SL9 شوماکر لیوی بر جوپیتر
خلاصه مطالعه انجام شده درباره پرونده SL9
۹ دسامبر ۲۰۰۳
بخش اول
به یاد داشته باشید که یک سند مبهم بر روی یک فروم اینترنت کشف شد و از یک کافه اینترنتی بوروگن منتشر شد، که ماهیت مصنوعی پدیدهای را که بعدها به عنوان تأثیر تجزیه و برخورد جسمی که توسط دانشمندان ایوجین شوماکر و کارولین لیوی کشف شده بود، توصیف شد، زیر سؤال برد. کل متن را در یکی از پیوستهای موجود در پایان آخرین کتاب من خواهید یافت. در این مطالعه، که توسط دستیار فضایی A. Cohen، عضو GESTO انجام شده است، او تمام وقایعی را که به تأیید یا نقض نظریههای مختلف مربوط میشد، با ذکر منابع مرتبط فهرست کرده است.
به طور خلاصه، A. Cohen چندین مورد عجیب را در نظریه رسمی درباره «گرفتن، شکستن و برخورد یک دنبالهدار با جوپیتر» برجسته کرده است. نقاط مهم عبارتند از:
-
به نظر میرسد که نحوه «گرفتن» یک دنبالهدار، یا هر جسم دیگری توسط یک سیاره بزرگ به وضوح مشخص نیست. این یک مسئله دو جسمی است که تنها قوانین حرکت کپلر در آن نقش دارند. به طور پیشفرض، یک دنبالهدار یک جسم با مسیر غیردورهای یا دوره بسیار طولانی است که در مسیری به شکل مقطعی (مثلاً بیضوی) با خورشید به عنوان یکی از کانونها حرکت میکند. گرفتن یک جسم نیازمند یک «مسئله سه جسمی» است (J.M. Souriau). حداقل میتوان به تغییر شدید مسیر یک دنبالهدار که با جوپیتر تعامل دارد فکر کرد (مسئله سه جسمی: دنبالهدار - جوپیتر - خورشید). اما در این شرایط، دنبالهدار همچنان تحت تأثیر گرانشی خورشید است و به طور مرکزی به سمت آن جذب میشود، حتی اگر بیضوی مسیر آن تغییر کند. در مورد ماههای مختلف سیارات سیستم شمسی، توجه شده است که احتمالاً چنین گرفتن جسمهای زمینی مختلفی در همان زمان تولد سیستم ما، که بسیار ناپایدار و مرکزی بر خورشید بود، رخ داده است. علاوه بر این، مطالعات به یک گرفتن در سالهای ۱۹۲۰ تا ۱۹۳۰ اشاره دارند. جسم SL9 (غیرتکهای) در آن زمان حدود هفتاد سال در مداری بسیار بیضوی به دور جوپیتر گردش کرده، بدون اینکه شناسایی شود.
-
این موضوع که یک جسم، دنبالهدار یا آستروئید، در عبور از «محدوده روش» یک سیاره تکهتکه یا به هم ریخته شود، یک پدیده خوب شناخته شده برای فیزیکدانان ستارهشناسی است. حلقههای زحل، و همچنین حلقههای سیارات بزرگ دیگر احتمالاً از همین منشأ نشأت گرفتهاند. به یادآوری میشود که ۲۱ جسم در مارس ۱۹۹۳ توسط ایوجین شوماکر (که سه سال بعد در یک حادثه تصادفی در استرالیا فوت کرد) و کارولین لیوی شناسایی شدند و هنوز در فاصله زیادی از جوپیتر (نزدیک به آفهلی) بودند. سپس به سمت این سیاره بزرگ سقوط کردند. کوهن شک دارد که این جسم SL9 ممکن است یک دنبالهدار باشد (چرا این دنبالهدار در طول ۷۰ سال گاز نداشته و به طور ناگهانی پس از تجزیه شروع به گاز دادن کرده است). علاوه بر این، طیف انتشار مهارههای اطراف جسم با طیف معمول دنبالههای دنبالهدار همخوانی ندارد. این اجسام که توسط ستارهشناسان «غیرمعمول» خوانده شدهاند، لیتیوم منتشر میکردند. این واقعیت که جسم G چند ساعت قبل از سقوط به جوپیتر یونهای منگنز (Mg+) منتشر کرده است، کاملاً غیرقابل توضیح است. A. Cohen نتیجه میگیرد که در حداکثر حد، این جسم ممکن است یک سنگ فلزی از نوع کندریت کربنی با البوس بسیار پایین باشد که این موضوع دلیل عدم شناسایی قبل از تجزیه را توضیح میدهد (...). با پیروی از این نظریه، همچنان باید توضیح داد که چرا تمام اجسام به طور همزمان شروع به انتشار محیط گازی کردند. فرض کردن این جسم را «دنبالهدار یا آستروئید غیرمعمول» (که این نتیجه رسمی است) یک تعبیر ملایم برای بیان این موضوع است که در نهایت هیچ نتیجه قطعی از تحلیل دادههای حاصل از این اجسام به دست نیامده است.
-
در عکسهای زیر مشاهده میشود که ابرهای اطراف اجسام در رنگ قرمز انتشار میکنند (این رنگ واقعی است). این رنگ با دنبالهداران معمول متفاوت است و دقیقاً در این خط طیفی لیتیوم نیز انتشار میکند. بنابراین این یک دنبالهدار بسیار عجیب است. کوهن، از سوی خود، به فرضیه یک جرم پودری که پس از تجزیه در نزدیکی جوپیتر پخش شده است، میپیوندد. این ذرات بسیار ریز آزاد شده، دوباره در قرمز انتشار میکنند. این موضوع همچنان کاملاً نامشخص است، باید به این نتیجه پی برد.
-
اما مهمترین نکته غیرقابل توضیح این است که این دنباله اجسام، که به طور ایدهآل باید فوراً پس از تجزیه در ۸ ژوئیه ۱۹۹۲ انتشار کنند، تا مارس ۱۹۹۳ هیچ شناسایی نشدهاند. البته جوپیتر همیشه قابل مشاهده نیست. سیارات ثابت نیستند. زمین در حال چرخش است. اما پیکربندی سیارهای به این صورت است که رویدادی که توسط شوماکر و لیوی در مارس ۹۳ شناسایی شد، در ماههای قبل آن نیز قابل مشاهده بوده است، زمانی که سیاره هنوز بسیار قابل مشاهده بود. به محض اینکه جوپیتر برای مشاهده مناسب شد، فوراً توسط لشگری از ستارهشناسان مورد پیگیری قرار گرفت. A. Cohen به این نکته اشاره میکند که عکسهای بسیار خوبی پس از شناسایی در سال ۹۳ توسط علاقهمندان با تلسکوپهای کوچک مجهز به CCD و آینههای تنها ده سانتیمتری گرفته شده است! او همچنین به برنامههای انجام شده با تلسکوپهای با زاویه دید بزرگ، که در آزمایشگاههای بزرگ نصب شدهاند و محیط جوپیتر را بررسی میکنند، اشاره میکند. بنابراین سؤال ۱۰۰ دلاری این است: چرا در ماههای پیش از مارس ۱۹۹۳، که به طور ایدهآل این دنباله اجسام با ابزارهای نسبتاً ساده قابل مشاهده بودند، هیچ شناسایی صورت نگرفت؟ ---
نظر A. Cohen:
۱/ مقدمه و چند تصویر
هدف این سند، خلاصه کردن ویژگیهای مختلف جسم SL9، ذکر منابع آن، مقایسه آن با دادههای ایجاد شده از اجرام شناخته شده (دنبالهدارها، آستروئیدها، حلقه کویپر ...) است تا در نهایت نقاطی را برجسته کند که مشکل دارند یا نیاز به بررسیهای عمیقتر دارند.
ارائه این مطلب به ترتیب زمانی رویداد خواهد بود، یعنی: گرفتن دنبالهدار و مدار آن حول جوپیتر، تجزیه، مشاهده قبل از برخورد، مشاهدات در حین برخورد، و مشاهدات پس از برخورد.
عکسهای گرفته شده توسط تلسکوپ فضایی هابل از SL9 که در بسیاری از سایتها موجود است
بالا یک دنبالهدار کلاسیک به نام هیل-بوپ
۲/ مدارشناسی، کشف و عدم شناسایی قبل از مارس ۱۹۹۳
شرایط کشف آن در چندین مقاله و سایت ذکر شده است که شامل (2)، (3)، (4) است:
(2) « دنبالهدار شوماکر-لیوی ۹ »،
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm که تمام رویدادها تا برخورد را خلاصه میکند و گالری زیبایی از تصاویر ارائه میدهد
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm که شناسایی آن توسط یک علاقهمند با ابزار کوچک را خلاصه میکند
اما طبق مقالات مختلف درباره SL9، تحلیل مداری که ستارهشناسان از آن انجام دادهاند (5)، نشان میدهد که این مدار حدود سالهای ۱۹۲۰/۱۹۳۰ توسط جوپیتر گرفته شده و از آن زمان تا زمان شکستن در ۷ ژوئیه ۱۹۹۲ (تأیید شده توسط Z. Sekanina (16) شکل ۲ با دقت یک ساعت) بدون هیچ شناسایی، به دور جوپیتر گردش کرده است و قبل از شناسایی در مارس ۱۹۹۳، زیر حد روش عبور کرده است.
به طور طبیعی است که دنبالهدارها به تأخیر بزرگی شناسایی شوند و معمولاً توسط ستارهشناسان علاقهمند. زیرا کارها و زاویه دید تلسکوپهای بزرگ حرفهای به طور معمول اجازه نمیدهند. اما در مورد SL9، این جسم بیش از ۷۰ سال به دور جوپیتر گردش کرده است، بنابراین این یک عبور تصادفی نیست، بلکه یک چرخه مکرر است و در یک صفحه نزدیک به صفحه ایکلیپتیک قرار دارد (دوره مداری حدود دو سال تخمین زده شده است).
۲.۱ آیا خیلی ضعیف بود که شناسایی نشود؟
در اینجا باید دو فاز را متمایز کنیم: قبل از تجزیه و پس از تجزیه دنبالهدار در حد روش جوپیتر در ۷ ژوئیه ۱۹۹۲
۲.۱.۱ شناسایی پس از تجزیه (پس از ۷ ژوئیه ۱۹۹۲)
در واقع، همانطور که در سایت کبکی (4) نشان داده شده است، یک تلسکوپ بسیار کوچک ۱۰ سانتیمتری میتواند آن را به طور ضعیف ثبت کند و یک تلسکوپ ۲۵ سانتیمتری دیگر هیچ شکی در این مورد نخواهد داشت. بنابراین شناسایی آن به فردی غیرمعمول و ثروتمند اختصاص ندارد، بلکه در دسترس دارندگان ابزارهای معمولی یا حتی ساده است، به خصوص که این جسم در «حومه» جوپیتر قرار دارد که توسط علاقهمندان به طور مداوم مورد بررسی قرار میگیرد.
به وضوح شناسایی پس از تجزیه ممکن و حتی قطعی است، به شرطی که کسی عکسهایی از این منطقه بین ژوئیه ۱۹۹۲ تا مارس ۱۹۹۳ گرفته باشد. اما واقعاً جالب است که هزاران، اگر نه میلیونها عکس از جوپیتر توسط علاقهمندان گرفته شده است. در دوره ژوئیه/آگوست ۱۹۹۲، این جسم با بزرگی کلی ۱۳/۱۴ و در نزدیکی فوری باید حتماً در این عکسها دیده شده باشد. بسیار جالب خواهد بود اگر بتوان آنها را پیدا کرد! تاکنون هیچ مرجعی از عکسهای حرفهای از جوپیتر در این دوره یافت نشده است. جزئیات زیر از سایت کبکی بالا، که شامل نقشه آسمانی از Sky and Telescope فوریه ۱۹۹۴ است، مکان ماه به ماه جوپیتر (بالا) و دنبالهدار (پایین) را تا برخورد در ژوئیه ۱۹۹۴ نشان میدهد.
در زیر، بخشی از سایت کبکی آورده شده است که نشان میدهد یک علاقهمند با تلسکوپ کوچک چگونه میتواند آن را روی دوربین شخصی خود ثبت کند:
« من فوراً به او درخواست کردم که موقعیت دقیق دنبالهدار را بگوید و او اعلام کرد که دقیقاً در جایی که افقها مشخص کرده بودند قرار دارد. وقتی تصاویر CCD من، گرفته شده با تلسکوپ کوچک ۱۰ سانتیمتری من در F6، همزمان با دنیس مارتل ثبت شده بود، متوجه شدم که واقعاً آنجا است، اما بسیار ضعیف میدرخشید. تنها چیزی که به نقص من داشتم، کم بودن تفکیک به دلیل طول کانونی کوتاه تلسکوپ کوچک ۱۰ سانتیمتری من بود. من دوربین خود را روی تلسکوپ اصلی خود نصب کردم و در ۱۱ مارس ۱۹۹۴، نهایتاً اولین تصویر دنبالهدار را به دست آوردم. بزرگی آن حدود +۱۶ بود و بزرگی هستهها حدود +۱۷ تا +۱۸ بود. همانطور که پیشبینی شده بود، موقعیت دقیقاً در جایی بود که افقها مشخص کرده بودند. چه منظرهای بود که روی صفحه کامپیوتر یک دنبالهدار را به شکل «خطی از نقاط در آسمان» ببینیم»
« به عنوان تجهیزات، از یک تلسکوپ Meade Schmidt-Cassegrain ۲۵ سانتیمتری F10 LX-200 با لنز کاهنده فوکوس از F10 به F6 (طول فوکوس ۱۵۰۰ میلیمتر)، دوربین CCD SBIG مدل ST-6 و نقشههای آسمان URANOMETRIA 2000 استفاده میکردم که ستارهها میتوانند به بزرگی +۹٫۵ برسند. من موقعیت دنبالهدار را در مجلات آمریکایی «Sky and Telescope» و «Astronomy» پیدا کرده و آنها را روی نقشههای خود نقل کرده بودم. اولین تلاشهای من در فوریه ۱۹۹۴ شروع شد. جوپیتر در آسمان صبح به سمت جنوب شرق قابل مشاهده بود و باید حدود ساعت ۳:۰۰ بیدار میشدم تا تجهیزاتم را نصب کرده و سعی کنم دنبالهدار را پیدا کنم. باید با سرماهای قطبی مواجه شدم که گاهی به حدود -۳۷ درجه سانتیگراد رسید. به یاد داشته باشید که سرمای رکوردی زمستان ۱۹۹۴ بود!» (مشکل شناسایی به دلیل زاویه بسیار کوچک تلسکوپ Cassegrain ۲۵ سانتیمتری است)
۲.۱.۲ شناسایی قبل از تجزیه (قبل از ۷ ژوئیه ۱۹۹۲)
حداقل دو برنامه حرفهای جستجو آن را شناسایی نکردهاند، یکی به دنبال اجرام دور سیستم شمسی (حلقه کویپر جین لو و دیوید جویت) (6)، دیگری به دنبال دنبالهدارها در نزدیکی جوپیتر تانکردي و لیندگرن (7)، (8).
مقاله لو و جویت:
« از سال ۱۹۸۷ شروع به کمپین مشاهده کردیم تا بفهمیم آیا سیستم شمسی واقعاً خالی است در فاصله بیشتر از مدار نپتون یا آیا پر از جسمهای کوچک سرد است. برای جمعآوری نور ضعیف منعکس شده توسط ستارههای بسیار دور، ما از صفحات فتوگرافی کلاسیک خودداری کرده و از حسگرهای الکترونیکی با انتقال بار (CCD) استفاده کردیم که حساستر هستند و روی یک تلسکوپ بزرگ نصب شده بودند. ما بیشتر مطالعات خود را روی تلسکوپ ۲٫۲ متری دارایی در بالای کوه مائونا کیا در هاوایی انجام دادیم. با استفاده از حسگر CCD متصل به این تلسکوپ، سریهای چهار تصویر از یک منطقه آسمان گرفته شد. هر تصویر ۱۵ دقیقه نوردهی داشت و یک کامپیوتر مجموعه چهار تصویر را به صورت سریع نمایش میداد. اجرامی که نسبت به ستارههای پسزمینه به طور جزئی حرکت میکردند، اعضای سیستم شمسی بودند . در پنج سال چیزی پیدا نکردیم .....»
تانکردي و لیندگرن گزارش میدهند که جستجوی منفی برای دنبالهدارها در نزدیکی جوپیتر در سال ۱۹۹۲ انجام شده است، زمانی که جستجو در ESO در مارس ۱۹۹۲ صورت گرفته بود، یعنی یک سال قبل از کشف SL-9 و چند ماه قبل از تجزیه آن توسط جوپیتر. تلسکوپ استفاده شده، تلسکوپ شمیدت ۱۰۰ سانتیمتری ESO بود. حد دستیابی برای شناسایی به B = ۲۱٫۵ تخمین زده شد (برای محاسبه بزرگی احتمالی SL9 به پیوست ۲ مراجعه کنید). ویژگیهای چنین جسمی در این فاصله با بزرگی این مقدار چیست؟
حالا به Z. Sekanina (14)، (16) مراجعه میکنیم، او نتیجه میگیرد (14) بخش ۶ که بزرگترین تکه قطری حدود ۴ کیلومتر دارد (با فرض البوس ۰٫۰۴)، سایر اجسام حدود ۲ تا ۴ کیلومتر هستند (14) شکل ۲ و (14) جدول ۱. در مورد تخمین اندازه دنبالهدار قبل از عبور از حد روش، این مقدار (Z Sekanina (16) بخش ۶) حدود ۱۰ کیلومتر است و جرم آن ۱۰^۱۷ گرم با فرض چگالی ۰٫۲ گرم/سانتیمتر مکعب. این مقادیر که از اندازهگیریها استخراج شدهاند، توسط مدلهای Sekanina (16) بخش ۵٫۴ تأیید میشوند.
بر اساس J Crovisier (5)، با استناد به Tancredi و Lindgren (7)، بزرگی ۲۱٫۵ باید به جسمی با قطر حداکثر ۷٫۲ کیلومتر مربوط میشد.
به نظر میرسد که این جسم قبل از تجزیه (تغییر از ۷ به ۱۰ کیلومتر که معادل دو برابر سطح موثر است، بنابراین دو برابر بازتاب، و به طور خلاصه حدود یک بزرگی افزایش) شناسایی شده باشد.
همچنین باید توجه داشت که این تخمین فرض میکند که دنبالهدار قبل از تجزیه کاملاً غیرفعال بوده است. در حالت دیگر، بزرگیهای مشاهده شده (D.E Trilling و همکاران (15) شکل ۱ به رنگ قرمز/آبی/سبز)، تکههای مختلف (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) بزرگیهایی بین ۲۱٫۵ تا ۱۸ دارند (با قطرهای حدود ۱ تا ۴ کیلومتر!) و بزرگی در قرمز حدود ۱۸ تا ۱۹ است. میتوان به G.P. Chernova و همکاران (11) شکل ۱ مراجعه کرد که نشان میدهد تکه Q (قطر ۴ کیلومتر) بزرگی بصری ۱۸٫۲ دارد و تکههای کوچکتر (قطر حدود یک کیلومتر یا کمتر) بزرگی بصری حدود ۲۰٫۸ دارند.
همچنین به D. Jewitt (9) شکل ۲ توجه کنید که در آن همه تکهها با فیلتر قرمز نشان داده شدهاند و بزرگی آنها در مارس ۹۳ بین ۱۷٫۵ تا ۱۹٫۲ و در ژوئن ۱۹۹۴ بین ۲۰ تا ۲۲ است. این نشان میدهد که تضعیف توزیع دارد، که نشان میدهد در دوره ژوئیه/آگوست ۱۹۹۲ این بزرگیها باید بالاتر بوده باشند (بین یک تا دو بزرگی، یعنی Mag ۱۵/۱۶؟)
نکته درباره البوس، سطوح تقریبی: ماه: ۰٫۰۷۳، لایه آتشفشان اتنای: ۰٫۰۴، بازالت: ۰٫۰۵، خاکستر وستو: ۰٫۱۶ (۱۹) دفترچه ستارهشناسی، آستروئید ۹۵۱ گاسپرا: ۰٫۲۳، آستروئید ۲۵۳ ماتیلد: ۰٫۰۴، زمین: ۰٫۳۶، آستروئیدهای کربنی کندریت نوع C (البوس ۰٫۰۳-۰٫۰۸) (۲۰) نهاد جهان جدید بخش ۳٫۳٫۲ صفحه ۷۱
ماتیلد به عنوان دارای البوس بسیار بسیار پایین در نظر گرفته میشود.
بنابراین به نظر میرسد که این جسم SL9 طی چندین سال بدون شناسایی عبور کرده بسیار عجیب است.
برای ادامه این راه، سعی خواهیم کرد عکسهای حرفهای و علاقهمندان از جوپیتر در دوره ژوئیه ۱۹۹۲ تا مارس ۱۹۹۳ را بازیابی کنیم، همچنین سعی خواهیم کرد نویسندگان لو و جویت را تماس بگیریم تا محدودیتهای شناسایی، دورهها و جهتهای مشاهده در این پنج سال را به طور دقیقتر بدانیم.
در وضعیت فعلی، این جنبه هیچ تناقضی با سند SL9 ندارد، که طبق منطق خودش به طور کامل عدم وجود آن را توضیح میدهد، فقط به دلیل اینکه قبل از آن وجود نداشت. در این مرحله هیچ چیزی برای توجیه عدم شناسایی، پیش یا پس از تجزیه، یا ماهیت کلاسیک یا «معمول» این جسم وجود ندارد.
ما بر این باوریم که بسیار مهم است که بتوانیم عکسهایی از جوپیتر و اطراف آن را در دوره ژوئیه ۱۹۹۲ تا مارس ۱۹۹۳ بازیابی کنیم.
۳/ SL9 یک دنبالهدار نادر که به دور جوپیتر میگردد؟؟
(6) « حلقه کویپر » توسط جین لو و همکاران
« نظریه کویپر تا زمانی که پل جوس از دانشگاه فناوری ماساچوست در دهه ۱۹۷۰ محاسبه کرد که احتمال کم گرفتن گرانشی توسط جوپیتر با تعداد زیاد دنبالهدارهای دوره کوتاه مشاهده شده ناسازگار بود، مورد توجه قرار نگرفت. ...
در سال ۱۹۸۸، کاناداییها مارتین دانکن، تاماس کوئین و اسکات تریمین با شبیهسازی عددی بررسی کردند که چگونه سیارات گازی بزرگ دنبالهدارها را گرفتند. همانطور که پ. جوس، نتیجه گرفتند که مکانیسم گرفتن بسیار کارآمد نیست ..... »
(19) سیستم شمسی / دنبالهدارها II صفحه ۱۲۱ و ۱۲۶
« مهمترین اختلالات، آنهایی هستند که در آن مسیر دوره طولانی به یک بیضی تبدیل میشود که آفهلی آن در مدار جوپیتر یا کمی فراتر قرار دارد: دنبالهدارهایی که به این شکل گرفته شدهاند، خانوادهای از دنبالهدارها را تشکیل میدهند. خانواده جوپیتر ۶۸ دنبالهدار یا بیشتر دارد که دورههای آنها از ۵ تا ۸ سال متغیر است »
اما از این ۶۸، هیچکدام به دور جوپیتر در مدار نیستند، همه به دور خورشید در مدار هستند. به صفحه ۱۲۶ مراجعه کنید
بنابراین به نظر میرسد که گرفتن حتی این «دنبالهدار» و قرار گرفتن آن در مدار حول جوپیتر یک پدیده بسیار نادر در زندگی سیستم شمسی است. تحلیل مدار این دنبالهدار نشان میدهد که این مدار تا لبه بیشینه ناحیه گرانشی جوپیتر گسترش یافته است.
حالا به مشاهداتی که درباره «ظاهر» این جسم انجام شده است، توجه میکنیم:
D. Jewitt (9)، « مشاهدات فیزیکی پاسخی به مسئله دنبالهدار در مقابل آستروئید نمیدهند »
R.M West و همکاران (10)، « نتیجه اصلی این است که هر تجمع دو «دنباله» دارد، یکی کمنور که به نظر طبیعی میآید، و دیگری قویتر و منحنی ساعتگرد که همچنان به سمت جوپیتر هدایت میشود. دلیل وجود این دنباله غیرمعمول و شکل آن در حال حاضر نامعلوم است. »
G.P. Chernova و همکاران (11)، « هیچ تغییری در ظاهر دنبالهدار در زمان عبور از کمترین زاویه فاز رخ نداد. این امر احتمالاً نشان میدهد که دنبالههای زیرهستهها همزمان هستند یعنی تولید گرد و غبار در زمان مشاهده به طور همزمان اتفاق نمیافتد »
« از آنجا که ما دنبالهدار را بسیار نزدیک به مقابل قرار گرفتیم، زاویه مقابل دنبالهها نزدیک به زیرهستهها باید به طور قابل توجهی تغییر کند. اینکه این امر مشاهده نشده است، برخلاف ایده تولید مداوم گرد و غبار که توسط Sekanina پیشنهاد شده است، حاکی است. اگرچه ما فکر میکنیم که دنبالهها ویژگیهای همزمان هستند، آنها در صفحه مدار دنبالهدار قرار خواهند داشت، اگر دنبالهدار فقط تحت نیروی خورشید حرکت کند. از آنجا که زمین باید این صفحه را هنگام عبور دنبالهدار از زاویه صفر عبور کند، ظاهر دنبالهها از زمین باید تغییر کند. از آنجا که این امر مشاهده نشد، ما باید نتیجه بگیریم که به دلیل تأثیر جوپیتر بر مدار دنبالهدار، این مدار دیگر در یک صفحه قرار ندارد. بدون شک نظریه مکانیکی دنبالهدارها، هنگام کاربرد آن بر روی این جسم غیرمعمول، میتواند نکات مهمی درباره تاریخ ابر گرد و غبار مشاهده شده به ما بدهد. »
J.A. Stüwe و همکاران (12)، « میانگین شاخصهای رنگی برای تمام تکهها و تمام دادهها در جدول ۳ نشان میدهد که گرد و غبار SL-9 کمی قرمزتر از خورشید است، همانطور که انتظار میرود برای نور خورشید منعکس شده توسط ذرات گرد و غبار میکرویی. »
« تحلیل طیف ما در محدوده ۳۲۰ نانومتر تا ۹۴۰ نانومتر با طیف خورشیدی منعکس شده توسط خورشید، بدون هیچ انتشار اضافی، سازگار است. »
F. Colas و همکاران (13)، « تنها ذرات بزرگتر از ۰٫۱ میلیمتر میتوانند به اندازه کافی به تکهها نزدیک باقی بمانند تا دو سال در تصاویر CCD مشاهده شوند. ما فکر میکنیم که این اتفاق بیشتر به دلیل این است که ما هیچ ساختاری در ابر ندیدیم، همانطور که انتظار میرفت اگر این ابر نتیجه فعالیت تکهها باشد. » .../ ..
« این نشان میدهد که این ذرات میتوانند باقیمانده شکست دنبالهدار در ژوئیه ۱۹۹۲ باشند، هرچند بخشی از آن ممکن است از یک انتشار ضعیف ذرات کوچک توسط تکهها ناشی شده باشد. »
« تفسیر دقیق این دنباله و دنبالهها واضح نیست. ممکن است نتیجه فعالیت ضعیف دنبالهدار یا گرد و غبار بزرگ یا زیرتکههای ایجاد شده در شکست در ژوئیه ۱۹۹۲ باشد. »
D. E. Trilling و همکاران (15)، « ما تفاوت قابل توجهی در رنگ بین تکهها نمییابیم. ما مشاهده میکنیم که تکهها از خورشید قرمزتر هستند، و رنگ SL9 با رنگ دنبالهدارهای معمول سازگار است. با این حال، تغییرات رنگ نسبت به فاصله از مرکز تکه غیرعادی است. »
« از سوی دیگر، Chernova و همکاران (۱۹۹۵) یک روند قرمز شدن با افزایش فاصله تا ۵۰٬۰۰۰ کیلومتر برای بسیاری اما نه همه تکهها یافتند. روند رنگ با افزایش فاصله ممکن است نشانهای از تغییر توزیع اندازه ذرات با افزایش فاصله باشد. »
Zdenek Sekanina (16)، « اگرچه ظاهر P/Shoemaker-Levy 9 بدون شک منحصر به فرد بود، اما میتوان برخی شباهتهای بسیار دور با دو دنبالهدار دیگر که به همین صورت توسط نیروی گرانشی شکسته شدهاند، یعنی P/Brooks 2 (1889 V) و دنبالهدار خورشیدی ۱۸۸۲ II، پیدا کرد. »
تحلیل مشاهدات مختلف (9,10,11,12,13,14,15,16) نشان میدهد که ویژگی غیرمعمول این جسم توسط اکثریت بزرگی تأیید شده است. همینطور پدیده گرفتن و مدار آن (6)، (19) تأیید شده است.
« دنباله » با دنبالهدار کلاسیک همخوانی ندارد و به نظر میرسد بهتر بتوان آن را به عنوان باقیمانده گرد و غبار ناشی از تجزیه «دنبالهدار» در زمان عبور در ژوئیه ۱۹۹۲ تفسیر کرد (رنگ قرمز، گرد و غبار میلیمتری/سانتیمتری، کاهش روشنایی، و به خصوص G.P. Chernova و همکاران (11))، مشاهدات طیفی نیز (به زیر مراجعه کنید) عدم وجود کامل انتشار گازهای مشخص (OH, CN, ..) را نشان میدهد. علاوه بر این، تمام تکهها کاملاً یکسان به نظر میآیند.
در وضعیت فعلی، این موضوع نمیتواند سند SL9 را رد کند (حله قرمز با حضور لیتیوم/باریم فلورسنت که نور خورشید را منعکس میکند). کاهش روشنایی میتواند به دلیل کاهش غلظت گاز توضیح داده شود، عدم تولید گرد و غبار (G.P. Chernova و همکاران (11)) در این حالت واضح است، عدم تبخیر نیز. تفاوت جزئی رنگ قرمز با فاصله هنوز باید توضیح داده شود.
۴/ ترکیب / طیفسنجی جسم SL9 قبل از برخورد
سند SL9 به آزمایش AMPTE به عنوان مقدمهای که منجر به ایجاد یک دنبالهدار مصنوعی میشد، اشاره میکند. به پرونده خاص AMPTE در پیوست ۱ مراجعه کنید که نتایج تأیید میکند که آزمایشهایی با این هدف انجام شده است، با استفاده از ابرهای مصنوعی باریم و لیتیوم یونیزه شده توسط باد خورشیدی.
این به تنهایی در حال حاضر کافی نیست تا بتوانیم بگوییم که بقیه استدلالها درست هستند.
همچنین به UCL (21) اشاره میشود:
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
« یونهای لیتیوم و باریم به عنوان «یونهای نشانگر» مناسب هستند، زیرا در پلاسماهای طبیعی فضایی نادر هستند، بنابراین شناسایی آنها تقریباً حتماً نشان میدهد که IRM منبع بوده است »
دانشگاه کالج شهر لندن (UCL) آزمایش AMPTE یکی از سه ماهواره را تأمین کرده است.
بنابراین ما قصد داریم تمام تحلیلهای طیفی و دیگری را که توسط ایستگاههای ستارهشناسی جهانی بر روی جسم SL9 انجام شده است، مطالعه کنیم.
تأکید میشود که تمام تحقیقات انجام شده در باره گرد و غبار و همچنین با تلسکوپهای زمینی، تلسکوپ فضایی هابل و رادیوتلسکوپها، نتیجه منفی داشتهاند در مورد تمام این گونههای زیر: OH, CN, CO+, CO.
J.A Stüwe و همکاران (12) جدول ۴ – « طیف هستههای فردی در این منطقه هیچ شواهدی از انتشار مولکولی نشان نمیدهد ... از آنجا که هیچ انتشاری مشاهده نشد، ما حد بالای ۳ سیگما برای نرخ تولید CN برای پنج تکه تعیین کردیم. حد بالای Qcn یک مرتبه کمتر از مقادیر قبلی برای کل قطار دنبالهدار (Cochran و همکاران، ۱۹۹۴، Icarus) است. با این حال، مقدار میانگین ما از log(Qcn)=23.4 هنوز در محدوده مقادیر نرخ تولید مشاهده شده برای دنبالهدارهای فعالیت کم مانند P/Howell (23.3) یا P/Haneda-Campos 1978 J (23.6) قرار دارد. »
J. Crovisier (5) – جدول ۲ – محدودیتهای طیفی (۳ سیگما) در نرخ تولید گاز در SL-9 قبل از برخورد، تأیید میکند که پنج ایستگاه حرفهای بزرگ بدون شناسایی با حد بالای همسطح بودهاند.
هنگامی که گفته میشود که چنین شناساییهای طیفی در فواصل بیشتر از ۵ واحد آسمانی بسیار نادر هستند، این استدلال قابل بحث است، زیرا چنین شناساییهایی واقعاً صورت گرفتهاند (Chiron 10UA, P/SW1, 6UA, P/Halley 4.8 UA) با ابزارهای کمتر قدرتمند.
**J. Crovisier (5) بخش ۲ – « در واقع مشاهدات اخیر رادیویی بر روی P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1)، یک دنبالهدار فعال با مدار تقریباً دایرهای در Rh=6UA (یعنی فراتر از جوپیتر)، نشان داد که فعالیت آن ممکن است تحت تأثیر تبخیر CO باشد. فعالیت دنبالهدار که از خورشید دور مشاهده شده، در دنبالهدارهای بیشتر و بیشتری با افزایش حساسیت تکنیکهای مدرن مشاهده میشود – احتمالاً به دلیل تبخیر گونههای بسیار فرار. »
هیچ دنبالهداری توسط همین تعداد تیمها، با همین تعداد تلسکوپها، به این اندازه پیشرفته و به این مدت مشاهده نشده است. میتوان به طور منطقی فرض کرد که چنین روشهای شناسایی که در دنبالهدارها به طور کلی استفاده میشود، در این فواصل بسیاری از این اجسام را شناسایی میکردند.
Hale Bope (23)
این دنبالهدار به طور دقیق مطالعه شده و ایدهای درباره مقادیر نسبی بین گونههای مختلف شناسایی شده روی یک دنبالهدار ارائه میدهد. میتوان فرض کرد که این نسبتها ممکن است به طور گسترده در مورد اجرام مختلف متغیر باشد، با این حال، سطح تقریبی نسبت گونههای اصلی باید ویژگی خاصی باشد.
این نمودار دوم بسیار جالب است، زیرا ایدهای از کمترین فاصله ارائه میدهد که از آن به بعد دنبالهدار شروع به تبخیر و تولید گاز میکند، همچنین نوع گاز و سطح تقریبی مقدار مرتبط با فاصله از خورشید به واحد آسمانی.
به وضوح مشخص است که آب و CO غالب و بسیار برجسته هستند و از حدود ۵ UA به بعد ظاهر میشوند.
در مورد عدم وجود آب، فاصله از خورشید ۵ UA، J. Crovisier (5) بخش ۳، این حقیقت است که دمای حاصل به طور نظری امکان تبخیر آب را فراهم نمیکند. با این حال، قبلاً در این فواصل مشاهده شده است:
· شناساییهای قبلاً در دنبالهدارهای دیگر که در فواصل مشابه قرار داشتند و با نرخهای انتشار بسیار بالاتر (۱۰e29) انجام شده است، Bowell 1982 I، J Crovisier (5) بخش ۳ / (A 'Hearn و همکاران 1984)
و (20) نهاد جهان جدید بخش ۳.۱.۲ صفحه ۴۸
« از سوی دیگر، اندازهگیریهای مادون قرمز برای سیارات اصلی، جوپیتر، زحل و نپتون نشان میدهد که تلفات تابشی ۲ تا ۳ برابر بیشتر از تابش خورشیدی جذب شده است. جوپیتر: ۱٫۷ ± ۰٫۱. این انرژی به دلیل رهاسازی انرژی گرانشی یا گرما باقیمانده از زمان تشکیل سیارات است. »
· برای انجام یک تعادل انرژی کامل برای SL9، باید به انرژی خورشیدی دریافت شده در فاصله جوپیتر، انرژی ذاتی منتشر شده توسط جوپیتر که ۷۰٪ از قبلی است، و همچنین بخشی از انرژی خورشیدی منعکس شده توسط جوپیتر (البوس ۰٫۷۳، بنابراین سه چهارم انرژی دریافت شده توسط جوپیتر از خورشید دوباره منتشر میشود) اضافه کرد. اگر به فاصله مداری SL9 به جوپیتر، حتی در حداقل آن ۵۰,۰۰۰ کیلومتر نگاه کنیم. با در نظر گرفتن ثابت خورشیدی در فاصله ۵٫۴ UA، جوپیتر از خورشید ۴۵ وات بر متر مربع دریافت میکند، انرژی داخلی آن به اضافه ۳۲ وات بر متر مربع از تابش و ۳۱ وات بر متر مربع از بازتاب با البوس ۳۱ وات بر متر مربع، که نشان میدهد SL9 حدود ۵۰ وات کلی دریافت خواهد کرد، با فرض سطح مقطع ۱ کیلومتر مربع، قابل نادیده گرفتن نسبت به ثابت خورشیدی ۴۵ وات بر متر مربع.
بنابراین «نزدیکی» جوپیتر انرژی کل دریافتی توسط SL09 در مسیر دور آن را تغییر نمیدهد.
در نهایت، باید دوباره به فرضیه البوس استفاده شده در محاسبات شناسایی توجه کرد: ۰٫۰۴ که بسیار پایین است و به این معناست که ۹۶٪ انرژی خورشیدی دریافت شده توسط جسم SL9 جذب میشود، یعنی حدود ۴۳ وات بر متر مربع، که معادل دمای تعادل ۱۱۷ کلوین است. ما این مقدار را در نتیجه J Crovisier به عنوان ۱۲۰ کلوین دوباره مشاهده میکنیم. به نظر میرسد واقعی است که دمای جسم به اندازه کافی برای تبخیر قابل توجه آب نباشد. در واقع، احتمالاً البوس واقعی بالاتر باشد و در این صورت دما حتی پایینتر خواهد بود.
در پایان، میتوانیم بگوییم که عدم شناسایی هیچ گونه گاز (OH، CN، CO+، CO) در موی سر جسم SL9، با استفاده از قویترین تلسکوپهای زمینی و فضایی، در تمام طول موجها، به مدت طولانی، توسط تیمهای متعدد و باتجربه، که همگی از بهترین دستگاههای تشخیصی تا آن زمان ساخته شده بهره میبردند، به لحاظ تشخیص رادیکال OH به طور بنیادی غیرعادی نیست. اما برای گونههای CO، با توجه به دیگر اندازهگیریها در کمتهای معمولی، یا اینکه این کمه SL9 به دلیل نرخ بسیار پایین تبخیر CO، غیرمعمول است، یا احتمالاً هیچ تبخیر واقعی رخ نداده است.
نکته آخر، بسیار مهم: شناسایی (تصادفی!) یک انتشار Mg+ (دوقطبی در حدود 280 نانومتر) که توسط HST در قطعه G در تاریخ 14 ژوئیه 1994، چهار روز قبل از برخورد، مشاهده شد. تاکنون هیچ توضیح منطقی و مستند به واقعیت پیدا نشده است.
ج. کروویزیه* (5) بخش 3، صفحه 9 / ویور و همکاران، 1995؛ فلدمن و همکاران، 1995*
5/ نتیجهگیری تحلیل جسم SL9 قبل از برخورد
تحلیلهای انجام شده قبل از برخورد (بخش 2/3/4)، به این موارد منجر شد:
جسم SL9 به طور پیشفرض غیرمعمول است، هم از نظر مدار، جذب، عدم تشخیص قبل از مارس 1993، دماغه غیراستاندارد و عدم تبخیر کلی. این ویژگی غیرمعمول توسط اکثر نویسندگان ذکر شده تأیید یا مطرح شده است.****
((27) سیچاو وانگ و همکاران)) «هیچ تبخیری مشاهده نشد، تنها مقدار کمی آب از نقاط تاریک (پس از برخورد) شناسایی شد، و بازتابندگی پایین نقاط تاریک نشاندهنده این است که کمه شوماکر-لیوی 9 نوع جدیدی از اجسام است که از کمتهای و سیارات کوچک شناخته شده متفاوت است.»
بیایید این عناصر مختلف را نسبت به توضیحات احتمالی طبقهبندی کنیم:
مخفف: NC: ناسازگار، C: سازگار، I: نیاز به تحقیقات تکمیلی
منشأ SL9 کمه سیارک نوع داک SL9
کندریتهای کربنی
نوع C
عدم تشخیص
قبل از شکستگی NC/I1 NC/I1 C/I1
عدم تشخیص
پس از شکستگی NC/I1 NC/I1 C/I1
دماغه گرد و غباری NC C C
بدون انتشار
مدار C C C
عدم تبخیر NC/I2 C C
ظاهر قرمز/قرمزتر از خورشید C C C/I3
کاهش هاله قرمز C C C
بازتابندگی 0.04 NC C C
تشخیص Mg++ C ? ? C C
نیاز به تحقیقات/اطلاعات تکمیلی در حداقل سه مورد وجود دارد:
I1: دریافت تصاویر اطراف مشتری در ماههای ژوئیه و آگوست 1992
I2: دریافت اطلاعات بسیار جدید درباره آمار تبخیر CO در کمتهایی که در فاصله بیش از 5 واحد آفتابی هستند
I3: دریافت اطلاعات تکمیلی درباره تغییر جزئی رنگ قرمز به تدریج با فاصله در دماغه
در این مرحله از مطالعه، هیچ یک از سه احتمال قابل رد نیست، با این حال به نظر میرسد که فرضیه کمه بسیار کمتر محتمل است نسبت به فرضیه سیارک نوع کندریت کربنی نوع C ((20)) «کیهان جدید» بخش 3.3.2 صفحات 71-72، ((27) سیچاو وانگ و همکاران)) که معمولاً در نوار خارجی سیارات کوچک قرار دارد، بازتابندگی بسیار پایین حدود 0.04 و چگالی پایین، که توسط مشتری به دلیل اختلالات گرانشی جذب شده است.
فرضیه مربوط به سند SL9 نیز قابل رد نیست؛ تمام واقعیتهای ذکر شده با توضیح ارائه شده در سند سازگار هستند.
نادر بودن جذب، مدار و عدم تشخیص بسیار مشکلساز است، اما در این مرحله قطعی نیست.
6/ تحلیل جسم SL9 پس از برخورد
نکته مهم این است که با توجه به انرژی آزاد شده در هنگام برخورد، بسیار احتمال است که واکنشهای شدید بازترکیب و شیمیایی مختلفی رخ داده باشد و تمام یا بخشی از مولکولها و یونهای موجود در جسم SL9 به طور کامل یا جزئی بازترکیب شده باشند. (26) بورونو و همکاران
بنابراین، تحلیل طیفسنجی انجام شده امکان شناسایی اتمها را فراهم میکند، اما به هیچ وجه امکان شناسایی مولکولهایی که منشأ متفاوت و تاریخ شیمیایی بسیار پیچیده داشتهاند را فراهم نمیکند. از سوی دیگر، ترکیب جوی مشتری که در لایههای بالایی (لایههای برخورد) مطالعه شده است، کاملاً بدون عناصر فلزی بوده و از سوی دیگر حضور ابرهای با ترکیب متفاوت شامل NH3، NH4SH، H2O و غیره را نشان میدهد؛ بنابراین، تلاش برای استنتاج چیزی درباره وجود چنین مولکولها یا مشتقات آنها پس از برخورد بیمعناست.
نکته اولیه این است که قویترین برخوردهای مشاهده شده به قطعاتی مربوط نیستند که از نظر اولیه حجم بزرگتری داشتهاند. این موضوع توسط بسیاری از مشاهدهگران مطرح شده است.
6.1 / تحلیل طیفسنجی پس از برخورد SL9
ج. کروویزیه (5) بخش 4 / لیست خطوط شناسایی شده به وضوح در سند ج. کروویزیه آورده شده است و ما یک لیست خلاصهتر را در زیر ارائه میکنیم:
جدول 4-1
لیست دیگری در (24) م. رووس-سروت و همکاران، جدول 2 آورده شده است.
از یک سو، برخی از خطوط قابل شناسایی نبودهاند و از سوی دیگر، خطوط بسیار مهم Na، Ca، Fe و Li پس از برخورد توسط بسیاری از مشاهدهگران مشاهده شده است.
در مقاله ذکر شده است که این خطوط در طیف خام شناسایی شدهاند و حتی نیاز به پردازش نداشتهاند! همچنین تشخیص دوباره Mg، Mg+، Fe و Fe+ نیز گزارش شده است. خطوط کاملاً اشباع شدهاند، که نشان میدهد تخمین کل مقدار امکانپذیر نیست و تنها تخمین بسیار کمتری قابل ارائه است.
از سوی دیگر، حضور بسیار زیاد لیتیوم (خطوط اشباع شده) بسیار مبهم است.
در (24) م. رووس-سروت و همکاران «اتمهای فلزی یا ترکیبات فلزی معمولاً در جو مشتری وجود ندارند. بنابراین نتیجه میگیریم که فلزات مشاهده شده در برخورد L و Q1 از مواد مقاوم کمتهای آزاد شده بودند. قبل از رویداد SL9، چنین خطوط اتمی تنها در طیفهای مصالح کمتهایی که به صورت آتشسوزی در فضای زمین وارد شده بودند (بوروویچکا 1993، 1994) و در کمتهای نزدیک خورشید مشاهده شده بود. بهترین مورد مستند، کمه ایکیا-سکی 1965 VIII است که در تاریخ 21 اکتبر 1965 به فاصله تنها 0.0078 واحد آفتابی (یعنی درون کورونای خورشید) نزدیک شد. در آن زمان خطوط چندین اتم فلزی (Na، K، Ca، Ca+، V، Cr، Mn، Fe، Co، Ni، Cu) مشاهده شد و امکان تعیین غلظت نسبی وجود داشت (پرستون 1967؛ آرپینی 1979). در آن زمان خط رزونانس لیتیوم قابل تشخیص نبود.»
«خطوط رزونانس سدیم نیز در چند کمهای مشاهده شده است که خورشید را در فاصله کمتر از 1 واحد آفتابی عبور کردهاند. ترکیب عنصری گرد و غبار کمه هالی، شامل فلزات تا نیکل، نیز با طیفسنجی جرمی مستقیم در مأموریتهای فضایی وِگا و ژیوتتو بررسی شد (جسبرجر و همکاران 1988). غلظت عناصر از کربن تا نیکل به صورت نزدیک به خورشید یافت شد. دوباره لیتیوم مشاهده نشد.» ج. کروویزیه (5) بخش 4، صفحه 14 «خط اشباع نمیتواند فراتر از ... باشد. این شدت برای خطوط مشاهده شده توسط IUE و همچنین بیشتر خطوط مشاهده شده در ناحیه مرئی فراتر رفته است.»
همچنین به واکنش (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html اشاره شده است.
حالا بیایید ترکیبات مرجع کمتهای، سیارکها و سیستم شمسی را بررسی کنیم:
(5) ج. کروویزیه جدول 1، (24) م. رووس-سروت و همکاران جدول 4، (20) «کیهان جدید» بخش 7.2.7 جدول 7.5 صفحات 216-217
لیتیوم در کمتهای وجود ندارد، لیتیوم در میانسنگهای فضایی و سیستم شمسی وجود دارد، نسبت Li/Na برابر 0.001 است. (20) «کیهان جدید» تأکید میکند که غلظت لیتیوم در سیستم شمسی حدود 1000 برابر کمتر از میانسنگهای فضایی است، زیرا لیتیوم به تدریج در واکنشهای هستهای خورشیدی نابود میشود، اما نسبت 1000 بین لیتیوم و سدیم را در میانسنگهای فضایی، به ویژه کندریتهای کربنی نوع C1 تأیید میکند.
بنابراین، تشخیص لیتیوم در طیف پس از برخورد نشان میدهد که این جسم نمیتواند یک کمه باشد.
غلظت لیتیوم در SL9 در مقابل تفسیر سیارک نوع کندریت C1 مشکلساز است، زیرا به طور پیشفرض حدود 60 برابر بیشتر از حد معمول است! با این حال، با مراجعه به (24) م. رووس-سروت و همکاران جدول 3 متوجه میشویم که خطوط سدیم، کلسیم و پتاسیم اشباع شدهاند، که نشان میدهد تخمین آنها کمتر از مقدار واقعی است، در حالی که خط لیتیوم اشباع نشده است. در این حالت، تفسیر نوع C1 ممکن است و با نسبت معمول 1000 سازگار است، اگر بخواهیم مقدار سدیم، پتاسیم و کلسیم را به صورت بالاتر تخمین بزنیم، که با کمبرآوردی ناشی از اشباع سازگار است.
در مورد خطوط مولکولی، بسیار دشوار است که چیزی را حفظ کنیم، به ویژه با توجه به شدت برخورد و واکنشهای شیمیایی احتمالی که میتوانستند با مواد موجود در جو مشتری رخ دهند. به نظر ما بسیار دشوار است که نتیجهگیری درباره منشأ آب و سایر مولکولهای شناسایی شده که ممکن است از بازترکیب پس از برخورد مواد موجود در جو مشتری ناشی شده باشند، داشته باشیم.
تنها اندازهگیری قابل تمایزی که انجام نشده است (نسبت دوتریوم به هیدروژن) است.
(5) ج. کروویزیه بخش 4.4 شواهد از آئروسل / نیکلسون و همکاران، 1995
تشخیص آئروسل در محدوده 10 میکرون به محض برخورد قطعه R در مشاهدهگاه کوه بالومار انجام شد که مربوط به سیلیکاتهایی با جرم تقریبی 6×10¹² گرم، ذراتی با شعاع حدود یک میکرون و چگالی 3.3 گرم بر سانتیمتر مکعب بود.
تعداد بازدیدهای این صفحه از تاریخ 3 دسامبر 2003:
بازگشت به جدیدترینها بازگشت به راهنمای بازگشت به صفحه اصلی
