シューマッカー・レヴィ9号が木星に衝突

SL9に関する調査の概要

2003年12月3日

第二部

7. 衝突 - 写真

7. 結論 ― 未解決の点

衝突前の分析における部分的な結論表を再検討すると、

凡例：NC：非適合、C：適合、I：追加調査が必要

追加情報（リチウム線、珪酸塩、バリウムの欠如）により、解釈が進む。これはコメットではない（リチウムの欠如より）

炭素質クレーター型C1の小惑星が木星の外側小惑星帯から捕獲されたという仮説は、すべての観測結果を説明できる：ガス放出なし、極めて低いアルベド0.04により検出されなかった点（依然として問題となる）、破壊による破片からなる擬似尾、珪酸塩の存在、リチウム線は異なる飽和度を考慮すれば他の観測と整合的である。

SL9文書に関しては、珪酸塩の存在と多数の金属の検出、およびバリウムの完全な欠如が問題となる。

衝突によるエネルギー量について、以下の仮定を採用する（Z Sekanina (16) §6、質量10¹⁷g、直径10km、密度0.2、速度10km/sec（大気減速後の通常の流星速度を採用し、衝突点でのエネルギー計算に適切であるため、60km/secではなく））。これにより、エネルギーは約5×10²¹Jとなり、E=mc²の等価質量として、すべての衝突合計で約50トン（反物質の半分に相当）となる。

速度を30km/secと仮定すると、全体で約500トンとなり、すべての衝突合計で約250トンの反物質を生成する必要がある。

最も大きな衝突（直径4kmの破片）について、入射速度を30km/secと仮定しても（非常に過大評価されている可能性が高い）、32トン、すなわち反物質の半分が必要となる。

したがって、搭載すべき質量のオーダーは、搭載能力および航行回数と矛盾しない。

したがって、最も妥当な仮説は、炭素質クレーター型C1の小惑星であり、コメット仮説は除外され、SL9文書仮説は珪酸塩や多数の金属の存在、バリウムの欠如を説明できないが、すべての質量計算は整合的である。

残された唯一の未解決点は、1993年3月以前に検出されなかったことである。1992年7月～8月に木星を撮影した画像があれば、この問題を最終的に解決できるだろう。
****

8. 参考文献

(1) * European SL-9/Jupiter Workshop February 13-15 1995 ESO Headquarters, Garching bei München , Germany – Proceedings N° 52 Edited by R. West and H. Böhnhardt – ISBN 3-923524-55-2*

(2) 「ショーマーカー・レヴィ9号のコメット」『Pour La Science』特別号1999年4月「天体の大地」

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

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

(5) コメットD/Shoemaker-Levy 9の組成と性質に関する観測的制約 Jacques Crovisier パリ天文台 メドン

(6) 『Pour La Science』特別号1999年4月「天体の大地」pp 120-126 Jean Luu および David Jewitt 1999 クイパー帯

(7) 木星に接近するコメットの探索：最初のキャンペーン Icarus 107, 311-321 Tancredi G. Lindgren M 1994

(8) IAU Circ N° 5892 Tancredi G. Lindegren M, Lagerkvist CI (1993)

(9) Shoemaker-Levy 9の衝突前観測 ― David Jewitt ― 天文学研究所、2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822

(10) La Sillaで取得したSL-9 CCD画像の形態学的調査 RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (天文学研究所、ホノルル、ハワイ、アメリカ)

(11) コメットショーマーカー・レヴィ9の撮像光度および色 G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers , Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany

(12) Shoemaker-Levy 9のNTT観測 ― 撮像および分光法 J.A Stüwe, R Schulz and M.F. A'Hearn , Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany, マリーランド大学天文学部、コリッジ・パーク、Md 20742 USA

(13) Pic du Midiおよびハイ・プロヴァンス天文台でのShoemaker-Levy 9の衝突前観測 F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, ボーリュ・デ・ロンジューズ、3 rue Mazarine, F-75003 パリ FRANCE, パリ天文台・メドン、ARPEGES、F-92195 メドン セデックス FRANCE, Pic du Midi天文台、バニエール・ド・ビゴル、FRANCE

(14) ハッブル宇宙望遠鏡で撮影されたショーマーカー・レヴィ9号の核、Zdenek Sekanina、噴射推進研究所、カリフォルニア工科大学、パサデナ、カリフォルニア 91109、アメリカ

(15) 1994年6月2日～3日、カルアルト天文台でのJohnson B, V, RフィルターによるP/Shoemaker-Levy 9の観測 D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Max Planck-Institut für Aeronomie, 37189 Katlenburg Lindau Germany

(16) コメットショーマーカー・レヴィ9号の核の分裂、Zdenek Sekanina、噴射推進研究所、カリフォルニア工科大学、パサデナ、カリフォルニア 91109、アメリカ

(17) コメットショーマーカー・レヴィ9号衝突における塵と磁気圏の相互作用 W.-H .Ip Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany, 天文学部

(18) ガリレオ近赤外マッピング分光計によるGおよびR衝突イベントのタイミングとスペクトル的側面、R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines,T.V. Johnson (噴射推進研究所地球・宇宙科学部), P. Drossart and T. Encrenaz (DESPA、パリ天文台), F Leader and R Mehlman (UCLA地球物理学および惑星物理研究所)

(19) 星座図鑑 Stock (1976)

(20) The New Cosmos 5th Edition - 2002 ― 天文学と天体物理学入門 A. Unsöld / B. Bascek Springer

(21) ロンドン大学学院 Exp. AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html

(22) SL9の組成 http://www.seds.org/~rme/sl9.html

(23) コメットの典型的な組成 参照コメット：ハレー・ボープ **

参考文献：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, 新たな分子がコメットC/1995 O1 (ハレー・ボープ)に発見された。コメット物質と宇宙間物質の関係を調査する。天文学と天体物理学 353, 1101

連絡先：Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, パリ天文台、ARPEGES

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

(24) ピック・デュ・ミディでのコメットSL-9のLおよびQ1衝突後の原子線観測 / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux and F. Roques パリ天文台（メドン支部）

(25) シューマーカー・レヴィ9号の二次核からの噴煙の高速スペクトル変動 / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. （キエフ大学天文台、ウクライナ）、Prokof'eva V.V（クリミア天文台、ウクライナ）

(26) SL9衝突時の火球における高温化学 / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA、パリ天文台・メドン

(27) 中国の木星観測に関する観測と研究 / Sichao Wang, Bochen Qian , Keliang Huang / 紫金山天文台、中国科学院、上海天文台、南京大学物理学部

(28) SL9スペクトル組成 .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html

****| AMPTE実験 |
|---|

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活性磁気圏粒子トレーサー探査機

1. リンクと存在の確認

SL9文書では、AMPTE実験が、リチウムおよびバリウムイオンを放出し、太陽風によって蛍光化されたことでコメットに見せかけるマスキングをテストするための前段階実験として言及されている。

このメモの目的は、

• この実験が実際に行われたか確認すること

• 実験の詳細と参考文献を記述すること

• イオンの正確な役割を特定すること

• SL9に適用可能な仮定および制約を検討すること

AMPTE実験は実際に実施された。 これはドイツ、イギリス、アメリカの共同開発プロジェクトであった。3つの衛星から構成される。

CCE：Charge Composition Explorer IRM：Ion Release Module UKS：United Kingdom Satellite NASA ドイツ 明らかに GB Applied Physics Laboratory John Hopkings Laboratory Max Planck Institut for Extraterrestrial Research Mullard Space Center (UCL)

出典：NASA歴史ハンドブック pp 386-388 及び Table 4-36, 4-37, 4-38

3機は1984年8月16日に楕円軌道に打ち上げられた：

型 CCE IRM UKS アポジーリ 49,618 km 113,818 km 113,417 km パリジーリ 1,174 km 402 km 1,002 km 傾斜角 2.9° 27.0° 26.9° 周期 939.5分 2653.4分 2659.6分 質量 242 kg 705 kg 77 kg 廃棄日 1989年7月14日 1987年11月、5か月後に故障

IRMモジュールには（他にも）16個の噴射容器がペアで組み込まれており、8個はLi-CuO混合物、残り8個はBa-CuOを含んでいる。衛星から1km以上離れた場所で点火され、高温のリチウムおよびバリウムガスが放出される。

出典：NASA歴史ハンドブック pp 455 Table 4-37 「Ion Release Module Characteristics」

モジュールには多様な測定装置（分光計、イオン分析器、磁場測定器、粒子エネルギー分析器など）が搭載されている。

AMPTEの目的の一つは、「人工的に注入されたプラズマと太陽風の相互作用を研究する」ことである。

また明確に記載されている：「期待される結果の一つとして、人工コメットの形成があり、航空機および地上から観測された。」

出典：NASA歴史ハンドブック p 386

リチウム／バリウムの放出は4回行われた。明確に記載されている：

「宇宙船の観測に加えて、北半球および南半球の地上局および航空機が人工コメットおよび尾の放出を観測した。」

また、他の記事でも繰り返される点として：

「CCEデータにはトレーサーイオンは検出されなかった ， 予期しない結果 である。なぜなら、一般的な理論によれば、CCEで顕著なトレーサーイオンフラックスが観測されるべきだったからである。」

さらに：「宇宙船は2つのバリウム人工コメットを形成した。両方のケースで、さまざまな地上観測地点がこれらのコメットの良好な画像を得た。」

出典：NASA歴史ハンドブック p 387

放出日は正確に記録されている：

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

1984年9月11日および20日：リチウム雲2つ

1984年12月27日および1985年7月18日：バリウム人工コメット2つ

1985年3月21日、4月11日、4月23日、5月13日：バリウム放出2回、リチウム放出2回

放出位置の地図は以下の通り：

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

リチウム雲は非常に広範囲に広がっているのに対し、バリウムコメットははるかに集中していることがわかる。

すべての実験詳細は以下のサイトで確認可能：

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

Hot Plasma Composition Experiment (HPCE) NSSDC ID : 1984-088A-1

などなど。MEPA / CHEM/MAG/

詳細な説明は* IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 特集号* に掲載されている。

残念なことに、CCE NSSDC ID SPMS – 00170, 84-088A-01CのHPCEに関する6.4分間のCDAW9 Mass Energy Spectra Data on Magnetic Tapeは機密扱いとなっている。これはApplied Physics Laboratoryに依存しており、Stuarrt R. Nylund氏（stuart_nylund@jhuapl.edu）に連絡可能。

興味深い記述は：Ion Release Experiment NSSDC ID : 1984-088B-1

ミッション名：AMPTE/IRM

ここで、リチウム／バリウムの容器ペアが合計2×10²⁵／7×10²⁴個のリチウム／バリウム原子を放出したと記されている。

特に注目すべきは、IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 特集号 p.253 G. Haerendel

主研究者：Dr Arnoldo Valenzuela Max Planck Institute

および Dr Gerhard Haerendel、Max Planck Instituteの研究者、hae@mpe.mpg.de

したがって、AMPTE実験は実際に実施されたことが確立されている。地球磁気圏の研究および人工コメット（および／または雲？）の生成を目的として、バリウムおよびリチウムイオンが放出された。

2. リチウムおよびバリウムイオンの役割****

論文はwww.ntis.govから入手可能。その後、検索エンジンを使用する。

以下のサイト：http://library.lanl.gov/catalog は、特に以下の論文をすべてオンラインから削除している：

「AMPTE磁気尾バリウム放出の観測と理論」LA-10904-MS

ロスアラモス技術報告書

http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech を通じても、または http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/ でも同様。

「AMPTE放出のシミュレーション：制御されたグローバルアクティブ実験。

科学および工学研究評議会、チルトン（イギリス）。ラザフォード・アプレトン研究所；

カリフォルニア大学ロサンゼルス校。物理学部。」

製品タイプ：技術報告書

NTIS注文番号：PB91-224782

ページ数：31ページ

日付：1991年1月

著者：R. Bingham, F. Kazeminejad, R. Bollens, J. M. Dawson

1984年のAMPTE宇宙船放出では、2種類の化学物質が使用された：リチウムは約1時間で光電離し、バリウムは約30秒で光電離する。両方の化学物質は異なる物理過程を研究するために用いられた。リチウム放出は太陽風粒子が地球磁気圏に入る経路を調査するために用いられ、バリウム放出は中性ガスと流れているプラズマの相互作用を調査するために用いられた。バリウム放出により、人類史上初めて人工コメットが生成された。一方、リチウム放出は、人類史上最大の人工物体を生成した。AMPTE放出は2次元および3次元ハイブリッドコード（運動論的イオン、質量ゼロ流体電子）を用いてシミュレートされた。コードは、流れているプラズマ中で徐々に電離するガスによるプラズマ生成を含むように一般化された。AMPTE人工コメットのシミュレーションにおいて、著者たちは直径磁気腔の生成、太陽風プロトンの減速および偏向、コメット粒子の加速、コメット頭部の横方向偏向、およびコメット頭部片側に現れる密度リップル（レイリー・テイラー不安定性による説明）を示すことができた。

報告番号：RAL-91-006

契約番号：N/A

プロジェクト番号：N/A

タスク番号：N/A

NTIS公告号：9121

特に注目すべき点は2つある：バリウムイオンは最初の人工コメットを生成し、リチウムイオンは人類史上最大の物体を生成した。

また、2番目の報告書では、バリウムイオンが磁気圏内に不安定な直径磁気腔を形成する原因となったとされている。

この不安定性は「宇宙および実験室プラズマにおけるホール磁流体力学」（J.D Huba）でも言及されている。

Beam Physics Branch, Plasma Physics Division, Naval Research Laboratory, Washington DC 20375

Phys. Plasmas 2 (6) 1995年6月 pp 2504-2513、

ここではAMPTE実験（および1991年1月20日の後継実験CRRES G-10）が言及されている：

「NASA AMPTEミッション中、地球磁気尾で高度R=11 Reの位置にバリウム放出が行われた。この実験では、中性バリウム原子は1km/secの速度で径方向に拡張し、28秒のスケールで光電離する。その後のプラズマ拡張は高運動論的βプラズマ（betak= 4πMoVo²/B²>>1、Moはバリウムイオン質量）であり、アレフニクス（Vo<<Va=180km/sec）である。以下のダイナミクスが発生した：(1) バリウムプラズマが高密度シェルを形成；(2) シェル表面に直径磁気電流が発生し、磁気腔を生成；(3) 初期運動エネルギーが「巻き込まれた」磁場エネルギーと同程度になった時点で拡張が停止；(4) 磁気腔は最終的に崩壊し、システムは放出前の状態に戻った。」

実験の予期しない特徴として、放出の拡張段階で不安定性が発生したことが挙げられる。大規模な磁場方向密度擾乱がシェル上に形成された。... NASA CRRES（Combined Released and Radiations Effects Satellite）ミッション中にさらに高高度のバリウム放出が行われ、類似の現象が観測された。CRRES G-10放出では、局所磁気計データの解析により大規模な磁場振動が確認された。最後に、ホールMHDはAMPTEバリウム放出が太陽風中で予期しない横方向運動を示す理由を説明するために用いられた。

したがって、イオンとプラズマ間の相互作用には理解されていない現象が存在し、放出後のリチウムおよびバリウムイオンの検出されなかった点が複数の論文で強調されている：

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

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

「複数点磁気圏測定」Advance in space Research 8(9) . Pergamon Press Oxford 1988

「雲との相互作用の研究は見事に成功したが、これらの放出によって内磁気圏ではイオンは検出されなかった。」

そして最後に

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

「バリウムイオンの雲」では、方法と外観が説明されており、美しい写真（「やや青みを帯びたイオン雲が緑の雲から分離し、通常は磁場線方向に延びたり縞模様になったりしている。これはイオンを導く磁場線によるもの。」）が掲載されている。リチウムの雲も併記されている。

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

リチウムカノンが予定通り衛星から放出され、1月17日午後11時20分（CST）に発光する赤みを帯びた雲が形成された。

2種類のイオンが使用された：バリウムとリチウム。
バリウムは緑色でわずかな青みを帯びる。
リチウムは赤色に見える。

バリウムは不安定であるように思われる？
リチウムはより広範囲にわたってより安定した痕跡を形成するように思われる？

しかし、検出されなかったバリウムの原因を解明する必要がある。

線スペクトルは以下の通り：

中性バリウム：553.5 nm
イオン化バリウム：455.4 nm / 493.4 nm、最も強いのは455.4 nm

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

ピック・デュ・ミディのスペクトルから抽出された点に注目すべきである。これはラ・パルマでは限界に近い。

**( ピック・デュ・ミディ (5500-7000 Å) および ラ・パルマ (INT; 4000-6000 Å) **

他の観測所はこのスペクトル領域を観測していなかった。**** ---

付録2

SL9の視等級推定

崩壊前

1992年7月7日****

以下の仮定を採用する：P = 45W/m²（木星における太陽定数）

物体の直径：10km、アルベド：0.04

これより：

戻り放射パワー：1.8 × 10⁸ ワット

地球での受光パワー：4 × 10¹⁷ ワット/m²（木星-地球距離を4AUと丸めた）

標準星ベガ（アルファ・ライラ）（視等級約0）のスペクトル分布を基準とする（『New Cosmos』p.176 図6.7）

平均スペクトル密度：5 × 10⁻¹¹ W/m²/nm

400～800nmの可視光帯域における平均スペクトル密度を近似し、等級0の基準として平均可視光パワーを積分する。

その後、古典的なポグソンの式（M2-M1=-2.5 logM2/M1）を適用すると、SL9物体の視等級は21.7となる。

これはLindgrenの計算と概ね一致しており、星は青色であるが、当時の感光板またはCCDの感度はおそらく赤色寄りであった。距離値もわずかに丸められているが、オーダーは合っている。

アルベドを0.04から0.08に変更すると、視等級は0.75等級向上（直径の√2倍の変化に相当）する。

したがって、ロッシュ限界通過前の崩壊前における物体の視等級は21～22程度と推定される。

これは非常に検出限界に近いことを意味し、ESOの1mシュミット望遠鏡の特性および焦点部のフィルムまたはCCDの仕様を正確に把握して、必要なS/N比を計算することで結論が導けるだろう。しかし、概ね検出限界に近いと言える。

（天体背景ノイズは約22等級/平方秒角程度であることに注意）

したがって、検出に失敗した可能性は十分にある。これは主に観測装置の性能と当時の露光時間に依存する。

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