برخورد شوماخر لیوی SL9 با مشتری

خلاصه مطالعه انجام شده درباره پرونده SL9

۳ دسامبر ۲۰۰۳

بخش دوم

۷/ برخوردها - تصاویر

۷/ نتایج - مسائل باز

با بازبینی جدول نتایج جزئی تحلیل قبل از برخورد، مشخص می‌شود که:

توضیح: NC: ناسازگار، C: سازگار، I: پژوهش‌های تکمیلی لازم است

منشأ SL9 کومت یا آستروئید نوع دوک SL9

کندریت‌های کربنی

نوع C

عدم تشخیص

قبل از شکستگی NC/I1 NC/I1 C/I1

عدم تشخیص

بعد از شکستگی NC/I1 NC/I1 C/I1

دنباله گرد و غباری NC C C

بدون انتشار

مدار C C C

عدم گازدهی NC/I2 C C

ظاهر قرمز / قرمزتر از خورشید C C C/I3

کمرنگ شدن حلقه قرمز C C C

بازتاب‌پذیری ۰٫۰۴ NC C C

تشخیص Mg++ C ? ? C C

سلیکات‌ها C ? ? C NC

خطوط لیتیوم NC C C****

عدم وجود باریم C C NC ?

اطلاعات تکمیلی (خط لیتیوم، سلیکات‌ها، عدم وجود باریم) به تفسیر پیشبرد می‌بخشد. این هیچگونه کومت نیست (عدم وجود لیتیوم)

فرضیه این است که یک آستروئید نوع کندریت کربنی نوع C1، در نوار خارجی آستروئیدها که توسط مشتری به دام افتاده، تمام مشاهدات را توضیح می‌دهد: عدم گازدهی، بازتاب‌پذیری بسیار پایین ۰٫۰۴ که در مرز حداقل تشخیص قرار دارد (نقطه‌ای که همچنان مشکل‌دار است)، دنباله مصنوعی از بقایای شکستگی، وجود سلیکات‌ها، خط لیتیوم که با سایر مشاهدات سازگار است، اگر به تفاوت اشباع توجه شود.

در مورد پرونده SL9، حضور سلیکات‌ها و تشخیص فلزات متعدد مشکل‌دار است، همچنین عدم وجود کامل باریم نیز مشکل‌ساز است.

در مورد مقدار انرژی ناشی از برخورد، با در نظر گرفتن فرضیات زیر (Z Sekanina (16) § 6، جرم ۱۰¹⁷ گرم، قطر ۱۰ کیلومتر، چگالی ۰٫۲، سرعت ۱۰ کیلومتر بر ثانیه (و نه ۶۰ کیلومتر بر ثانیه، زیرا احتمالاً منطقی‌تر است که سرعت ورود معمولی مétéورها پس از کاهش سرعت در جو برای محاسبه انرژی در نقطه برخورد استفاده شود)، انرژی حدود ۵٫۱۰²¹ ژول به دست می‌آید که معادل E=mc²، جرم کلی حدود ۵۰ تن (یعنی نصف ماده ضد) برای مجموع تمام برخوردها است.

با فرض ورود با سرعت ۳۰ کیلومتر بر ثانیه، به طور کلی حدود ۵۰۰ تن خواهد بود، یعنی حدود ۲۵۰ تن ماده ضد برای مجموع تمام برخوردها لازم است.

برای برخورد بزرگترین، متناظر با تکه‌ای به قطر ۴ کیلومتر، با سرعت ورود همیشه ۳۰ کیلومتر بر ثانیه (که احتمالاً بسیار بیش از حد ارزیابی شده)، ۳۲ تن است، یعنی نصف ماده ضد لازم است.

بنابراین مقیاس جرم حمل‌شده با توانایی حمل و تعداد سفرها همخوانی دارد.

بنابراین به نظر می‌رسد که فرضیه احتمالی‌تر، آستروئید نوع کندریت کربنی C1 باشد، فرضیه کومت باید حذف شود، در حالی که فرضیه پرونده SL9 نمی‌تواند حضور سلیکات‌ها، فلزات متعدد و عدم وجود باریم را توضیح دهد، هرچند تمام محاسبات جرمی سازگار هستند.

تنها مسئله باقی‌مانده برای حل، عدم تشخیص قبل از ژوئیه ۱۹۹۳ است؛ تنها عکس‌هایی که از مشتری در ماه‌های ژوئیه/اوت ۱۹۹۲ گرفته شده، می‌توانند این سؤال را به طور نهایی حل کنند.

۸/ منابع

(۱) کنفرانس اروپایی SL-9/مشتری، ۱۳ تا ۱۵ فوریه ۱۹۹۵، دفتر ESO، گارینگ بای مونیخ، آلمان - گزارش شماره ۵۲، ویراسته شده توسط R. West و H. Böhnhardt - ISBN ۳-۹۲۳۵۲۴-۵۵-۲

(۲) « کومت شوماخر-لیوی ۹ »، مجله « Pour La Science »، شماره ویژه آوریل ۱۹۹۹، « زمین‌های آسمانی »

(۳) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm

(۴) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm

(۵) محدودیت‌های مشاهده‌ای درباره ترکیب و ماهیت کومت D/Shoemaker-Levy 9، جاکس کروویزیه، دیداری از پاریس، مودون

(۶) مجله « Pour La Science »، شماره ویژه آوریل ۱۹۹۹، زمین‌های آسمانی، صفحات ۱۲۰ تا ۱۲۶، جان لو و دیوید جویت، ۱۹۹۹، نوار کویپر

(۷) جستجوی کومت‌هایی که با مشتری برخورد می‌کنند: اولین کمپین، Icarus ۱۰۷، ۳۱۱-۳۲۱، تانکریدی جی، لیندگرن ام، ۱۹۹۴

(۸) اطلاعیه IAU شماره ۵۸۹۲، تانکریدی جی، لیندگرن ام، لایجرکویست سی.آی، ۱۹۹۳

(۹) مشاهدات قبل از برخورد P/Shoemaker-Levy 9 - دیوید جویت - مؤسسه ستاره‌شناسی، ۲۶۸۰ Woodlawn Drive، هونولولو، HI ۹۶۸۲۲

(۱۰) مطالعه مورفولوژی تصاویر CCD SL-9 به دست آمده در لا سیلا (۱ تا ۱۵ ژوئیه ۱۹۹۴)، RM West (ESO)، RN Hook (ESO)، O. Hainaut (مؤسسه ستاره‌شناسی، هونولولو، هاوایی، ایالات متحده)

(۱۱) تصویربرداری فوتومتری و رنگ کومت شوماخر-لیوی ۹، G.P. Chernova، N.N. Kiselev، K Jockers، مؤسسه ماکس پلانک برای آئرونومنی، صندوق پستی ۲۰، D-37189 کاتلنبرگ-لینداو، آلمان

(۱۲) مشاهدات NTT از شوماخر-لیوی ۹ - تصویربرداری و طیف‌سنجی، J.A Stüwe، R Schulz و M.F. A'Hearn، مؤسسه ماکس پلانک برای آئرونومنی، صندوق پستی ۲۰، D-37189 کاتلنبرگ-لینداو، آلمان، دپارتمان ستاره‌شناسی، دانشگاه مریلند، کالج پارک، Md ۲۰۷۴۲، ایالات متحده

(۱۳) مشاهدات قبل از برخورد شوماخر-لیوی ۹ در پیک دو میدی و دیداری بالای پروونس، F Colas، L Jorda، J Lecacheux، JE Arlot، P Laques، W Thuillot، دفتر طول‌ها، ۳ خیابان مازارین، F-75003 پاریس، فرانسه، دیداری پاریس-مودون، ARPEGES، F-92195 مودون سِدِکس، فرانسه، دیداری پیک دو میدی، بانگرِس دِ بیگور، فرانسه

(۱۴) هسته‌های کومت شوماخر-لیوی ۹ در تصاویر گرفته شده با تلسکوپ فضایی هابل، زدِنِک سِکانینا، آزمایشگاه پرتاب موشک، دانشگاه کالیفرنیا، پاسادِنا، کالیفرنیا ۹۱۱۰۹، ایالات متحده

(۱۵) مشاهدات P/Shoemaker-Levy ۹ در فیلترهای جونسون B، V و R از دیداری کالار آلتو در ۲ و ۳ ژوئن ۱۹۹۴، D.E. Trilling، H.U. Keller، H. Rauer، R. Schulz، N. Thomas، مؤسسه ماکس پلانک برای آئرونومنی، ۳۷۱۸۹ کاتلنبرگ لینداو، آلمان

(۱۶) شکسته شدن هسته کومت شوماخر-لیوی ۹، زدِنِک سِکانینا، آزمایشگاه پرتاب موشک، دانشگاه کالیفرنیا، پاسادِنا، کالیفرنیا ۹۱۱۰۹، ایالات متحده

(۱۷) تعامل مغناطیسی گرد و غبار در برخورد کومت شوماخر-لیوی ۹، W.-H. Ip، مؤسسه ماکس پلانک برای آئرونومنی، صندوق پستی ۲۰، D-37189 کاتلنبرگ-لینداو، آلمان، دپارتمان ستاره‌شناسی

(۱۸) برخی جنبه‌های زمانی و طیفی رویدادهای برخورد G و R به صورت مشاهده شده توسط طیف‌سنج مادون قرمز نزدیک گالیلئو، R.W. Carlson، P.R. Weissman، J Hui، M Segura، W.D. Smythe، K.H. Baines، T.V. Johnson (بخش علوم زمین و فضا، آزمایشگاه پرتاب موشک)، P. Drossart و T. Encrenaz (DESPA، دیداری پاریس)، F Leader و R Mehlman (موسسه ژئوفیزیک و فیزیک سیاره‌ای UCLA)

(۱۹) آتلس ستاره‌شناسی استاک (۱۹۷۶)

(۲۰) کیهان‌شناسی جدید، ویرایش پنجم - ۲۰۰۲ - معرفی به ستاره‌شناسی و فیزیک آسمانی، A. Unsöld / B. Bascek، انتشارات سپرینگر

(۲۱) دانشگاه کالج لندن، آزمایش AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html

(۲۲) ترکیب SL9 http://www.seds.org/~rme/sl9.html

(۲۳) ترکیب معمول یک کومت، کومت مرجع: کومت هیل-بوپ **

منبع: 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، مولکول‌های جدید در کومت C/1995 O1 (Hale-Bopp). بررسی ارتباط بین مواد کومتی و فضای بین‌ستاره‌ای. ستاره‌شناسی و فیزیک آسمان ۳۵۳، ۱۱۰۱

تماس: دومینیک بوکلی-موروان، جاکس کروویزیه، دیداری پاریس، ARPEGES

• http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/comet00.en.shtml*

(۲۴) مشاهدات پیک دو میدی از خطوط اتمی پس از برخوردهای L و Q1 کومت SL9 با مشتری / M. Roos-Serote، A Barucci، J. Crovisier، P. Drossart، M. Fulchignoni، J. Lecacheux و F. Roques، دیداری پاریس (بخش مودون)

(۲۵) تغییرات سریع طیفی جت‌های روی مشتری از هسته‌های ثانویه کومت D/شوماخر-لیوی ۹ / Churyumov K.I، Tarashchuk V.P. (دیداری ستاره‌شناسی دانشگاه کیف، اوکراین)، Prokof'eva V.V (دیداری آستروفیزیک کریمی، اوکراین)

(۲۶) شیمی دما بالا در گلوله آتشین برخوردهای SL9 / S Borunov، P. Drossart، Th Encrenaz / DESPA، دیداری پاریس-مودون

(۲۷) مشاهدات و مطالعات چینی درباره نظارت بر مشتری / Sichao Wang، Bochen Qian، Keliang Huang / دیداری کوه سبز، آکادمی علوم چین، دیداری شانگهای، دپارتمان فیزیک دانشگاه نانجینگ

(۲۸) ترکیب طیفی SL9 .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html

****| آزمایش AMPTE |
|---|

** **

پایش ذرات فعال مغناطیسی

۱/ ارتباطات و وجود

آزمایش AMPTE در پرونده SL9 به عنوان یک آزمایش پیش‌نیاز معرفی شده است که برای آزمون تغییر ظاهر جسم SL9 با رها کردن یون‌های لیتیوم و باریم، که توسط باد خورشیدی فلورسنت شده و این امر به وجود یک کومت مصنوعی منجر شده است.

این گزارش هدف دارد:

• بررسی اینکه آیا این آزمایش واقعاً انجام شده است
• توصیف دقیق این آزمایش با منابع معتبر
• شناسایی نقش دقیق یون‌ها
• بررسی فرضیات و محدودیت‌های لازم برای قابلیت انتقال به مورد SL9

آزمایش AMPTE واقعاً انجام شده است. این آزمایش نتیجه همکاری آلمان، انگلستان و ایالات متحده بوده است. این پروژه شامل سه ماهواره است:

CCE: کاوشگر ترکیب بار
IRM: ماژول رها کردن یون
UKS: ماهواره بریتانیا
NASA آلمان به وضوح GB Applied Physics Laboratory John Hopkings Laboratory Max Planck Institut for Extraterrestrial Research Mullard Space Center (UCL)

منبع: دفتر تاریخچه ناسا صفحات ۳۸۶-۳۸۸ و جدول ۴-۳۶، ۴-۳۷، ۴-۳۸

سه ماهواره در تاریخ ۱۶ آگوست ۱۹۸۴ به مدارهای بیضوی راه‌اندازی شدند:

نوع CCE IRM UKS
اوج ۴۹,۶۱۸ کیلومتر ۱۱۳,۸۱۸ کیلومتر ۱۱۳,۴۱۷ کیلومتر
باد ۱,۱۷۴ کیلومتر ۰,۴۰۲ کیلومتر ۱,۰۰۲ کیلومتر
شیب ۰٫۲٫۹° ۲۷٫۰° ۲۶٫۹°
دوره ۹۳۹٫۵ دقیقه ۲,۶۵۳٫۴ دقیقه ۲,۶۵۹٫۶ دقیقه
جرم ۲۴۲ کیلوگرم ۷۰۵ کیلوگرم ۰۷۷ کیلوگرم
پایان عمر ۱۴/۰۷/۱۹۸۹ نوامبر ۱۹۸۷، خرابی پس از ۵ ماه

ماژول IRM شامل (از جمله) ۱۶ جعبه رها کردن است که به صورت جفت‌ها نصب شده‌اند، ۸ عدد حاوی ترکیب Li-CuO و ۸ عدد دیگر حاوی Ba-CuO هستند که در فاصله بیش از یک کیلومتر از ماهواره به آتش کشیده می‌شوند و گازهای گرم لیتیوم و باریم را رها می‌کنند.

منبع: دفتر تاریخچه ناسا صفحات ۴۵۵ جدول ۴-۳۷ « مشخصات ماژول رها کردن یون »

ماژول‌ها دارای طیف وسیعی از دستگاه‌های اندازه‌گیری، طیف‌سنج‌ها، تحلیل‌کننده‌های یون، اندازه‌گیرهای میدان مغناطیسی، تحلیل‌کننده‌های انرژی ذرات و غیره هستند.

یکی از اهداف AMPTE (از جمله) است: « مطالعه تعامل بین پلاسما به صورت مصنوعی وابسته به باد خورشیدی »

همچنین به طور واضح ذکر شده است: « یکی از نتایج انتظاری، تشکیل کومت‌های مصنوعی بود که از هواپیماها و از سطح زمین مشاهده شدند »

منبع: دفتر تاریخچه ناسا صفحه ۳۸۶

چهار بار رها کردن لیتیوم/باریم انجام شد. به طور واضح ذکر شده است:

« علاوه بر مشاهدات ماهواره، ایستگاه‌های زمینی و هواپیماهای در نیمکره شمالی و جنوبی کومت و دنباله مصنوعی را مشاهده کردند »

همچنین به یادآوری مهمی است که این موضوع در مقالات دیگر نیز مطرح شده است:

« هیچ یون نشانه‌ای در داده‌های CCE مشاهده نشد، نتیجه‌ای غیرمنتظره، زیرا طبق نظریه‌های پذیرفته شده، جریان قابل توجهی از نشانه‌ها باید در CCE مشاهده می‌شد »

همچنین: « ماهواره‌ها همچنین دو کومت مصنوعی باریم ساختند. در هر دو مورد، طیفی از نقاط مشاهده زمینی تصاویر خوبی از این کومت‌ها به دست آمد. »

منبع: دفتر تاریخچه ناسا صفحه ۳۸۷

رها کردن‌ها می‌توانند به طور دقیق تاریخ‌بندی شوند:

http://sd-www.jhuapl.edu/AMPTE/ampte_mission.html

۲ ابر لیتیوم در ۱۱ و ۲۰ سپتامبر ۱۹۸۴

۲ کومت مصنوعی باریم در ۲۷ دسامبر ۱۹۸۴ و ۱۸ ژوئیه ۱۹۸۵

رها کردن باریم و لیتیوم در تاریخ‌های ۲۱ مارس، ۱۱ آوریل، ۲۳ آوریل و ۱۳ می ۱۹۸۵

یک نقشه از رها کردن‌ها ارائه شده است:

http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/CR-1863.html

که نشان می‌دهد ابرهای لیتیوم بسیار گسترده به نظر می‌رسند، در حالی که کومت‌های باریم بسیار متراکم‌تر هستند.

تمام آزمایش‌ها در سایت‌های زیر به طور دقیق‌تر توصیف شده‌اند:

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog

آزمایش ترکیب پلاسما گرم (HPCE) شناسه NSSDC: ۱۹۸۴-۰۸۸A-۱

و غیره...

توصیف کامل در مجله IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985، شماره ویژه ارائه شده است.

نکته متأسفانه این است که داده‌های طیف انرژی جرمی CDAW9 با مدت ۶٫۴ دقیقه در نوار مغناطیسی مربوط به HPCE ماهواره CCE، شناسه NSSDC SPMS - ۰۰۱۷۰، ۸۴-۰۸۸A-۰۱C، طبقه‌بندی شده است! این داده‌ها تحت نظارت آزمایشگاه فیزیک کاربردی قرار دارد، تماس با جناب استوارت آر. نیلند stuart_nylund@jhuapl.edu

توصیف جالبی در مقاله زیر ارائه شده است: آزمایش رها کردن یون، شناسه NSSDC: ۱۹۸۴-۰۸۸B-۱

نام مأموریت: AMPTE/IRM

در آن ذکر شده است که یک جفت ظرف لیتیوم/باریم، مجموعاً ۲E25 / ۷E24 اتم لیتیوم/باریم تولید می‌کند.

به ویژه مقاله: IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985، شماره ویژه صفحه ۲۵۳، G. Haerendel

پژوهشگر اصلی: دکتر آرنلدو والنزولا، مؤسسه ماکس پلانک

همچنین دکتر گرارد هارندل، پژوهشگر مؤسسه ماکس پلانک، hae@mpe.mpg.de

بنابراین مشخص است که آزمایش AMPTE واقعاً انجام شده است. این آزمایش به رها کردن یون‌های باریم و لیتیوم برای مطالعه مغناطیس‌کره زمین و ایجاد کومت‌های (و/یا ابرهای؟) مصنوعی پرداخته است.

۲/ نقش یون‌های لیتیوم و باریم

مقالات از طریق www.ntis.gov استخراج شده‌اند، سپس با استفاده از موتور جستجو

نکته مهم این است که سایت: http://library.lanl.gov/catalog تمام مقالات آنلاین را حذف کرده است، از جمله:

« مشاهدات و نظریه رها کردن‌های مغناطیسی AMPTE » LA-10904-MS

گزارش فنی لوس آلاموس

حتی با عبور از: http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech

یا http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/

« شبیه‌سازی رها کردن‌های AMPTE: یک آزمایش فعال جهانی کنترل شده.

شورای تحقیقات علمی و مهندسی، چیلتون (انگلستان). آزمایشگاه راترفرد آپلتن؛

دانشگاه کالیفرنیا، لس آنجلس. دپارتمان فیزیک. »

نوع محصول: گزارش فنی

شماره سفارش NTIS: PB91-224782

تعداد صفحات: ۳۱ صفحه

تاریخ: ژانویه ۱۹۹۱

نویسنده: R. Bingham، F. Kazeminejad، R. Bollens، J. M. Dawson

رها کردن ماهواره AMPTE در سال ۱۹۸۴ شامل دو گونه شیمیایی بود: لیتیوم که توسط فتوایونیزاسیون در حدود ۱ ساعت ایونیزه می‌شود و باریم که در حدود ۳۰ ثانیه ایونیزه می‌شود. هر دو نوع مواد برای مطالعه فرآیندهای فیزیکی متفاوت استفاده شدند، رها کردن لیتیوم برای بررسی مسیر ذرات باد خورشیدی در مغناطیس‌کره زمین و رها کردن باریم برای بررسی تعامل گاز خنثی با پلاسما جریان دار. رها کردن باریم برای اولین بار کومت‌های مصنوعی مصنوعی ایجاد کرد، در حالی که رها کردن لیتیوم بزرگترین اشیاء مصنوعی تا آن زمان را ایجاد کرد. رها کردن‌های AMPTE با استفاده از کدهای هیبرید دو و سه بعدی با یون‌های کینتیک و الکترون‌های بدون جرم شبیه‌سازی شدند. این کدها به گونه‌ای تعمیم داده شده‌اند که شامل تولید پلاسما از گازی با ایونیزاسیون تدریجی در پلاسما جریان دار باشد. در شبیه‌سازی کومت مصنوعی AMPTE، نویسندگان توانسته‌اند تولید یک حفره دیامغناطیسی را نشان دهند که سرعت و جهت ذرات پروتون باد خورشیدی را کاهش می‌دهد، شتاب ذرات کومت و انحراف جانبی سر کومت و امواج چگالی روی یک طرف سر کومت که به صورت ناپایداری رایلی-تیلر توضیح داده می‌شود.

شماره گزارش: RAL-91-006

شماره قرارداد: N/A

شماره پروژه: N/A

شماره وظیفه: N/A

اطلاعیه NTIS: ۹۱۲۱

دو نکته به ویژه قابل توجه است: یون‌های باریم اولین کومت‌های مصنوعی را ایجاد کردند و یون‌های لیتیوم بزرگترین اشیاء مصنوعی تا آن زمان را ساختند.

همچنین در گزارش دوم، یون‌های باریم به منشأ تشکیل یک حفره دیامغناطیسی ناپایدار در باد خورشیدی مرتبط است.

این ناپایداری همچنین در « مهندسی مغناطیسی هال در پلاسمای فضایی و آزمایشگاهی » توسط J.D Huba

شعبه فیزیک پرتو، بخش فیزیک پلاسما، آزمایشگاه تحقیقات ناوشکاهی، واشنگتن دی.سی. ۲۰۳۷۵

Phys. Plasmas 2 (6) ژوئیه ۱۹۹۵ صفحات ۲۵۰۴-۲۵۱۳،

اشاره به آزمایش AMPTE (و همچنین موفق‌ترین آزمایش CRRES G-10 در ۲۰ ژانویه ۱۹۹۱) شده است:

« در مأموریت ناسا AMPTE، رها کردن باریم در دمای R = ۱۱ Re در دماغه مغناطیسی زمین انجام شد. در این آزمایش‌ها، اتم‌های باریم خنثی به صورت شعاعی با سرعت ۱ کیلومتر بر ثانیه گسترش یافتند و در مقیاس زمانی ۲۸ ثانیه فتوایونیزه شدند. گسترش پلاسما حاصل، پلاسما با بیتای کینتیک بالا (betak= 4piMoVo²/B²>>1، جایی که Mo جرم یون‌های باریم است) و زیرالفونیک (Vo<<Va=180km/sec) بود. پدیده‌های بعدی اتفاق افتاد: (۱) پلاسما باریم یک پوسته متراکم تشکیل داد؛ (۲) جریان‌های دیامغناطیسی روی سطح پوسته ایجاد شد که یک حفره مغناطیسی تولید کرد؛ (۳) گسترش متوقف شد وقتی انرژی جنبشی اولیه با انرژی میدان مغناطیسی « جمع‌آوری شده » مقایسه پذیر شد؛ (۴) حفره مغناطیسی در نهایت فرو رفت و سیستم به شرایط قبل از رها کردن بازگشت. »

یک ویژگی غیرمنتظره آزمایش، شروع ناپایداری در مرحله گسترش بود، نوسانات بزرگ اندازه‌ای در چگالی به صورت موازی با خطوط میدان مغناطیسی روی پوسته تشکیل شد. ... رها کردن‌های باریم بالا انجام شدند در مأموریت ناسا CRRES (ماهواره ترکیب رها کردن و اثرات پرتو)، و پدیده‌های مشابه مشاهده شد. در رها کردن CRRES G-10، تحلیل داده‌های مغناطیسی محلی نوسانات بزرگ اندازه‌ای در میدان مغناطیسی را آشکار کرد. در نهایت، MHD هال برای توضیح حرکت عرضی غیرمنتظره رها کردن باریم AMPTE در باد خورشیدی استفاده شد.

به نظر می‌رسد که پدیده‌های ناهمگونی در تعامل یون‌ها و عدم تشخیص یون‌ها (Li و Ba) پس از رها کردن در چند مقاله برجسته شده است:

http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/Ch3.html

http://www-scc.igpp.ucla./edu/scc/textbook/mmm.html

در « اندازه‌گیری‌های چندنقطه‌ای مغناطیس‌کره » پیشرفت در فضای تحقیقات ۸(۹)، انتشارات پرگامون، اکسفورد، ۱۹۸۸

« مطالعه تعامل با ابر بسیار موفق بود، اما هیچ یونی در مغناطیس‌کره داخلی به دلیل این رها کردن‌ها مشاهده نشد. »

و در نهایت

http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Educatcc/Sconct15.html

« ابرهای یون باریم » که روش و ظاهر را توضیح می‌دهد، با تصویر زیبایی « به زودی یک ابر آبی‌رنگ جدا از ابر سبز، معمولاً در جهت خطوط میدان مغناطیسی کشیده یا خطی شده، که یون‌ها را هدایت می‌کند » بدون فراموش کردن ابرهای لیتیوم

http://spacelink.nasa.gov/NASA.Projects...tmosphere/CRRES/Status.reports/91-01-18

یک بطری لیتیوم به صورت برنامه‌ریزی شده از ماهواره رها شد، که منجر به تشکیل یک ابر نورانی قرمز در ساعت ۱۱:۲۰ شب CST (۱۷ ژانویه) شد.

هر دو نوع یون استفاده شده‌اند، باریم و لیتیوم. باریم به رنگ سبز با ردپای کوچک آبی ظاهر می‌شود. لیتیوم به رنگ قرمز ظاهر می‌شود.

به نظر می‌رسد؟؟ که باریم ناپایدار است؟ به نظر می‌رسد که لیتیوم ردپای پایدارتری در فضاهای گسترده‌تر ایجاد می‌کند؟

با این حال، هنوز باید باریم را حل کرد، که تشخیص یا مشاهده نشده است.

خطوط باید به صورت زیر باشند:

باریم خنثی: ۵۵۳٫۵ نانومتر

باریم ایونیزه: ۴۵۵٫۴ نانومتر / ۴۹۳٫۴ نانومتر، قوی‌ترین در ۴۵۵٫۴ نانومتر

**http://ftp.aer.com/users/pad/moddpac/v062001.ps ******

نکته مهم این است که این طیف از پیک دو میدی خارج شده و در مرز لایا پالما قرار دارد

**( پیک دو میدی (۵۵۰۰-۷۰۰۰ آنگستروم) و لایا پالما (INT؛ ۴۰۰۰-۶۰۰۰ آنگستروم) **

سایر دیداری‌ها در این محدوده طیفی مشاهده نکرده‌اند.**** ---

پیوست ۲

تخمین بزرگی SL9

قبل از شکستگی آن

در تاریخ ۷ ژوئیه ۱۹۹۲****

با در نظر گرفتن فرضیات زیر: P = ۴۵ وات/متر² (یعنی ثابت خورشیدی روی مشتری)

قطر جسم: ۱۰ کیلومتر، بازتاب‌پذیری: ۰٫۰۴

نتیجه می‌شود:

توان تابشی بازتابی: ۱٫۸ × ۱۰⁸ وات

توان دریافتی روی زمین: ۴ × ۱۰¹⁷ وات/متر² (من جوهره مشتری-زمین را به ۴ واحد آسمانی گرد کردم)

در مرجع، ستاره استاندارد وِگا (الفا لیرای) با بزرگی حدود صفر گرفته شد که توزیع طیفی آن در شکل ۶٫۷ صفحه ۱۷۶ از « کیهان جدید » داده شده است.

چگالی طیفی متوسط: ۵ × ۱۰⁻¹¹ وات/متر²/نانومتر

من یک چگالی طیفی متوسط را بر روی طیف ۴۰۰ تا ۸۰۰ نانومتر تقریب زدم و انتگرال‌گیری کردم تا توان متوسط در ناحیه مرئی به عنوان مرجع بزرگی صفر به دست آید.

سپس با استفاده از فرمول معروف پوگسون (M2-M1=-2.5 logM2/M1)، بزرگی ظاهری جسم SL9 به ۲۱٫۷ به دست آمد.

این محاسبات تقریباً با محاسبات لیندگرن همخوانی دارد، در واقع ستاره آبی است، اما حساسیت تخته یا CCD آن در آن زمان احتمالاً بیشتر به سمت قرمز بود، مقادیر فاصله کمی گرد شده‌اند، با این حال مرتبه بزرگی آن صحیح است.

اگر بازتاب‌پذیری را تغییر دهیم: بسیار پایین، از ۰٫۰۴ به ۰٫۰۸، ۰٫۷۵ بزرگی به دست می‌آوریم (معادل تغییر قطر با ضریب ریشه دو).

بنابراین بزرگی جسم (اگر نوری منتشر نمی‌کرد) قبل از شکستگی در عبور از مرز روچ، در محدوده بزرگی ۲۱ تا ۲۲ خواهد بود.

این به این معناست که به طور قطع در حد تشخیص بود، برای نتیجه‌گیری نیاز به مشخصات دقیق تلسکوپ شمید ۱ متری ESO و تخته یا CCDها در سطح فوکوس داریم، اما به طور کلی می‌توان گفت که در مرز تشخیص قرار داشت.

(نکته مهم: نویز آسمان حدود بزرگی ۲۲ برای هر ثانیه قوس به توان دو است)

بنابراین امکان عدم تشخیص وجود دارد، که به طور اصلی به تجهیزات تشخیص و زمان‌های نگهداری انجام شده در این جستجو بستگی دارد. ****

صفحه قبلی

** تعداد بازدید از این صفحه از تاریخ ۳ دسامبر ۲۰۰۳: **

بازگشت به آخرین اخبار بازگشت به راهنما بازگشت به صفحه اصلی