SL9 슈마커 레비의 목성 충돌
SL9에 관한 연구 요약
2003년 12월 9일
제1부
인터넷 포럼에서 발견된 신비로운 문서가 보르도의 사이버카페를 통해 온라인에 공개되었으며, 1994년 7월에 천문학자 유진 슈마커와 캐롤라인 레비가 탐지한 물체의 분열 및 목성에의 충돌 현상이 인공적이라는 점을 의심하게 했다. 이 텍스트 전문은 내 최근 책 끝부분에 있는 부록 중 하나에 수록되어 있다. 본 연구는 천문학자 A. 코헨이 수행하였으며, 그는 GESTO 소속으로, 다양한 가설들이 확인되거나 반박되는 사실들을 나열하고 관련 참고 자료를 제시하였다.
요약하자면, A. 코헨은 "목성에 대한 코메트의 포획, 분열 및 충돌"이라는 공식적 이론 내에서 많은 이상한 점들을 지적했다. 주요 포인트는 다음과 같다:
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거대 행성인 목성이 어떤 코메트나 기타 물체를 "포획"하는 과정이 어떻게 이루어지는지 명확하지 않다. 이는 오직 케플러의 운동 법칙만 작용하는 "이체 문제"이며, 코메트는 일반적으로 주기 없거나 매우 긴 주기를 가진 비주기적 궤도를 타고 태양을 초점으로 하는 원뿔 곡선 형태로 이동한다. 포획은 "삼체 문제"(J.M. 수리오)에 해당하며, 최대한으로도 코메트가 목성과 상호작용하면서 궤도가 극적으로 변화할 수 있다(삼체 문제: 코메트-목성-태양). 그러나 이러한 조건에서도 코메트는 여전히 태양에 의해 중력적으로 끌려가며, 궤도의 이심률이 변하더라도 태양 중심으로 유지된다. 태양계의 행성 위성들에 관해 언급된 바와 같이, 이러한 다양한 지구형 물체의 포획은 태양 중심의 매우 불안정한 초기 태양계 형성 시기에 일어났을 가능성이 크다. 또한 1920~1930년 사이에 포획이 발생했다는 보고도 있다. 비분열 상태의 SL9 물체가 목성 주위를 약 70년간 매우 이심률이 큰 궤도를 돌았음에도 불구하고, 탐지되지 않았다는 것이다.
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행성의 '로치 구역'을 통과할 때 코메트나 소행성 같은 물체가 분열하거나 붕괴되는 현상은 천체물리학자들에게 잘 이해된 현상이다. 토성의 고리와 다른 거대 행성들의 고리들도 아마도 이와 같은 기원을 가질 가능성이 있다. 1993년 3월에 유진 슈마커(3년 후 호주에서 자동차 사고로 사망)와 캐롤린 레비가 발견한 21개의 물체는 목성과의 거리가 매우 멀었으며(아페리온 근처), 이후 거대 행성으로 떨어졌다. 코헨은 이 SL9 물체가 코메트일 가능성에 의문을 제기한다(왜 70년 동안 가스를 방출하지 않았고, 분열 후 갑자기 방출하기 시작했는가?). 또한, 물체 주위의 성운의 방출 스펙트럼이 전형적인 코메트 꼬리 스펙트럼과 일치하지 않는다. 천문학자들이 "이상한 특성"이라고 평가한 이 물체들은 리튬을 방출했다. 목성에 떨어지기 몇 시간 전에 마그네슘 이온 Mg+를 방출했다는 사실은 여전히 완전히 이해할 수 없다. A. 코헨은 극단적인 경우, 이 물체가 탄소 함유 편암질 운석과 유사할 수 있다고 결론 내리며, 낮은 반사율(알베도)이 분열 전 탐지되지 않은 이유를 설명할 수 있다(...). 그러나 이 가설을 따르면, 분열 후 왜 모든 물체가 동시에 기체 환경을 방출하기 시작했는지 설명해야 한다. "이상한 코메트 또는 소행성"이라고 명명하는 것은 결국 데이터 분석 결과에서 확정적인 결론을 내리지 못했다는 의미를 암시하는 위장된 표현이다.
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아래 사진에서 볼 수 있듯, 물체 주위의 구름은 빨간색으로 방출된다(이것이 진짜 색). 코메트의 일반적인 색과 다르며, 리튬이 정확히 이 파장에서 방출된다. 따라서 매우 이상한 코메트이다. 코헨은 오히려 목성 근처에서 분열 후 분산된 미세한 먼지 덩어리가 원인일 가능성을 제시한다. 이 미세 입자들이 빨간색을 재방출하는 것으로 보인다. 그러나 이 설명 역시 여전히 명확하지 않다. 인정해야 할 점이다.
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그러나 가장 이해할 수 없는 사실은, 이 물체들의 연속체가 원칙적으로 1992년 7월 8일에 분열된 직후 즉각 방출을 시작해야 했음에도 불구하고, 1993년 3월까지 어떤 탐지도 이루어지지 않았다는 점이다. 물론 목성은 언제나 관측 가능한 것은 아니다. 행성들은 움직이며, 지구는 회전한다. 그러나 행성의 위치가 맞아떨어져, 1993년 3월에 슈마커와 레비가 탐지한 사건은 그 전 몇 달 동안도 상대적으로 낮은 수준의 장비로 관측 가능했을 것이다. 목성이 관측 가능한 순간에는 수많은 천문학자들이 즉각 이를 추적한다. A. 코헨은 1993년 탐지 후, 소형 CCD 장비를 장착한 10cm 미러를 가진 소형 망원경을 사용한 아마추어들이 훌륭한 사진을 찍을 수 있었다고 언급한다. 또한, 대규모 관측소에 설치된 광각 망원경을 이용해 목성 주변 환경을 탐색하는 프로그램도 진행되었다. 따라서 100유로짜리 질문은 다음과 같다: 왜 1993년 3월 전후, 상대적으로 낮은 수준의 장비로 이미 관측 가능했던 물체들의 열차가 관측되지 않았는가?
A. 코헨의 의견:
1/ 서론 및 몇 가지 사진
본 문서의 목적은 SL9 물체의 다양한 특성을 요약하고, 그 출처를 제시하며, 알려진 천체(코메트, 소행성, 쿠iper 벨트 등)의 데이터와 비교하여 문제를 제기하거나 더 깊이 있는 조사를 필요로 하는 점을 강조하는 것이다.
논의는 사건의 시간 순서에 따라 진행될 것이다. 즉, 코메트의 목성 포획 및 궤도, 분열, 충돌 전 관측, 충돌 중 관측, 충돌 후 관측 순으로 진행된다.
스페이스 허블 망원경이 촬영한 SL9 사진들 (여러 사이트에 게시됨)
위 사진은 전형적인 할-보프 코메트를 보여준다.
2/ 궤도, 발견 및 1993년 3월 이전 미탐지
발견 상황은 여러 기사와 웹사이트(2), (3), (4)에 언급되어 있다.
(2) « 슈마커-레비 9호 코메트 »
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm — 충돌까지의 모든 사건을 요약하며 아름다운 사진 갤러리를 제공함
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm — 아마추어가 소형 기구로 탐지한 내용을 요약함
그러나 SL9에 관한 다양한 기사들에 따르면, 천문학자들이 분석한 궤도(5)는 이 물체가 1920~1930년대에 목성에 포획되어, 1992년 7월 7일 로치 한계 아래를 통과하며 분열되기 전까지 목성 주위를 오랫동안 공전했으나, 전혀 탐지되지 않았음을 보여준다(제이 세카이나(16) 그림 2에 따르면 정확도는 1시간 내외).
일반적으로 코메트는 매우 늦게 탐지되며, 대부분 아마추어 천문학자들에 의해 발견된다. 왜냐하면 전문가들의 거대 망원경은 일반적으로 그 범위를 커버하지 못하기 때문이다. 그러나 SL9의 경우, 이 물체는 목성 주위를 70년 이상 공전했으며, 단순한 우연한 통과가 아니라 반복적인 궤도이며, 황도면 근처의 평면에서 운행된다(궤도 주기는 약 2년으로 추정됨).
2.1 분열 전에 탐지되지 않았을 가능성은?
여기서 두 단계를 구분해야 한다: 1992년 7월 7일 목성의 로치 한계 내에서 코메트가 분열하기 전과 후.
2.1.1 분열 후 탐지 (1992년 7월 7일 이후)
실제로 캐나다 웹사이트(4)에 따르면, 10cm 소형 망원경으로도 약간의 신호를 기록할 수 있으며, 25cm 망원경을 사용하면 더 이상 의심의 여지가 없다. 따라서 이 물체의 탐지는 부유한 아마추어들만의 전유물이 아니라, 일반적인 장비 소지자, 심지어 보통 수준의 장비를 가진 사람들의 가능 범위 내에 있다. 더욱이 목성 근처는 아마추어들이 자주 관측하는 지역이다.
분열 후 탐지는 분명히 가능하며, 실제로 1992년 7월부터 1993년 3월 사이에 이 지역을 촬영한 사진이 있다면 반드시 발견되었을 것이다. 그런데 가장 놀라운 점은, 수천만 장의 아마추어들이 목성에 대해 촬영한 사진 중에, 1992년 78월에 이 물체가 근접해 있으며, 전체 밝기 magnitude 1314이었음에도 불구하고 전혀 등장하지 않았다는 점이다. 이를 다시 찾아내는 것은 매우 흥미로울 것이다! 현재까지 그 시기의 전문가용 목성 사진은 아무런 자료를 찾을 수 없다. 아래는 위 캐나다 웹사이트에서 발췌한 내용으로, 1994년 2월 Sky and Telescope의 지도를 활용해, 1994년 7월 충돌까지 매달 목성(위)과 코메트(아래)의 위치를 추적할 수 있게 해준다.
아래는 캐나다 웹사이트에서 발췌한 내용으로, 소형 망원경을 가진 아마추어가 자신의 카메라에 어떻게 기록했는지를 보여준다:
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"저는 코메트의 정확한 위치를 빨리 물어보았고, 그는 천문표에 나와 있는 위치와 정확히 일치한다고 말했습니다. 제가 10cm 소형 망원경(F6) 으로 동시에 덴스 마르텔과 촬영한 CCD 이미지를 확인해 보니, 실제로 그곳에 있었지만 매우 약하게 빛났습니다. 단지 제가 소형 망원경의 짧은 초점 거리로 인해 해상도가 부족했을 뿐이었습니다. 저는 카메라를 주 망원경에 다시 설치하고, 1994년 3월 11일에 마침내 첫 번째 코메트 사진을 얻었습니다. 그 밝기는 약 +16이며, 핵의 밝기는 +17에서 +18 정도였습니다. 예상대로 위치는 천문표에 나와 있는 그대로였습니다. 컴퓨터 화면에 코메트가 하늘에서 '점들의 줄기'처럼 보이는 광경은 정말 놀라웠습니다."
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"장비로는 25cm F10 LX-200 메이드 스코프-카세그렌 망원경, F10에서 F6로 초점을 줄이는 렌즈, CCD 카메라 SBIG ST-6, 그리고 별자리 지도 URANOMETRIA 2000(별의 밝기가 +9.5까지 가능)을 사용했습니다. 저는 미국의 'Sky and Telescope'와 'Astronomy' 잡지에 실린 코메트 위치를 확인하고, 이를 내 지도에 옮겼습니다. 처음 시도는 1994년 2월부터 시작되었습니다. 목성은 아침 남동쪽 하늘에 보였고, 저는 오전 3시쯤 일어나 장비를 설치하고 코메트를 찾으려 애썼습니다. -37°C에 가까운 극한의 추위를 견뎌야 했습니다. 1994년 겨울의 기록적인 추위를 기억하세요! (위치 확인 문제는 25cm 카세그렌 망원경의 이미지 필드가 매우 좁기 때문입니다)."
2.1.2 분열 전 탐지 (1992년 7월 7일 이전)
최소 두 개의 전문 연구 프로그램이 이 물체를 탐지하지 못했다. 하나는 태양계 외곽의 먼 물체를 찾는 프로그램(제인 루우와 데이비드 젤릿, 쿠퍼 벨트)(6), 다른 하나는 목성 근처의 코메트를 찾는 프로그램(탄크레디와 린그렌)(7), (8).
루우와 젤릿의 기사:
"1987년부터 우리는 태양계가 플루토의 궤도를 넘어서 완전히 비어 있는지, 아니면 차가운 작은 천체들로 가득한지 알아보기 위한 관측 캠페인을 시작했습니다. 이처럼 먼 천체에서 반사된 미약한 빛을 수집하기 위해, 우리는 전통적인 필름 사진을 포기하고, 더 민감한 전자적 전이 감지기(CCD)를 장착한 거대 망원경을 사용했습니다. 우리는 주로 하와이 마우나케아 산의 2.2미터 지름 망원경에서 연구를 수행했습니다. 이 망원경에 연결된 CCD 감지기를 이용해 하늘의 특정 지역에 대해 네 장의 이미지를 촬영했습니다. 각 이미지는 15분 동안 노출되었고, 컴퓨터는 네 장의 이미지를 빠르게 순차적으로 표시했습니다. 배경 별들과 비교해 조금씩 움직이는 물체는 태양계의 구성원입니다. 다섯 해 동안 우리는 아무것도 찾지 못했습니다..."
탄크레디와 린그렌은 1992년 3월, ESO에서 목성 근처의 코메트를 찾는 실패한 탐색을 보고했다. 이는 SL-9 발견 전 일 년, 목성에 의해 분해되기 수개월 전이었다. 사용된 망원경은 ESO의 100cm 슈미트 망원경이며, 탐지 한계 밝기는 B = 21.5로 추정되었다(자세한 계산은 부록 2 참조). 이 거리에서 같은 밝기의 물체는 어떤 특성을 가져야 할까?
이제 Z. 세카이나(14), (16)의 연구에 따르면, 가장 큰 조각의 지름은 약 4km(반사율 0.04를 가정), 다른 물체들은 약 2~4km(14 그림 2 및 표 1). 목성의 로치 한계를 통과하기 전 코메트의 크기는 (Z 세카이나, 16 §6) 약 10km로 추정되며, 밀도 0.2g/cm³를 가정하면 질량은 10¹⁷g이다. 이 값들은 측정 결과로부터 도출되었으며, 세카이나의 모델(16 §5.4)에 의해 확인된다.
J 크로비지에(5)는 탄크레디와 린그렌(7)의 연구를 바탕으로, 21.5의 밝기는 최대 지름 7.2km의 천체에 해당한다고 추정한다.
따라서 이 물체는 분열 전에도 탐지되었을 가능성이 있다. (7에서 10km로 변화하는 것은 표면적을 두 배로 증가시키므로 반사도가 두 배로 증가하고, 대략적으로 밝기 약 1등급 증가를 의미함).
또한 이 추정은 코메트가 분열 전까지 완전히 비활성 상태였다는 가정을 내포한다. 다른 경우, 관측된 밝기(D.E. 트릴링 등(15) 그림 1 빨강/파랑/초록)에 따르면, 다양한 조각들(W, V, S, R, Q, L, K, H, G)의 밝기는 21.5에서 18 사이이며, 지름은 약 14km이다. 빨간색 파장의 밝기는 약 1819 정도이다. 또한 G.P. 체르노바 등(11) 그림 1을 참조하면, 지름 4km인 조각 Q는 시각 밝기 18.2이며, 가장 작은 조각들(지름 1km 이하)은 시각 밝기가 약 20.8 정도이다.
또한 D. 젤릿(9) 그림 2를 보면, 1993년 3월에는 모든 조각의 빨간색 필터 밝기가 17.519.2 사이였으며, 1994년 6월에는 2022 사이였다. 이는 분산이 약화되고 있음을 보여주며, 1992년 78월 당시의 밝기는 더 높았을 것(약 12등급 증가로 예상하면 15~16 등급 정도)임을 시사한다.
반사율에 대한 참고: 달: 0.073, 에트나 화산암: 0.04, 베이스알트: 0.05, 베수비우스 화산재: 0.16(19) 천문학 앨범, 소행성 951 가스프라: 0.23, 소행성 253 마틸드: 0.04, 지구: 0.36, 탄소 함유 편암질 소행성(알베도 0.03~0.08)(20) 『뉴 코스모스』 §3.3.2 p.71
마틸드는 매우 낮은 반사율을 가진 것으로 간주된다.
따라서 이 SL9 물체가 수십 년 동안 탐지되지 않았다는 것은 매우 놀라운 일이다.
이 방향으로 계속 진행하기 위해, 1992년 7월부터 1993년 3월 사이의 전문가 및 아마추어들의 목성 사진을 회수해보려고 노력할 것이며, 루우와 젤릿의 연구자들에게 그들의 탐지 한계, 관측 기간 및 방향에 대해 더 정확히 문의해볼 것이다.
현재 상태에서는 이 부분이 SL9 문서를 반박하지 않는다. 문서의 논리에 따르면, 이 물체가 이전에는 존재하지 않았기 때문에 나타나지 않았다는 설명이 충분히 타당하다. 현재로서는 이 탐지되지 않은 이유를 설명할 수 없으며, 이 물체가 전형적 또는 '정상적인' 특성을 가졌다는 증거도 없다.
우리는 1992년 7월부터 1993년 3월 사이의 목성 및 주변 사진을 회수하는 것이 매우 중요하다고 판단한다.
3/ SL9: 목성 주위를 도는 희귀한 코메트인가? ?
(6) « 쿠퍼 벨트 » – 제인 루우 등
"쿠퍼 이론은 1970년대 마사추세츠 공과대학의 폴 조스가, 목성이 중력 포획할 가능성의 낮음이 관측된 단기 주기 코메트의 많은 수와 부합하지 않는다는 것을 계산하면서까지 알려지지 않았다. ...
1988년 캐나다의 마틴 던컨, 토머스 쿤, 스콧 트레메인은 수치 시뮬레이션을 이용해 거대 기체 행성이 코메트를 어떻게 포획하는지 연구했다. 폴 조스와 마찬가지로, 그들은 포획 메커니즘이 매우 비효율적임을 결론 내렸다."
(19) 태양계 / 코메트 II p.121 및 126
"가장 두드러진 교란은 장주기 궤도가 행성 근처를 통과할 때, 태양의 궤도에 거의 맞닿거나 그 이상으로 이동하는 타원 궤도로 변하는 경우이다. 이러한 방식으로 포획된 코메트들은 일반적인 가족을 형성한다. 목성 가족은 68개 이상의 코메트를 포함하며, 주기는 5~8년 사이이다."
그러나 이 68개 중 어느 것도 목성 주위를 공전하지 않고, 모두 태양 주위를 공전한다. p.126 참조
따라서 이 '코메트'의 포획 및 목성 주위 궤도는 태양계 역사상 매우 희귀한 사건임이 분명하다. 이 코메트의 궤도 분석은 목성의 중력 영역의 극한까지 확장됨을 보여준다.
이제 이 물체의 '모습'에 대한 관측 결과를 살펴보자:
D. 젤릿(9), "물리적 관측은 코메트와 소행성 문제에 대한 해답을 제공하지 못한다."
R.M 웨스트 등(10), "결과적으로 각 응집체는 두 개의 '꼬리'를 가지며, 하나는 약한 '정상적인' 꼬리이고, 다른 하나는 더 강하고 시계 방향으로 굽어진 꼬리이다. 이 이상한 꼬리와 그 형태의 원인은 현재 알려져 있지 않다."
G.P. 체르노바 등(11), "코메트가 최소 위상 각을 통과할 때 외관에 변화가 없었다. 이는 하위핵의 꼬리들이 동기화되어 있다는 것을 시사한다. 즉 관측 시점에 먼지 방출이 동시에 일어나지 않는다."
"우리는 코메트를 거의 반대편에서 관측했기 때문에, 하위핵 근처의 꼬리의 반대편 각도가 크게 변해야 했다. 그러나 이와 같은 변화가 관측되지 않았다는 것은 세카이나가 주장하는 지속적인 먼지 방출 이론에 반한다. 우리가 생각하는 바와 같이 꼬리들이 동기화된 특성이라면, 코메트가 태양의 힘만을 받으며 움직일 경우, 꼬리는 코메트 궤도 평면에 위치해야 한다. 지구가 코메트가 0각을 통과할 때 그 평면을 지나가야 하므로, 지구에서 본 꼬리의 외관은 변해야 한다. 그러나 이와 같은 변화가 관측되지 않았기 때문에, 목성의 영향으로 인해 코메트 궤도가 더 이상 평면에 있지 않다는 결론을 내려야 한다. 분명히, 이 특이한 물체에 대해 코메트 꼬리의 기계적 이론을 적용하면, 관측된 먼지 구름의 역사에 중요한 단서를 줄 수 있다."
J.A. 슈테와 등(12), "표 3에 나열된 모든 조각과 데이터 세트의 평균 색인은 SL-9의 먼지가 태양보다 약간 빨간색임을 보여준다. 이는 마이크로 크기의 먼지 입자가 태양빛을 반사했을 때 기대되는 결과이다."
"320nm에서 940nm 범위의 스펙트럼 분석은 태양광을 반사한 것으로 일치하며, 추가적인 방출이 없음을 보여준다."
F. 콜라스 등(13), "0.1mm보다 큰 입자만이 2년 동안 조각 근처에 머물 수 있었고, CCD 프레임에서 관측될 수 있었다. 우리 의견으로는, 이는 우리가 구름 내 구조를 관측하지 못했기 때문에 더 가능성이 크다. 왜냐하면 이는 조각 활동의 산물이기 때문이다."
"이는 이 입자들이 1992년 7월 코메트 분열의 잔여물일 수 있음을 보여주지만, 일부는 조각에서 미약한 작은 입자 방출로 인해 발생할 수도 있다."
"이 꼬리와 꼬리의 정확한 해석은 명확하지 않다. 약한 코메트 활동의 결과일 수 있으며, 1992년 7월 분열 과정에서 생성된 큰 먼지 또는 하위 조각일 수도 있다."
D.E. 트릴링 등(15), "조각들 사이에 색상 차이를 발견하지 못했다. 조각들은 태양보다 빨간색이며, SL9의 색상은 일반적인 코메트와 일치한다. 그러나 조각 중심에서의 거리에 따른 색 변화는 이례적이다."
"반면 체르노바 등(1995)은 많은 조각들에서 50,000km까지 거리가 증가함에 따라 빨간색이 강화되는 경향을 발견했다. 거리가 증가함에 따라 색상 변화는 입자 크기 분포의 변화를 시사할 수 있다."
즈데네크 세카이나(16), "P/Shoemaker-Levy 9의 외관은 관측된 코메트들 중에서 의심할 여지 없이 독특했지만, 두 개의 다른 조석 분열 코메트인 P/Brooks 2(1889 V)와 태양 접근자 1882 II와는 약간의 유사성을 찾을 수 있다."
다양한 관측 결과(9,10,11,12,13,14,15,16)를 분석해 보면, 이 물체의 이상성은 대부분의 학자들에 의해 인정되고 있으며, 포획 및 궤도 현상(6), (19) 역시 마찬가지이다.
꼬리는 전형적인 코메트 꼬리와 일치하지 않으며, 1992년 7월에 코메트가 분열하면서 발생한 먼지 잔여물로 더 잘 설명될 수 있다(빨간색, 밀리미터/센티미터 크기의 먼지, 퇴색 현상, 특히 G.P. 체르노바 등(11)), 스펙트럼 분석에서도 (아래 참조) 특징적인 기체 방출(OH, CN 등)이 완전히 없음을 보여준다. 또한 모든 조각들이 완전히 동일하게 보인다.
현재 상태에서는 이 내용이 SL9 문서를 반박하지 않는다(태양빛을 반사하는 형광 리튬/바륨으로 인한 붉은 반점 환경). 퇴색 현상은 기체의 희석으로 설명 가능하며, 먼지 생성 부재(G.P. 체르노바 등(11))도 이 경우 명백하다. 가스 방출 부재 역시 마찬가지이다. 거리에 따른 약간의 빨간색 차이는 여전히 설명이 필요하다.
4/ SL9 물체의 구성 및 충돌 전 스펙트로스코피
SL9 문서는 AMPTE 실험을 인용하여 가짜 코메트를 생성하는 전조를 제공한다. 부록 1에 있는 특별 보고서를 참조하라. 그 결론은 태양풍에 의해 이온화된 인공 바륨과 리튬 구름을 이용해 실험이 실제로 수행되었음을 확인한다.
이 정보만으로는 나머지 논리가 참이라는 것을 입증하기에는 부족하다.
또한 UCL(21)에서 언급된 바:
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
"리튬과 바륨 이온은 자연적인 우주 플라즈마에서 흔치 않은 물질이므로, 탐지된다면 거의 확실히 IRM이 원천임을 시사한다."
런던 대학교(UCL)는 AMPTE 실험의 세 개 위성 중 하나를 제공한 연구소이다.
따라서 우리는 세계 각지의 관측소들이 SL9에 대해 수행한 모든 스펙트럼 분석 및 기타 분석을 조사할 것이다.
모든 탐사(지상 망원경, 허블 우주망원경, 전파망원경 포함)에서 OH, CN, CO+, CO 등에 대한 탐지가 모두 부정적이었다는 점이 강조된다.
J.A 슈테와 등(12) 표 4 – "이 지역의 개별 핵의 스펙트럼은 분자 방출의 증거를 보이지 않는다. 방출이 탐지되지 않았기 때문에, 다섯 조각에 대한 CN 생성률에 대해 3시그마 상한선을 결정했다. Qcn 상한선은 이전에 전체 코메트 열차에 대해 결정된
결론적으로, SL9의 머리카락에서 모든 파장에서 OH, CN, CO+, CO와 같은 어떤 가스도 지구 및 우주 망원경을 통해 장기간에 걸쳐 여러 전문 팀이 최첨단 탐지 장비를 사용해 탐지하지 못한 것은 OH 라디칼 탐지의 관점에서 본다면 본질적으로 이상하지 않다. 그러나 CO의 경우, 일반적인 혜성들에 대한 다른 측정 결과를 고려할 때, 이 혜성 SL9가 CO 방출률이 매우 낮아 특이한 것일 수 있거나, 더 가능성 높은 것은 실제로 방출이 일어나지 않았을 가능성도 있다.
마지막으로 매우 중요한 점은, 1994년 7월 14일(충돌 4일 전), 허블 우주 망원경(HST)이 조각 G에서 우연히 Mg+의 방출(280nm 이중선)을 관측한 것이다. 현재까지 이 현상에 대해 타당하고 사실에 기반한 설명은 발견되지 않았다.
J. Crovisier* (5) §3 p 9 / Weaver et al. 1995 ; Feldman et al. 1995*
5/ 충돌 전 SL9 물체 분석 결론
충돌 전 수행된 분석(§2/3/4)을 통해 다음 사실들을 확인할 수 있다:
SL9는 궤도, 포획, 1993년 3월 이전 탐지 불가, 비정상적인 꼬리, 완전한 가스 방출 부재 등에서 본질적으로 특이한 물체이다. 이 특이성은 인용된 다수의 저자들에 의해 확인되거나 언급되었다.****
**((27) Sichao Wang et al.) **« 가스 방출이 관측되지 않았으며, 충돌 후 어두운 반점에서 소량의 물만 탐지되었고, 어두운 반점의 낮은 반사도는 쇼메이커-레비 9 혜성이 기존의 혜성과 소행성과는 다른 새로운 유형의 물체임을 시사한다. »
이러한 다양한 특성들을 가능한 설명들과 비교해 보자.
설명: NC: 부적합, C: 적합, I: 추가 조사 필요
SL9의 기원 | 혜성 | 소행성 유형 | Doc SL9 유형 | 탄소질 편암 | 유형 C
전파괴 전 비탐지 | NC/I1 | NC/I1 | C/I1
파괴 후 비탐지 | NC/I1 | NC/I1 | C/I1
먼지 꼬리 | NC | C | C
방출 없음 | C | C | C
궤도 | C | C | C
가스 방출 없음 | NC/I2 | C | C
붉은빛 외관 / 태양에 가까운 붉은빛 | C | C | C/I3
붉은빛 환영의 희미함 | C | C | C
반사도 0.04 | NC | C | C
Mg++ 탐지 | C | ? | ? | C | C
다음 세 가지 점에 대해 추가 조사 및 정보가 필요하다:
I1: 1992년 7월~8월에 목성 주변의 사진 확보
I2: 거리가 5UA 이상인 혜성들의 CO 방출 통계에 대한 최신 정보 확보
I3: 꼬리에서 거리에 따라 약간의 붉은 색 변화에 대한 추가 정보 확보
현재까지는 세 가지 가능성 모두 배제할 수 없으나, 혜성이라는 가정은 탄소질 편암 유형 C 소행성이라는 가정보다 훨씬 더 낮은 가능성으로 보인다. ((20) The New Cosmos § 3.3.2 pp71-72), ((27) Sichao Wang et al.) 일반적으로 소행성 외곽대에 위치하며, 반사도가 극도로 낮은 0.04와 낮은 밀도를 가지며, 중력적 교란으로 인해 목성이 포획한 물체이다.
반면, 문서 SL9의 가정은 여전히 배제할 수 없으며, 언급된 모든 사실들은 해당 설명과 일치한다.
그러나 포획 가능성, 궤도, 탐지 불가능성의 극도로 낮은 가능성은 매우 문제적일 수 있으나, 현재 단계에서는 결정적이지 않다.
6/ 충돌 후 SL9 물체 분석
충돌 시 방출된 에너지를 고려하면, 강한 재결합 및 다양한 화학 반응이 일어났을 가능성이 매우 높으며, SL9 내부에 존재했던 분자 및 이온의 일부 또는 전부가 부분적 또는 완전히 재결합되었을 것이다. (26) Borunov et al.
따라서 수행된 광학 분석은 원소의 식별은 가능하지만, 다양한 기원과 매우 복잡한 화학적 역사를 가졌을 수 있는 분자의 식별은 불가능하다. 또한, 목성의 대기 구성은 고층(충돌층)에서 금속 원소가 완전히 부재하고, NH3, NH4SH, H2O 등 다양한 조성의 구름이 존재함을 보여주므로, 충돌 후 이러한 분자 또는 그 유도체의 존재를 기반으로 어떤 결론도 도출하는 것은 불가능하다.
사전에 주목할 점은, 가장 강력한 충돌이 일반적으로 크기가 가장 큰 조각에 의해 발생하지 않았다는 점이다. 이는 여러 관측자들에 의해 지적되었다.
6.1 / 충돌 후 스펙트로스코픽 분석 SL9
J. Crovisier (5) §4 / 식별된 선의 목록은 J. Crovisier의 문서에 명확히 제시되어 있으며, 아래에 다소 요약된 다른 목록을 제시한다:
표 4-1
다른 목록은 (24) M. Roos-Serote et al. 표 2 에서 재현되었다.
일부 선은 식별되지 않았으며, 또한 여러 관측자들에 의해 충돌 후 Na, Ca, Fe, Li의 매우 중요한 선이 관측되었다.
논문에서는 이 선들이 처리 없이도 원시 스펙트럼에서 식별되었다고 언급하고 있다. Mg, Mg+, Fe, Fe+의 탐지도 다시 확인되었다. 선들은 완전히 포화되어 있어, 전체 양의 추정이 불가능하며, 그 결과는 극도로 낮은 추정치로밖에 나올 수 없다.
또한 리튬의 매우 뚜렷한 존재는 매우 의심스럽다.
(24) M. Roos-Serote et al. « 금속 원자나 화합물은 일반적으로 목성 대기 중에 존재하지 않는다. 따라서 충돌 L과 Q1 동안 관측된 금속은 혜성의 내열성 물질에서 방출된 것으로 결론지을 수 있다. SL9 충돌 전까지 이러한 원소 선은 혜성 물질이 대기 중에서 발생하는 유성 화염(화재구름)의 스펙트럼에서만 관측된 바 있다(Borovicka 1993,1994) 및 태양 근접 혜성에서 관측되었다. 가장 잘 기록된 사례는 1965년 10월 21일 태양까지 0.0078AU(즉, 코로나 내부)까지 접근한 혜성 이케야-세키 1965 VIII이다. 그 당시 여러 금속 원자(Na, K, Ca, Ca+, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu)의 선이 관측되었으며, 상대적 농도 추출이 가능했다(Preston 1967 ; Arpigny 1979). 그러나 리튬 공명선은 그때 관측되지 못했다.»
« 또한 태양까지 1AU 미만으로 접근한 여러 혜성에서 나트륨 공명선이 관측되었다. 화성 혜성의 먼지 성분(니켈까지 포함)에 대한 원소 조성은 VEGA 및 지오토 우주선의 현장 질량 분광법을 통해 조사되었다(Jessberger et al. 1988). 탄소에서 니켈까지의 원소 농도는 태양과 유사한 수준이었으며, 다시 한 번 리튬은 관측되지 않았다. » J Crovisier (5) §4 p14 « 포화된 선은 ...를 초과할 수 없다. IUE가 관측한 선과 가시광선에서 관측된 대부분의 선은 이 강도를 초과했다.»
또한 아래의 반응 참조 (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html
다시 혜성, 소행성, 태양계의 기준 조성을 살펴보자:
(5) J Crovisier 표 1, (24) M. Roos-Serote et al. 표 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 표 7.5 pp 216-217
혜성에서는 리튬이 발견되지 않으며, 리튬은 운석과 태양계 전체에 존재한다. Li/Na 비율은 0.001이다. (20) The New Cosmos는 태양계 내 리튬 농도가 운석보다 약 1000배 낮다고 강조하며, 리튬은 태양의 핵반응에서 서서히 파괴되기 때문이라고 설명한다. 그러나 특히 탄소질 편암 유형 C1 운석에서는 Li와 Na의 비율이 1000임을 확인한다.
따라서 충돌 후 스펙트럼에서 리튬이 탐지되었다는 것은 이 물체가 혜성이 아니라는 것을 명백히 보여준다.
SL9 내 리튬 농도는 C1 탄소질 편암 소행성 해석과는 문제가 있다. 왜냐하면 리튬이 약 60배나 과잉되어 있기 때문이다! 그러나 (24) M. Roos-Serote et al. 표 3을 참고하면, 나트륨, 칼슘, 칼륨의 선이 포화되어 있음을 알 수 있다. 이는 이 원소들의 양이 과소평가되었음을 의미하며, 리튬 선은 포화되지 않았다. 따라서 리튬 선이 포화되지 않았다는 점을 고려하면, 나트륨, 칼륨, 칼슘의 양을 포화로 인한 과소평가를 보정하여 증가시킨다면, C1 탄소질 편암 해석은 가능하며, 전형적인 1000배 비율과도 일치한다.
분자선에 관해서는, 충돌의 강도와 목성 대기 내 존재하는 성분들과의 가능한 화학 반응을 고려하면, 물과 기타 탐지된 분자의 기원에 대해 어떤 결론도 내리기 매우 어렵다. 이들 분자는 목성 대기 성분의 충돌 후 재결합에서 유래했을 가능성이 매우 높다.
유일한 구분 가능한 측정(드루티움/수소 비율)은 수행되지 않았다.
(5) J Crovisier § 4.4 스펙트럼에서의 에어로졸에 대한 단서 / Nicholson et al. 1995
목성의 파장 10마이크론 대역에서 조각 R의 충돌 직후, 팔로마 산 관측소에서 에어로졸이 탐지되었다. 이는 약 6×10¹²g의 질산염과 유사한 질량을 가지며, 입자 반경은 마이크론 수준, 밀도는 3.3g/cm³였다.
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