슈마커 레비 SL9가 목성에 충돌함

SL9에 관한 연구 요약

2003년 12월 3일

두 번째 부분

7. 충돌 - 사진

7. 결론 - 미해결 사항

충돌 전 분석의 부분적 결론 표를 다시 살펴보면 다음과 같다.

설명: NC: 부적합, C: 적합, I: 추가 조사 필요

추가 정보(리튬 라인, 규산염, 바륨 부재)를 통해 해석이 가능해진다. 이는 혜성의 특성이 아니며(리튬 부재),

목성에 의해 포획된 외부 소행성대의 탄소질 콘드라이트 유형 C1 소행성이라는 가설은 모든 관측 결과를 설명할 수 있다. 즉, 가스 방출 부재, 매우 낮은 반사율 0.04로 인해 감지되지 않은 점(여전히 논란의 여지가 있음), 분해된 조각들로 구성된 가짜 꼬리, 규산염 존재, 리튬 라인은 차이 있는 포화를 고려하면 다른 관측 결과와 일치한다.

SL9 문서에 대해 보면, 규산염 존재 및 다수 금속 감지는 문제가 되며, 바륨의 완전한 부재도 문제다.

충돌로 인한 에너지 양을 계산하기 위해 다음 가정을 사용한다(제이크 세카나(16) §6, 질량 10¹⁷g, 지름 10km, 밀도 0.2, 속도 10km/sec (대기 저항 후 표준 메테오르 속도를 사용하는 것이 더 타당하므로 60km/sec가 아니라)), 이로 인해 충돌 시 에너지는 약 5×10²¹줄이 되며, E=mc²에 따라 이는 약 50톤의 질량(반물질의 절반)에 해당한다. 모든 충돌의 합계이다.

입구 속도를 30km/sec로 가정하면, 전반적으로 약 500톤이 되며, 모든 충돌의 합계에 대해 약 250톤의 반물질을 생성해야 한다.

가장 큰 충돌(지름 4km 조각)의 경우, 여전히 30km/sec의 입구 속도를 가정하면(매우 과대평가되었을 가능성이 높음), 약 32톤이 되며, 반물질의 절반을 생성해야 한다.

따라서 운반할 질량의 주요 규모는 운반 능력과 비행 횟수와 충돌하지 않는다.

따라서 가장 가능성 높은 가설은 탄소질 콘드라이트 유형 C1 소행성이며, 혜성 가설은 배제되어야 하며, SL9 문서 가설은 규산염 존재, 다수 금속 존재 및 바륨 부재를 설명하지 못한다. 그러나 모든 질량 계산은 일치한다.

남아 있는 유일한 미해결 사항은 1993년 3월 이전에 감지되지 않은 점이다. 1992년 7월과 8월에 목성에 촬영된 사진만으로 이 문제를 명확히 할 수 있을 것이다.

8. 참고문헌

(1) 유럽 SL-9/목성 워크숍 1995년 2월 13-15일, ESO 본부, 뮌헨 근교, 독일 – 논문집 No. 52, R. West와 H. Böhnhardt 편집, ISBN 3-923524-55-2

(2) « 쇼메이커-레비 9 혜성 », Pour La Science 특별호 1999년 4월, « 천체의 땅들 »

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

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

(5) 혜성 D/Shoemaker-Levy 9의 구성과 성질에 대한 관측 제약 조건, Jacques Crovisier, 파리 천문대 메우돈

(6) Pour La Science 특별호 1999년 4월, « 천체의 땅들 », pp 120-126, Jean Luu와 David Jewitt, 1999년 카이퍼 벨트

(7) 목성과 충돌하는 혜성 탐색: 첫 번째 캠페인, Icarus 107, 311-321, Tancredi G. Lindgren M, 1994

(8) IAU Circ No. 5892, Tancredi G. Lindegren M, Lagerkvist CI (1993)

(9) 쇼메이커-레비 9의 충돌 전 관측, David Jewitt, 항성학 연구소, 2680 Woodlawn Drive, 호놀룰루, HI 96822

(10) 라 실라에서 얻은 SL-9 CCD 이미지의 형태학적 연구 (1994년 7월 1일 ~ 15일), RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (항성학 연구소, 호놀룰루, 하와이, 미국)

(11) 쇼메이커-레비 9 혜성의 이미지 광도 및 색상, G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers, 막스 플랑크 대기학 연구소, Postfach 20, D-37189 카틀렌부르크-린다우 독일

(12) 쇼메이커-레비 9의 NTT 관측 – 이미지 및 스펙트로스코피, J.A Stüwe, R Schulz 및 M.F. A’Hearn, 막스 플랑크 대기학 연구소, Postfach 20, D-37189 카틀렌부르크-린다우 독일, 메릴랜드 대학교 천문학과, 콜리지 파크, Md 20742 미국

(13) 피크 두 미디 및 오브세르바토와 드 놀 프로방스에서의 쇼메이커-레비 9 관측, F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, 루르드국제청, 3 rue Mazarine, F-75003 파리 프랑스, 파리 천문대-메우돈, ARPEGES, F-92195 메우돈 시데 프랑스, 피크 두 미디 관측소, 바뉴에르 데 비고르 프랑스

(14) 허블 우주 망원경으로 촬영한 쇼메이커-레비 9 혜성의 핵, Zdenek Sekanina, 제트 추진 연구소, 캘리포니아 공과대학, 패서나, 캘리포니아 91109 미국

(15) 1994년 6월 2일 및 3일 칼라 알토 관측소에서의 쇼메이커-레비 9 관측, Johnson B, V, R 필터, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas, 막스 플랑크 대기학 연구소, 37189 카틀렌부르크 린다우 독일

(16) 쇼메이커-레비 9 혜성의 핵 분열, Zdenek Sekanina, 제트 추진 연구소, 캘리포니아 공과대학, 패서나, 캘리포니아 91109 미국

(17) 쇼메이커-레비 9 충돌 시 먼지 자기권 상호작용, W.-H. Ip, 막스 플랑크 대기학 연구소, Postfach 20, D-37189 카틀렌부르크-린다우 독일, 천문학과

(18) 갤릴레오 근적외선 맵핑 스펙트로미터가 관측한 G 및 R 충돌 사건의 시간 및 스펙트럼 측면, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines, T.V. Johnson (항공우주 과학부, 제트 추진 연구소), P. Drossart 및 T. Encrenaz (DESPA, 파리 천문대), F Leader 및 R Mehlman (UCLA 지구물리학 및 행성물리학 연구소)

(19) 천문학 사전 스톡 (1976)

(20) 새로운 우주 5판 – 2002, 천문학 및 천체물리학 소개, A. Unsöld / B. Bascek, 스프링거

(21) 런던 대학교 AMPTE 실험, http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html

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

(23) 혜성의 일반적인 구성, 기준 혜성: 할레-보프 혜성 **

참고: 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, 혜성 C/1995 O1 (Hale-Bopp)에서 새로운 분자 발견. 혜성과 간성 물질 사이의 연결 조사. 천문학 및 천체물리학 353, 1101

연락처: Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, 파리 천문대, ARPEGES

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

(24) 목성에 충돌한 쇼메이커-레비 9 혜성의 L 및 Q1 충돌 후 원자선 관측, M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux 및 F. Roques, 파리 천문대 (메우돈 부서)

(25) 쇼메이커-레비 9 혜성의 보조 핵에서 발생하는 플루미의 빠른 스펙트럼 변동성, Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (키예프 대학 천문대, 우크라이나), Prokof'eva V.V (크림 천문대, 우크라이나)

(26) SL9 충돌 시 불꽃의 고온 화학 반응, S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, 파리 천문대-메우돈

(27) 중국 목성 관측 프로젝트 관측 및 연구, Sichao Wang, Bochen Qian, Keliang Huang / 자오산 관측소 중국 과학원, 상하이 관측소, 난징 대학교 물리학과

(28) SL9 스펙트럼 구성 http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html

****| AMPTE 실험 |
|---|

** **

활성 자기권 입자 추적 탐사선

1. 링크 및 존재 여부

SL9 문서에서 AMPTE 실험이 SL9 객체의 마스킹을 시험하기 위해 리튬과 바륨 이온을 방출하여 태양풍에 의해 형광화되게 했으며, 이로 인해 혜성처럼 보이게 했다고 언급한다. 이 메모는 다음을 목적으로 한다.

• 해당 실험이 실제로 이루어졌는지 확인하기
• 실험의 설명 및 참고 자료 제공
• 이온의 정확한 역할 파악하기
• SL9 사례로 전이 가능하려면 어떤 가정과 제약 조건이 필요한지 알아보기

AMPTE 실험은 실제로 이루어졌다. 독일, 영국, 미국이 공동 개발한 프로젝트로, 세 개의 위성이 포함된다.

CCE: 전하 구성 탐사선 IRM: 이온 방출 모듈 UKS: 영국 위성 NASA 독일 명확히 GB Applied Physics Laboratory 존스 홉킨스 연구소 Max Planck 외계 연구소 Mullard 공간 센터 (UCL)

출처: NASA 역사 핸드북 pp 386-388 및 표 4-36, 4-37, 4-38

세 위성은 1984년 8월 16일 타원 궤도에 발사되었다.

유형 CCE IRM UKS 원궤도 49,618km 113,818km 113,417km 근궤도 1,174km 0402km 1,002km 기울기 02.9° 27.0° 26.9° 주기 939.5분 2,653.4분 2,659.6분 질량 242kg 705kg 077kg 운영 종료 1989년 7월 14일 1987년 11월, 5개월 후 고장

IRM 모듈은 (다른 것들 외에) 16개의 방출 캡슐이 짝지어져 있으며, 8개는 Li-CuO 혼합물, 나머지 8개는 Ba-CuO를 포함하고 있다. 위성으로부터 1km 이상 떨어진 곳에서 점화되어 고온의 리튬과 바륨 기체를 방출한다.

출처: NASA 역사 핸드북 pp 455 표 4-37 « 이온 방출 모듈 특성 »

모듈은 다양한 측정 장비를 포함한다. 스펙트로그래프, 이온 분석기, 자기장 측정기, 입자 에너지 분석기 등등.

AMPTE의 임무 중 하나는 (다른 것들 외에) « 인공적으로 주입된 플라즈마와 태양풍 간의 상호작용 연구 »이다.

또한 명확히 언급되어 있다: « 기대되는 결과 중 하나는 인공 혜성의 형성으로, 항공기와 지상에서 관측되었다. »

출처: NASA 역사 핸드북 p 386

리튬/바륨 방출은 총 4회 이루어졌다. 명확히 언급되어 있다:

« 우주선 관측 외에도 북반구 및 남반구의 지상 관측소와 항공기에서 인공 혜성과 꼬리 방출을 관측했다. »

또한 주목할 점은, 다른 논문에서도 언급되는 바와 같이:

**« CCE 데이터에서 추적 이온이 감지되지 않았다. **, 놀라운 결과, 왜냐하면 일반적인 이론에 따르면 CCE에서 중요한 추적 이온 플럭스가 관측되어야 했기 때문이다. »

또한: « 우주선은 두 개의 바륨 인공 혜성을 형성했다. 두 경우 모두 다양한 지상 관측소에서 이 혜성의 좋은 이미지를 확보했다. »

출처: NASA 역사 핸드북 p 387

방출 시점은 정확히 기록되어 있다:

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

1984년 9월 11일 및 20일: 리튬 구름 2개

1984년 12월 27일 및 1985년 7월 18일: 바륨 인공 혜성 2개

1985년 3월 21일, 4월 11일, 4월 23일, 5월 13일: 바륨 및 리튬 방출 각각 2회

방출 위치의 지도는 다음과 같다:

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

여기서 리튬 구름은 매우 넓게 퍼져 있는 반면, 바륨 혜성은 훨씬 더 뭉쳐 있다.

모든 실험에 대한 자세한 설명은 다음 사이트에서 확인할 수 있다:

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

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

etc etc .. MEPA / CHEM/MAG/

자세한 설명은 * IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 특별호* 에서 제공된다.

안타깝게도, CCE NSSDC ID SPMS – 00170, 84-088A-01C의 HPCE에 대한 6.4분 CDAW9 질량 에너지 스펙트럼 데이터는 비밀로 분류되어 있다. Applied Physics Laboratory에서 관리되며, Mr Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu와 연락 가능하다.

흥미로운 설명은 다음과 같이 제공된다: Ion Release Experiment NSSDC ID: 1984-088B-1

임무명: AMPTE/IRM

여기서 리튬/바륨 컨테이너 한 쌍이 총 2×10²⁵ / 7×10²⁴ 개의 리튬/바륨 원자를 방출한다고 언급한다.

특히 IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 특별호 p.253 G. Haerendel

주 연구자: Dr Arnoldo Valenzuela, Max Planck 연구소

Dr Gerhard Haerendel, Max Planck 연구소 조사원, hae@mpe.mpg.de

따라서 AMPTE 실험이 실제로 이루어졌으며, 지구 자기권을 연구하고 인공 혜성(또는 구름?)을 만들기 위해 바륨과 리튬 이온을 방출했다는 것이 입증되었다.

2. 리튬 및 바륨 이온의 역할

논문은 www.ntis.gov를 통해 수집되었으며, 검색 엔진을 사용하였다.

참고로, 다음 사이트: http://library.lanl.gov/catalog는 온라인 논문을 모두 삭제했으며, 특히 다음 논문이 포함된다:

« AMPTE 자기꼬리 바륨 방출의 관측 및 이론 » LA-10904-MS

로스앨러모스 기술 보고서

심지어 http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech 또는 http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/를 통해 접근해도 동일하다.

« AMPTE 방출 시뮬레이션: 통제된 글로벌 활성 실험.

과학 및 공학 연구 위원회, 칠턴(영국). 러서포드 애플턴 연구소;

캘리포니아 대학교 로스앤젤레스. 물리학과. »

제품 유형: 기술 보고서

NTIS 주문 번호: PB91-224782

페이지 수: 31페이지

날짜: 1991년 1월

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

1984년 AMPTE 우주선 방출은 두 가지 화학 물질을 포함했다: 리튬은 약 1시간 내에 광이온화되며, 바륨은 약 30초 내에 이온화된다. 두 화학 물질 모두 다른 물리적 과정을 연구하기 위해 사용되었으며, 리튬 방출은 태양풍 입자가 지구 자기권에 들어오는 경로를 조사하는 데 사용되었고, 바륨 방출은 중성 가스와 흐르는 플라즈마 간의 상호작용을 연구하는 데 사용되었다. 바륨 방출은 처음으로 인공 혜성을 생성했으며, 리튬 방출은 인간이 만든 가장 큰 물체를 생성했다. AMPTE 방출은 2차원 및 3차원 하이브리드 코드를 사용하여 입자 운동론 이온과 질량 없는 유체 전자를 포함해 시뮬레이션되었다. 코드는 흐르는 플라즈마 내에서 점진적으로 이온화되는 가스에 의해 플라즈마가 생성되는 경우에도 일반화되었다. AMPTE 인공 혜성의 시뮬레이션에서 저자들은 반자기 캐비티의 생성, 태양풍 양성자 속도 감소 및 휘어짐, 혜성 입자 가속화, 혜성 머리의 측면 휘어짐, 그리고 혜성 머리 한쪽에 나타나는 밀도 리프가 레이리-테일러 불안정성으로 설명되는 현상을 입증할 수 있었다.

보고서 번호: RAL-91-006

계약 번호: N/A

프로젝트 번호: N/A

작업 번호: N/A

NTIS 발표 이슈: 9121

두 가지 점이 특히 주목할 만하다: 바륨 이온은 처음으로 인공 혜성을 생성했으며, 리튬 이온은 인간이 만든 가장 큰 물체를 생성했다.

또한 두 번째 보고서에서 바륨 이온은 태양풍 내에서 약간 불안정한 반자기 캐비티를 형성하는 원인이 되었다고 언급된다.

이 불안정성은 J.D Huba의 « 우주 및 실험실 플라즈마에서의 홀 자기유체역학 »에서도 언급된다.

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

Phys. Plasmas 2 (6) 1995년 6월 pp 2504-2513,

여기서 AMPTE 실험(또한 1991년 1월 20일의 CRRES G-10 실험)이 언급된다:

« NASA AMPTE 미션 중, 바륨 방출은 지구 자기꼬리에서 고도 R = 11 Re에서 이루어졌다. 이 실험에서 중성 바륨 원자는 1km/sec의 속도로 반경 방향으로 팽창하며, 약 28초 내에 광이온화된다. 이후 플라즈마 팽창은 고운동 에너지 비율 플라즈마(Betak= 4piMoVo²/B²>>1, Mo는 바륨 이온의 질량)이며, 알프레드 하위 플라즈마(Vo<<Va=180km/sec)이다. 다음 동역학이 발생했다: (1) 바륨 플라즈마가 밀도 높은 껍질을 형성함; (2) 껍질 표면에 반자기 전류가 형성되어 자기 캐비티를 생성함; (3) 초기 운동 에너지가 '모은' 자기장 에너지와 유사해질 때 팽창이 멈춤; (4) 최종적으로 자기 캐비티는 붕괴되어 시스템이 방출 전 상태로 돌아감.

실험의 예상치 못한 특징 중 하나는 방출의 팽창 단계에서 불안정성의 발생이었다. 껍질에 대규모의 자기장선을 따라 정렬된 밀도 변동이 형성되었다. ... 이후 NASA CRRES(결합 방출 및 방사선 효과 위성) 미션 중에도 추가적인 고고도 바륨 방출이 이루어졌으며, 유사한 현상이 관측되었다. CRRES G-10 방출 당시, 현장 자기계 측정 데이터 분석에서 자기장의 대규모 진동이 확인되었다. 마지막으로, 홀 MHD는 AMPTE 바륨 방출이 태양풍 내에서 예기치 못한 횡방향 운동을 설명하는 데 사용되었다. »

따라서 이온과의 상호작용에 대해 이해되지 않은 현상이 존재하며, 방출 후 리튬 및 바륨 이온의 감지 부재가 여러 논문에서 강조된다:

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

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

« 다점 자기권 측정 » Advance in space Research 8(9). Pergamon Press Oxford 1988

« 구름과의 상호작용 연구는 놀라울 정도로 성공적이었지만, 이러한 방출로 인해 내부 자기권에서 이온은 감지되지 않았다. »

마지막으로

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

« 바륨 이온 구름 »은 방법과 외관을 설명하며, 아름다운 사진을 제공한다: « 곧 녹색 구름에서 분리된 푸른빛 이온 구름이 나타나며, 보통 자기장선 방향으로 길게 또는 줄무늬 형태로 나타난다. » 리튬 구름도 빠짐없이 포함된다.

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

리튬 통은 예정대로 위성에서 방출되어, 1월 17일 밤 11시 20분 CST에 붉은 빛을 내는 구름이 형성되었다.

두 종류의 이온이 사용된다: 바륨과 리튬. 바륨은 녹색이며 약간의 파란색이 섞여 있다. 리튬은 붉게 보인다.

바륨이 불안정하다고 보일 수 있으며, 리튬은 더 넓은 범위에서 더 안정적인 흔적을 남긴다는 점이 눈에 띈다.

그러나 여전히 바륨의 감지 부재 문제를 해결해야 한다.

라인은 다음과 같아야 한다:

중성 바륨: 553.5 nm

이온화 바륨: 455.4 nm / 493.4 nm, 가장 강한 것은 455.4 nm

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

피크 두 미디 스펙트럼에서 나온 점을 주목할 필요가 있다. 이는 라팔마의 한계에 가까운 수준이다.

**( 피크 두 미디 (5500-7000 A) 및 라팔마 (INT; 4000-6000 A) **

다른 관측소는 이 스펙트럼 범위를 관측하지 않았다.**** ---

부록 2

SL9의 밝기 추정

분해 전

1992년 7월 7일****

다음 가정을 기반으로 한다: P = 45W/m² (목성에서의 태양 일조량)

체적 지름: 10km, 반사율: 0.04

이로부터:

반사된 복사 에너지: 1.8 × 10⁸ 와트

지구에서 수신한 에너지: 4 × 10¹⁷ 와트/m² (지구-목성 거리를 약 4AU로 반올림)

기준으로 별표 베가(알파 라이라)를 사용한다. 약 0등급이며, 스펙트럼 분포는 « New Cosmos »의 그림 6.7 p 176에 제시되어 있다.

평균 스펙트럼 밀도: 5 × 10⁻¹¹ 와트/m²/나노미터

400~800nm 범위에서 평균 스펙트럼 밀도를 근사하고, 시각 범위의 평균 전력량을 계산하여 0등급 기준으로 삼는다.

그 후 고전적인 포그손 공식(M2-M1 = -2.5 logM2/M1)을 적용하면, SL9 물체의 시각 등급은 약 21.7이다.

이것은 Lindgren의 계산과 대략 일치한다. 실제로 별은 파란색이지만, 당시 감광판이나 CCD의 감도는 아마도 빨간색 쪽에 더 민감했을 것이며, 거리 값은 약간 반올림되었지만 주요 규모는 맞다.

반사율을 바꾸면(0.04에서 0.08로 매우 낮게), 등급이 0.75 등급 향상된다(지름이 루트(2) 배 증가하는 것과 동일).

따라서 분해 전, 로치 한계를 통과하기 직전에 물체의 등급은 약 21~22 등급 사이일 것이다.

이는 매우 감지 한계에 가까웠음을 의미하며, ESO의 1m 슈미트 망원경의 특성과 초점에 위치한 필름 또는 CCD의 성능을 정확히 알고 계산하여 신호 대 잡음비(S/N)를 산출해야만 결론을 내릴 수 있다. 그러나 전반적으로 감지 가능 한 한계에 있다는 점은 확실히 말할 수 있다.

(하늘의 잡음이 1각초 제곱당 약 22등급이라는 점을 기억해야 한다.)

따라서 감지 실패가 발생했을 가능성은 충분히 있다. 이는 주로 감지 장비와 해당 탐색 시 사용된 노출 시간에 달려 있다.

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