-088B-1
Nombre de la misión: AMPTE/IRM
Donde se dice que un par de contenedores de Li/Ba producía un total de 2E25/7E24 átomos de Li/Ba.
Véase especialmente el artículo: Transacciones IEEE sobre Geociencia y Teledetección GE-23 1985 Número especial p.253 G. Haerendel
Investigador principal: Dr. Arnoldo Valenzuela Instituto Max Planck
Así como el Dr. Gerhard Haerendel, investigador del Instituto Max Planck, hae@mpe.mpg.de
Por lo tanto, queda establecido que la experiencia AMPTE tuvo lugar realmente. Se liberaron iones de bario y litio con el fin de estudiar la magnetosfera terrestre y crear cometas (y/o nubes?) artificiales.
2/ Papel de los iones Litio y Bario****
Los artículos se recuperan gracias a www.ntis.gov, luego utilizando el motor de búsqueda.
Es importante señalar que el sitio: http://library.lanl.gov/catalog ha eliminado todos los artículos en línea, incluyendo especialmente:
« Observaciones y teoría de las liberaciones de bario en la cola magnética de AMPTE » LA-10904-MS
Informe Técnico de Los Alamos
Incluso pasando por: http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech
O bien http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/
« Simulación de liberaciones AMPTE: un experimento activo controlado.
Consejo de Investigación Científica y de Ingeniería, Chilton (Inglaterra). Laboratorio Rutherford Appleton;
Universidad de California, Los Ángeles. Departamento de Física. »
Tipo de producto: Informe técnico
Número de pedido NTIS: PB91-224782
Número de páginas: 31 páginas
Fecha: enero de 1991
Autor: R. Bingham, F. Kazeminejad, R. Bollens, J. M. Dawson
Las liberaciones de la nave espacial AMPTE en 1984 implicaron dos especies químicas: Litio que se ioniza por fotoionización en aproximadamente 1 hora y bario que se ioniza en unos 30 segundos. Ambos tipos de sustancias se utilizaron para estudiar diferentes procesos físicos; las liberaciones de litio se usaron para investigar el camino que siguen las partículas del viento solar al entrar en la magnetosfera terrestre, mientras que las liberaciones de bario se utilizaron para investigar la interacción entre un gas neutro y un plasma en flujo. Las liberaciones de bario produjeron por primera vez cometas artificiales hechos por el hombre, mientras que las liberaciones de litio produjeron los objetos más grandes jamás creados por el ser humano. Las liberaciones AMPTE se han simulado utilizando códigos híbridos 2D y 3D con iones cinéticos y electrones sin masa. Los códigos se generalizaron para incluir la producción de plasma por un gas que se ioniza gradualmente en un plasma en flujo. En las simulaciones del cometa artificial AMPTE, los autores pudieron demostrar la generación de una cavidad diamagnética, que ralentiza y desvía a los protones del viento solar, la aceleración de partículas del cometa y la desviación lateral de la cabeza del cometa, así como ondulaciones de densidad que aparecen en un lado de la cabeza del cometa, explicadas en términos de inestabilidad de Rayleigh-Taylor.
Número de informe: RAL-91-006
Número de contrato: N/A
Número de proyecto: N/A
Número de tarea: N/A
Anuncio NTIS: 9121
Dos puntos son particularmente notables: los iones de bario produjeron las primeras cometas artificiales y los iones de litio produjeron los objetos más grandes jamás hechos por el hombre.
También es importante mencionar en un segundo informe que los iones de bario serían responsables de la formación de una cavidad diamagnética más o menos inestable en el viento solar.
Esta inestabilidad también se menciona en « Magnetohidrodinámica de Hall en plasmas espaciales y de laboratorio » por J.D Huba
Rama de Física de Haces, División de Física del Plasma, Laboratorio de Investigación Naval, Washington DC 20375
Phys. Plasmas 2 (6) junio de 1995 pp 2504-2513,
donde se hace referencia a la experiencia AMPTE (y también a su sucesor, la experiencia CRRES G-10 el 20 de enero de 1991):
« Durante la misión NASA AMPTE, se realizaron liberaciones de bario en la cola magnética terrestre a una altitud R = 11 Re. En estos experimentos, los átomos neutros de bario se expanden radialmente con una velocidad de 1 km/seg y se fotoionizan en una escala de tiempo de 28 segundos. La expansión del plasma resultante es un plasma de alta beta cinética (betak = 4piMoVo²/B² >> 1, donde Mo es la masa de los iones de bario) y es subalfvénica (Vo << Va = 180 km/seg). Se produjo la siguiente dinámica: (1) el plasma de bario formó una capa densa; (2) se establecieron corrientes diamagnéticas en la superficie de la capa que generan una cavidad magnética; (3) la expansión se detuvo cuando la energía cinética inicial fue comparable a la energía del campo magnético « barrido »; (4) la cavidad magnética finalmente colapsó, devolviendo el sistema a las condiciones previas a la liberación.
Una característica inesperada del experimento fue el inicio de inestabilidad durante la fase de expansión de las liberaciones, formándose perturbaciones de densidad a gran escala alineadas con el campo magnético en la capa. ... se realizaron liberaciones adicionales de bario a gran altitud durante la misión NASA CRRES (Satélite de Efectos de Liberación y Radiación), y se observaron fenómenos similares. Durante la liberación CRRES G-10, el análisis de datos de magnetómetro in situ reveló oscilaciones a gran escala en el campo magnético. Finalmente, la MHD de Hall también se ha utilizado para explicar el movimiento transversal inesperado de la liberación de bario AMPTE en el viento solar. »
Parece, pues, que existen fenómenos mal comprendidos de interacción; la no detección de iones (Li y Ba) tras las eyecciones se destaca en varios artículos:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/Ch3.html
http://www-scc.igpp.ucla./edu/scc/textbook/mmm.html
en « Medidas multipunto de la magnetosfera » Avances en Investigación Espacial 8(9). Pergamon Press Oxford 1988
« Los estudios de la interacción con la nube fueron espectacularmente exitosos, pero no se detectaron iones en la magnetosfera interna como resultado de estas liberaciones ».
y finalmente
http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Educatcc/Sconct15.html
« Nubes de iones de bario » que explica el método y la apariencia con una bella foto « pronto una nube ionizada azulada separada de la verde, generalmente alargada o rayada en la dirección de las líneas del campo magnético, que guían a los iones » sin olvidar las nubes de litio
http://spacelink.nasa.gov/NASA.Projects...tmosphere/CRRES/Status.reports/91-01-18
Un depósito de litio fue expulsado del satélite según lo planeado, produciendo una nube brillante rojiza a las 11:20 pm CST (17 de enero)
Ambos tipos de iones se utilizan, bario y litio. El bario aparece verde con leves trazas azules. El litio aparece rojo
**¿Parece? ? que el bario sea inestable? ¿Parece que el litio forme trazas más estables sobre extensiones más amplias?
Sin embargo, queda por aclarar el bario, que no fue detectado/observado.
Las líneas deberían ser:
Bario neutro: 553,5 nm
Bario ionizado: 455,4 nm / 493,4 nm, siendo la más fuerte a 455,4 nm
**http://ftp.aer.com/users/pad/moddpac/v062001.ps ******
Es importante señalar que sale del espectro del Pic du Midi y está al límite para La Palma
**( Pic du Midi (5500-7000 A) y La Palma (INT; 4000-6000 A) **
Otros observatorios no observaron en este rango espectral.**** ---
Anexo 2
Estimación de la magnitud de SL9
antes de su desintegración
el 7 de julio de 1992****
Tomando las siguientes hipótesis P = 45 W/m² (es decir, constante solar en Júpiter)
Diámetro del cuerpo: 10 km, albedo: 0,04,
se deduce:
Potencia radiada de vuelta: 1,8·10⁸ vatios
Potencia recibida en la Tierra: 4·10¹⁷ vatios/m² (he redondeado la distancia Júpiter-Tierra a 4 UA)
He tomado como referencia la estrella estándar Vega (Alpha Lyrae) Magnitud 0 aproximadamente cuya distribución espectral se da en la Figura 6.7 p. 176 de "New Cosmos"
Densidad espectral media: 5·10⁻¹¹ W/m²/nm
He aproximado una densidad espectral media en el espectro de 400 a 800 nm e integrado para obtener la potencia media en el visible como referencia de magnitud 0.
Luego, aplicando la fórmula clásica conocida como de Pogson (M2-M1 = -2,5 log M2/M1), se encuentra una magnitud visual del objeto SL9 de 21,7.
Esto confirma aproximadamente los cálculos de Lindgren; efectivamente, la estrella es azul, pero la sensibilidad de su placa o CCD en ese momento era seguramente más roja, los valores de distancia están ligeramente redondeados, sin embargo el orden de magnitud está ahí.
Si cambiamos el albedo: muy bajo pasando de 0,04 a 0,08 ganamos 0,75 Mag (equivalente a un cambio de diámetro por un factor raíz (2)).
Por lo tanto, la magnitud del objeto (si no emitiera) antes de su desintegración al pasar por el límite de Roche debería estar en el rango de Magnitud 21 / 22.
Esto significa que estaba muy ciertamente al límite de detección; se necesitarían las características exactas del telescopio Schmidt de 1 m del ESO y de las placas o CCDs en el plano focal para concluir calculando la relación señal-ruido necesaria, pero globalmente se puede decir realmente que estaba al límite de detectabilidad.
(No hay que olvidar que el ruido del cielo es del orden de Magnitud 22 por segundo de arco al cuadrado)
Por lo tanto, no es imposible que su detección haya fallado; depende esencialmente del equipo de detección y de los tiempos de exposición realizados durante esta búsqueda. ****
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