SL9 Schumaker-Levy wpływ na Jowisz
Podsumowanie badań przeprowadzonych w sprawie dokumentu SL9
9 grudnia 2003 roku
Część pierwsza
Pamiętamy, że tajemniczy dokument został odkryty na forum internetowym i opublikowany z cyberpunktu w Bordeaux, w którym podważono sztuczny charakter zjawiska opisanego później jako efekt rozpadu i uderzenia w lipcu 1994 roku obiektu wykrytego przez astronomów Eugena Schumakera i Carolyne Levy. Pełna treść tego tekstu znajduje się w jednej z załączników na końcu mojego ostatniego książki. W tej analizie przeprowadzonej przez astronoma A. Cohen’a, członka GESTO, zostały zestawione fakty potwierdzające lub zaprzeczające poszczególnym teoriom, z podaniem odpowiednich odniesień.
Podsumowując, A. Cohen wskazuje na wiele dziwnych szczegółów w oficjalnej teorii dotyczącej „przechwycenia, rozpadu i uderzenia komety w Jowisza”. Kluczowe punkty to:
-
Trudno wyobrazić sobie, jak planeta olbrzyma może „przechwycić” komę lub dowolny inny obiekt. Jest to problem dwuciałowy, w którym działają jedynie prawa Keplera. Kometa z założenia ma trajektorię nieregularną lub bardzo długą, poruszając się po torze w kształcie stożkowej z Słońcem jako ogniskiem. Przechwycenie wymaga problemu trójciałowego (J.M. Souriau). Najwyżej można rozważyć drastyczną zmianę toru komety oddziałującej z Jowiszem (problem trójciałowy: kometa – Jowisz – Słońce). Jednak w tych warunkach kometa nadal pozostaje przyciągana przez Słońce „skupione na nim”, pod względem grawitacyjnym, nawet jeśli ekscentryczność jej toru eliptycznego ulega zmianie. W przypadku różnych satelitów planet Układu Słonecznego przypomina się, że takie przechwycenia obiektów ziemskich prawdopodobnie miały miejsce w chwili powstawania naszego układu planetarnego, bardzo niestabilnego i skupionego na Słońcu. Dodatkowo publikacje wspominają o przypadku przechwycenia w latach 1920–1930. Obiekt SL9 (niepodzielony) miałby wówczas krążyć wokół Jowisza (na bardzo wydłużonej orbicie) przez prawie siedemdziesiąt lat, nie zostając wykryty.
-
Fakt, że obiekt, kometa lub asteroida, ulega rozpadowi lub rozkłada się, przechodząc przez „sferę Roche’a” planety, to zjawisko dobrze znane astrofizykom. Pierścienie Saturna oraz pierścienie innych planet olbrzymów prawdopodobnie mają ten początek. Przypomina się, że 21 obiektów zostało wykrytych w marcu 1993 roku przez Eugena Schumakera (zmarł trzy lata później w wypadku samochodowym w Australii) i Carolyne Levy, które wówczas znajdowały się w oddaleniu (blisko aphelium) względem Jowisza. Następnie spadły na planetę olbrzyma. Cohen wątpi, czy obiekt SL9 mógł być komety (dlaczego ta nie wydzielała gazów przez 70 lat, a nagle zaczęła to robić po rozpadzie). Ponadto widmo emisji mglistości otaczających obiekty nie zgadza się z klasycznym widmem ogonów komety. Te obiekty, nazwane „niezwykłymi” przez astronomów, wydzielały lit (Li). Fakt, że obiekt G kilka godzin przed uderzeniem w Jowisza wyemitował jony magnezu Mg+, pozostaje całkowicie niezrozumiały. A. Cohen wnioskuje, że w skrajnym przypadku obiekt mógł odpowiadać meteorytowi typu chondrytowemu węglowemu o bardzo niskim albedzie, co tłumaczyłoby jego niewykrycie przed rozpadem (...). W ramach tej teorii pozostało wyjaśnić, dlaczego wszystkie obiekty zaczęły wydzielać środowiska gazowe po rozpadzie. Nazwanie obiektu „niezwykłą komety lub asteroidą” (co stanowi oficjalny wniosek) to uproszczenie, które oznacza, że na końcu analizy danych z tych obiektów nie udało się wyciągnąć żadnych jednoznacznych wniosków.
-
Na poniższych zdjęciach widać, że chmury otaczające obiekty emitują w czerwonym (to prawdziwa barwa). To nie jest barwa komety, jak zwykle, i właśnie w tej linii emisji wydziela się lit. Mamy zatem bardzo dziwną komę. Cohen przyjmuje hipotezę, że po rozpadzie powstała pyłowa masa została rozproszona w pobliżu Jowisza. To właśnie te mikrocząstki uwolnione emitowałyby w czerwonym. Sprawa pozostaje jednak... mało jasna, trzeba to przyznać.
-
Jednak najbardziej niezrozumiałym faktem jest to, że ta seria obiektów, które z założenia powinny stać się emisyjne od razu po rozpadzie, ustalone w czasie przez obliczenia na 8 lipca 1992 roku, przez całe miesiące nie została wykryta aż do marca 1993 roku. Oczywiście Jowisz nie jest obserwowalny w dowolnym momencie. Planety nie pozostają nieruchome. Ziemia się obraca. Ale konfiguracja planetarna sprawia, że zdarzenie, które zostało wykryte przez Schumakera i Levy w marcu 1993 roku, mogłoby zostać obserwowane kilka miesięcy wcześniej, gdy planeta była nadal bardzo dobrze widoczna. Od razu, gdy Jowisz staje się obiektem obserwacji, jest śledzony przez setki astronomów. A. Cohen przypomina, że świetne zdjęcia, po wykryciu w 1993 roku, mogły zostać wykonane przez amatorów posiadających małe teleskopy wyposażone w czujniki CCD, z lustrem o średnicy tylko dziesięciu centymetrów! Przypomina również o programach prowadzonych za pomocą dużych teleskopów pola, umieszczonych w dużych obserwatoriach, badających środowisko jowiszowskie. Pytanie wartych sto euro brzmi więc: dlaczego nie było żadnych wykryć w miesiącach poprzedzających marzec 1993 roku, kiedy to zespół obiektów był już z założenia widoczny przy stosunkowo niewielkich środkach? ---
Komentarz A. Cohena:
1/ Wprowadzenie i kilka zdjęć
Celem tego dokumentu jest podsumowanie różnych cech obiektu SL9, wskazanie ich źródeł, porównanie z danymi dotyczącymi znanych ciał niebieskich (komet, asteroid, pasa Kuipera...) oraz ostateczne wyróżnienie punktów powodujących problemy lub wymagających głębszych badań.
Prezentacja będzie się odbywać w kolejności chronologicznej zdarzenia, mianowicie: przechwycenie komety i orbita wokół Jowisza, rozpad, obserwacja przed uderzeniem, obserwacje podczas uderzenia oraz obserwacje po uderzeniu.
Zdjęcia zrobione przez kosmiczny teleskop Hubble’a dotyczące SL9, które można znaleźć na wielu stronach internetowych
Wyżej klasyczna kometa Hale-Bopp
2/ Orbitografia, odkrycie i brak wykrycia przed marcem 1993 roku
Circumstancje odkrycia zostały wspomniane w kilku artykułach i stronach internetowych, m.in. (2), (3), (4):
(2) „Kometę Schoemaker-Levy 9”
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm, które podsumowują wszystkie wydarzenia do uderzenia z piękną galerią zdjęć
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm, które podsumowują wykrycie przez amatora przy użyciu małego urządzenia
Zgodnie z różnymi artykułami o SL9, analiza orbity przeprowadzona przez astronomów (5) pokazuje, że została ona przechwycona około lat 1920–1930 przez Jowisza i od tego czasu krążyła wokół niego bez wykrycia aż do jej rozpadu 7 lipca 1992 roku (potwierdzone przez Z. Sekaninę (16), rys. 2 z dokładnością do godziny), przed wykryciem w marcu 1993 roku, przechodząc poniżej granicy Roche’a.
Założenie, że komety są wykrywane bardzo późno i zazwyczaj przez amatorów, jest naturalne, ponieważ prace i pole widzenia dużych profesjonalnych teleskopów tego nie umożliwiają. Jednak w przypadku SL9 obiekt krążył ponad 70 lat wokół Jowisza, więc nie chodzi o przejście przypadkowe, ale o powtarzające się zjawisko i w płaszczyźnie zbliżonej do ekliptyki (okres orbity szacowany na około dwa lata).
2.1 Czy był zbyt słaby, by został wykryty?
Musimy tu rozróżnić dwie fazy: przed i po rozpadzie komety w granicy Roche’a Jowisza 7 lipca 1992 roku
2.1.1 Wykrycie po rozpadzie (po 7 lipca 1992 roku)
W rzeczywistości jak pokazuje strona kanałka (4), nawet mały teleskop o średnicy 10 cm pozwala na jego zarejestrowanie, choć słabo, a teleskop o średnicy 25 cm nie pozostawia już żadnych wątpliwości. Zatem jego wykrycie nie jest prywatnym udziałem bogatych amatorów, ale możliwe dla posiadaczy standardowych lub nawet prostych instrumentów, szczególnie że znajduje się w „okolicach” Jowisza, które są intensywnie obserwowane przez amatorów.
Jasne jest, że wykrycie po rozpadzie jest możliwe i nawet pewne, o ile ktoś zrobił zdjęcia w tej okolicy między lipcem 1992 a marcem 1993 roku. Co najbardziej zdumiewające to fakt, że tysiące, jeśli nie miliony zdjęć Jowisza robionych przez amatorów. W okresie lipiec/sierpień 1992 roku ten obiekt o wielkości gwiazdowej 13/14 w bezpośredniej bliskości musiałby się pojawić na tych zdjęciach. Byłoby bardzo interesujące odnaleźć takie zdjęcia! Do tej pory nie udało się odnaleźć żadnych profesjonalnych zdjęć Jowisza z tego okresu. Poniższy szczegół pochodzi ze strony kanałka, zawiera mapę nieba z „Sky and Telescope” z lutego 1994 roku, pozwalającą śledzić miesięcznie położenie Jowisza (na górze) i komety (na dole) aż do uderzenia w lipcu 1994 roku.
Poniżej fragment strony kanałka pokazujący, jak amator z małym teleskopem mógł go zarejestrować na swojej kamery:
- „Szybko poprosiłem go o dokładne położenie komety i powiedział mi, że znajduje się dokładnie tam, gdzie wskazywały ephemeridy. Przyglądając się moim zdjęciom CCD zrobionym moim małym teleskopem 10 cm w F6, zrobionym w tym samym czasie co Denis Martel, zauważyłem, że jest tam, ale świeci bardzo słabo. Po prostu brakowało mi rozdzielczości z powodu krótkiej ogniskowej mojego małego teleskopu 10 cm. Przykręciłem kamerę do mojego głównego teleskopu i 11 marca 1994 roku w końcu uzyskałem pierwsze zdjęcie komety**. Wielkość gwiazdowa wynosiła około +16, a jądra +17 do +18**. Jak przewidziano, położenie było dokładnie tam, gdzie wskazywały ephemeridy. Jakie piękne widzenie – zobaczyć na ekranie komputera komety o wyglądzie „LINII PUNKTÓW NA NIEBIE”*
„Jako sprzęt używam teleskopu Meade Schmidt-Cassegrain o średnicy 25 cm F10 LX-200 z obiektywem redukcyjnym F10 do F6 (1500 mm długości ogniskowej), kamery CCD SBIG model ST-6 i map nieba URANOMETRIA 2000, gdzie gwiazdy mogą osiągać wielkość +9,5. Zanotowałem położenia komety w amerykańskich czasopismach „Sky and Telescope” i „Astronomy” i przepisałem je na moje mapy. Moje pierwsze próby rozpoczęły się w lutym 1994 roku. Jowisz był widoczny na niebie rano na południowym wschodzie, musiałem wstać około 3:00, by ustawić sprzęt i spróbować zlokalizować kometę. Musiałem wytrzymać mrozy polarny, gdy temperatura czasem zbliżała się do -37°C. Pamiętajcie o rekordowych mrozach z zimy 1994 roku! (Problem z lokalizacją wynikał z bardzo wąskiego pola Cassegraina 25 cm)”
2.1.2 Wykrycie przed rozpadem (przed 7 lipca 1992 roku)
Przynajmniej dwa profesjonalne programy poszukiwania nie wykryły go, jeden szukający odległych obiektów w Układzie Słonecznym (Pasa Kuipera Jane Luu i David Jewitt) (6), drugi szukający komet w pobliżu Jowisza Tancredi i Lindgren (7), (8).
Artykuł Luu i Jewitta:
„Od 1987 roku rozpoczęliśmy kampanię obserwacyjną, by sprawdzić, czy Układ Słoneczny naprawdę jest pusty poza orbitą Plutona, czy może jest zaludniony małymi zimnymi ciałami. Aby zebrać słabe światło odbite od tak odległych ciał, porzuciliśmy tradycyjne płytki fotograficzne i użyliśmy elektronicznych detektorów ładunku (CCD), bardziej wrażliwych, zamontowanych na dużym teleskopie. Największą część naszych badań przeprowadziliśmy na 2,2-metrowym teleskopie na szczycie Mauna Kea na Hawajach. Korzystając z detektora CCD połączonego z tym teleskopem, robiliśmy serie czterech zdjęć określonej części nieba. Każde zdjęcie było ekspozowane przez 15 minut, a komputer pokazywał sekwencję czterech zdjęć w szybkim tempie. Obiekty, które lekko się przemieszczały między zdjęciami w stosunku do gwiazd na tle, są członkami Układu Słonecznego . Przez pięć lat nic nie znaleźliśmy .....”
Tancredi i Lindgren raportują negatywne poszukiwanie komet w pobliżu Jowisza w 1992 roku podczas badań przeprowadzonych w ESO w marcu 1992 roku, czyli rok przed odkryciem SL-9 i kilka miesięcy przed jej rozpadem przez Jowisza. Użyty teleskop to 100-cm teleskop Schmidt ESO. Granica wykrywalności została oszacowana na B = 21,5 (patrz załącznik 2 do obliczeń prawdopodobnej wielkości gwiazdowej SL9). Jakie byłyby cechy takiego obiektu z tej odległości przy wielkości gwiazdowej tego rzędu?
Odwołajmy się teraz do Z. Sekaniny (14), (16), która wyprowadza (14) §6, że największy fragment ma średnicę ok. 4 km (przyjmując albedo 0,04), inne obiekty mają średnicę ok. 2–4 km (14) rys. 2 i (14) tabela 1. Szacunek wielkości komety przed jej przejściem przez granicę Roche’a to (Z. Sekanina (16) § 6) ok. 10 km, z masą 1017 g przy założeniu gęstości 0,2 g/cm3. Te wartości wyprowadzone na podstawie pomiarów są potwierdzone modelami Sekaniny (16) § 5.4.
Zgodnie z J. Crovisierem (5), opierając się na Tancredim i Lindgren (7), wielkość gwiazdowa 21,5 powinna odpowiadać ciału o średnicy maksymalnej 7,2 km.
Wydaje się więc, że ten obiekt mógł zostać wykryty przed rozpadem (przejście od 7 do 10 km odpowiada podwojeniu powierzchni równoważnej, czyli podwojeniu odbicia, zatem przybliżenie zysku jednej małej wielkości gwiazdowej).
Warto też podkreślić, że ta ocena zakłada hipotezę, że kometa była całkowicie nieaktywna przed rozpadem. W przeciwnym razie obserwowane wielkości (D.E. Trilling i in. (15) rys. 1 w czerwonym/zielonym/niebieskim), różne fragmenty (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) mają wielkości gwiazdowe od 21,5 do 18 (z średnicami ok. 1–4 km!) i wielkość w czerwonym ok. 18–19. Można też odnieść się do G.P. Chernovy i in. (11) rys. 1, która pokazuje, że fragment Q (średnica 4 km) ma wielkość widzialną 18,2, a najmniejsze fragmenty (średnica ok. kilometra lub mniejsza) mają wielkości widzialne ok. 20,8.
Rozważmy również D. Jewitta (9) rys. 2, gdzie widać wykres wszystkich fragmentów, których wielkość z filtrem czerwonym mieści się między 17,5 a 19,2 w marcu 93 i 20–22 w czerwcu 1994 roku. Pokazuje to osłabienie rozpraszania, co sugeruje, że w okresie lipiec/sierpień 1992 roku te wielkości musiały być wyższe (o jedną lub dwie wielkości gwiazdowe, czyli Mag 15/16?).
Uwaga o albedo, rzędy wielkości: Księżyc: 0,073, lawy Etny: 0,04, bazalt: 0,05, popiół Wulkanu Wespu: 0,16 (19) Atlas Astronomii, asteroida 951 Gaspra: 0,23, asteroida 253 Mathilde: 0,04, Ziemia: 0,36, asteroidy węglowe chondryty typu C (0,03–0,08 albedo) (20) The New Cosmos § 3.3.2 str. 71
Mathilde uznawana jest za mając bardzo bardzo niskie albedo.
Wydaje się więc niezwykle zdumiewające, że ten obiekt SL9 był przez tyle lat niezauważony.
Aby kontynuować w tym kierunku, spróbujemy odzyskać zdjęcia profesjonalne i amatorskie Jowisza z okresu lipiec 1992 – marzec 1993 roku, spróbujemy również skontaktować się z autorami Luu i Jewitt, by dokładniej poznać ich granice wykrywalności, okresy i kierunki obserwacji podczas tych pięciu lat.
W obecnym stanie rzeczy ten aspekt nie sprzecza się z dokumentem SL9, który według swojej logiki całkowicie tłumaczy jego brak, po prostu dlatego, że wcześniej nie istniał. Na tym etapie badań nic nie pozwala uzasadnić tej nieobserwacji, zarówno przed, jak i po rozpadzie, ani charakteru klasycznego lub „normalnego” tego obiektu.
Uważamy, że bardzo ważne jest odzyskanie zdjęć Jowisza i jego okolic w okresie lipiec 1992 – marzec 1993 roku.
3/ SL9 rzadka kometa krążąca wokół Jowisza? ?
(6) „Pasek Kuipera” Jane Luu i in.
„Teoria Kuipera pozostawała nieznana, aż Paul Joss z Massachusetts Institute of Technology obliczył w latach 70., że niska prawdopodobieństwo przechwycenia grawitacyjnego przez Jowisza nie byłoby zgodne z dużą liczbą obserwowanych komet krótkookresowych.
W 1988 roku Kanadyjczycy Martin Duncan, Thomas Quinn i Scott Tremaine użyli symulacji numerycznych, by zbadać, jak olbrzymie planety gazowe przechwyciły komety. Podobnie jak P. Joss, wywnioskowali, że mechanizm przechwycenia jest mało skuteczny...”
(19) Układ Słoneczny / Komete II str. 121 i 126
„Najbardziej znaczące zaburzenia to te, podczas których orbita o długim okresie przekształca się, podczas przelotu blisko planety, w elipsę, której aphelium znajduje się około orbity Jowisza lub nieco dalej: tak przechwycone komety tworzą rodzinę komet. Rodzina Jowisza posiada 68 komet lub więcej, z okresami od 5 do 8 lat”
Ale wśród tych 68 żadna nie krąży wokół Jowisza – wszystkie krążą wokół Słońca. Zob. str. 126
Wynika stąd, że nawet przechwycenie tej „kometę” i umieszczenie jej na orbicie wokół Jowisza to zjawisko EKSTREMALNIE RZADKIE w historii układu słonecznego. Analiza orbity tej komety pokazuje ponadto, że sięga ona do granicy obszaru grawitacyjnego Jowisza.
Rozważmy teraz obserwacje dotyczące „wygląd” tego obiektu:
D. Jewitt (9), „Obserwacje fizyczne nie dają odpowiedzi na pytanie o komety czy asteroidy”
R.M. West i in. (10), „Główne wyniki to to, że każdy skupiskowy ma dwie „ogony”, słabszy, który wygląda „normalnie”, i silniejszy, zgodny z ruchem w kierunku zegara, który nadal jest skierowany w stronę Jowisza. Przyczyna istnienia tego niezwykłego ogona i jego kształtu obecnie nie jest znana.”
G.P. Chernova i in. (11), „Nie nastąpiła żadna zmiana wyglądu komety podczas jej przejścia przez minimalny kąt fazowy. To sprawia, że prawdopodobne jest, że ogony podjąder są synchroniczne, tzn. produkcja pyłu nie odbywa się w tym samym czasie obserwacji”
„Ponieważ obserwowaliśmy komety bardzo blisko koniunkcji, kąt koniunkcji ogonów w pobliżu podjąder powinien się znacznie zmienić. Fakt, że tego nie zaobserwowano, przemawia przeciwko idei ciągłej produkcji pyłu, jaką promuje Sekanina. Jeśli, jak my uważamy, ogony są zjawiskami synchronicznymi, leżałyby one w płaszczyźnie orbity komety, jeśli kometa poruszałaby się tylko pod wpływem siły słonecznej. Ponieważ Ziemia musi przechodzić przez tę płaszczyznę, gdy kometa przechodzi przez kąt zero, wygląd ogonów widziany z Ziemi musiałby się zmienić. Ponieważ tego nie zaobserwowano, musimy wnioskować, że ze względu na wpływ Jowisza na orbitę komety, ta orbita już nie leży w płaszczyźnie. Bez wątpienia teoria mechaniczna ogonów komet, gdy stosowana do tego wyjątkowego obiektu, może dać ważne wskazówki dotyczące historii obserwowanego chmury pyłu.”
J.A. Stüwe i in. (12), „Średnie indeksy barwowe dla wszystkich fragmentów i wszystkich zestawów danych wymienionych w tabeli 3 pokazują, że pył SL-9 jest nieco czerwieńszy niż Słońce, co można oczekiwać dla światła słonecznego odbitego przez mikrocząstki pyłu”
„Nasza analiza widm w zakresie 320 nm do 940 nm jest zgodna ze spektrum słonecznym odbitym przez Słońce, bez dodatkowej emisji”
F. Colas i in. (13), „Tylko ziarna większe niż 0,1 mm mogły pozostać wystarczająco blisko fragmentów przez dwa lata, by zostać wykryte na obrazach CCD. Według naszego zdania, to bardziej prawdopodobne, ponieważ nie zaobserwowaliśmy żadnej struktury w chmurze, jaką oczekiwano, gdyby była produktem aktywności fragmentów.”
„To dowodzi, że te ziarna mogą być pozostałością rozpadu komety w lipcu 1992 roku, choć część może pochodzić z słabej emisji małych ziaren przez fragmenty.”
„Dokładna interpretacja tych komet i ogonów nie jest oczywista. Może to być wynik słabej aktywności komety lub dużego pyłu lub podfragmentów powstałych podczas rozpadu w lipcu 1992 roku”
D.E. Trilling i in. (15), „Nie znajdujemy istotnych różnic kolorystycznych między fragmentami. Stwierdzamy, że fragmenty są czerwieńsze niż Słońce, a kolory SL9 są zgodne z typowymi kometami. Jednak zmiany koloru względem odległości od środka fragmentu są nietypowe.”
„Z drugiej strony, Chernova i in. (1995) stwierdzają trend czerwienienia wraz ze wzrostem odległości do 50 000 km dla wielu, ale nie wszystkich fragmentów. Trend koloru wraz ze wzrostem odległości może być wskazówką na zmianę rozkładu wielkości cząstek wraz ze wzrostem odległości.”
Zdeněk Sekanina (16), „Choć wygląd P/Shoemaker-Levy 9 był niepodważalnie unikalny wśród obserwowanych komet, można jednak znaleźć pewne, choć bardzo odległe podobieństwa z dwiema innymi komietami rozdzielonymi przez przyciąganie grawitacyjne, P/Brooks 2 (1889 V) i kometa słoneczna 1882 II.”
Analiza różnych obserwacji (9,10,11,12,13,14,15,16) pokazuje, że wyjątkowość tego obiektu jest uznawana przez większość. Tak samo dotyczy zjawiska jego przechwycenia i orbity (6), (19).
**„Ogon” nie odpowiada klasycznemu ogonowi komety i wydaje się lepiej tłumaczyć się jako pozostałość pyłu wytworzona przez rozpad „kometę” podczas jej przejścia w lipcu 1992 roku (czerwony odcień, pył milimetryczny/centymetrowy, wymieranie, a szczególnie G.P. Chernova i in. (11)), spektralny wygląd również pokaże (patrz niżej) całkowitą brak emisji gazowej charakterystycznej (OH, CN, ...), ponadto wszystkie fragmenty wyglądają zupełnie identycznie.
W obecnym stanie rzeczy nie pozwala to na zaprzeczenie dokumentowi SL9 (czerwony hal w wyniku obecności fluorescencyjnego litu/baru odbijającego światło Słońca). Zjawisko wymierania może być wyjaśnione przez rozrzedzenie gazu, brak produkcji pyłu (G.P. Chernova i in. (11)) jest w tym przypadku oczywisty, brak degazowania również. Lekka różnica czerwienienia w zależności od odległości pozostaje do wyjaśnienia.
4/ Skład / Spektroskopia obiektu SL9 przed uderzeniem
Dokument SL9 odnosi się do eksperymentu AMPTE jako wstęp, który miał wytworzyć fałszywą komę. Zobacz osobny dokument AMPTE w załączniku 1, którego wnioski potwierdzają, że testy zostały przeprowadzone z tym celem, używając sztucznych chmur baru i litu jonizowanych przez wiatr słoneczny.
To nie wystarczy, by twierdzić, że reszta rozumowania jest prawdziwa.
Przypomina się również UCL (21)
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
„Jony litu i baru są dobrymi „jonami śledzącymi”, ponieważ są nietypowe w naturalnych plazmach kosmicznych, więc wykrycie prawie na pewno wskazywałoby na źródło IRM”
University College of London (UCL) to laboratorium, które dostarczyło jednego z trzech satelitów eksperymentu AMPTE.
Zatem skupimy się na analizie wszystkich spektroskopii i innych badań przeprowadzonych przez obserwatoria na całym świecie na obiekcie SL9
Wyróżniono, że WSZYSTKIE badania przeprowadzone w kometach oraz przez teleskopy ziemskie i HST, a także radioteleskopy, były negatywne dla następujących substancji: OH, CN, CO+, CO.
J.A. Stüwe i in. (12) tabela 4 – „Widma pojedynczych jąder w tej okolicy nie wykazują dowodów emisji cząsteczkowej ../.. ponieważ emisji nie wykryto, ustaliliśmy granice górne 3 sigma dla tempa produkcji CN dla pięciu fragmentów. Granice górne Qcn są o jedno rzędu mniejsze niż wartości wcześniej ustalone dla całej kometarnej linii (Cochran et al., 1994, Icarus). Jednak nasza średnia wartość log(Qcn)=23,4 nadal mieści się w zakresie wartości produkcji rzeczywiście zmierzonych dla komety o niskiej aktywności, np. P/Howell (23,3) lub P/Haneda-Campos 1978 J (23,6)”
J. Crovisier (5) – tabela 2 – Granice spektroskopowe (3 sigma) na tempa produkcji gazów w SL-9 przed uderzeniami, potwierdzają brak wykrycia przez pięć głównych profesjonalnych obserwatoriów z granicą górną tego samego rzędu.
Gdy wspomina się, że takie wykrycia spektroskopowe na odległościach powyżej 5 AU są ekstremalnie rzadkie, ten argument jest dyskusyjny, ponieważ miały miejsce (Chiron 10 AU, P/SW1, 6 AU, P/Halley 4,8 AU) przy mniej zaawansowanych środkach.
J. Crovisier (5) §2 – „Rzeczywiście ostatnie obserwacje radiowe P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1), aktywnej kometę z prawie kołową orbitą na Rh=6 AU (czyli poza Jowiszem), wykazały, że jej aktywność może być kontrolowana sublimacją CO. Aktywność komety obserwowana daleko od Słońca coraz częściej pojawia się w kometach z rosnącą czułością nowoczesnych technik – prawdopodobnie wynika to z sublimacji bardzo lotnych substancji.”
Żadna kometa nie została obserwowana przez tak wiele zespołów, takimi teleskopami, tak zaawansowanymi i tak długo. Można rozsądnie przypuszczać, że takie metody wykrywania stosowane na kometach ogólnie pokazałyby wiele wykryć tych ciał na tych odległościach.
Hale Bope (23)
Ta kometa została szczegółowo przebadana i daje pojęcie o rzędach wielkości między różnymi wykrytymi substancjami na komecie. Można przypuszczać, że te stosunki mogą znacznie się różnić w zależności od obserwowanych ciał, jednak rzędy wielkości stosunków głównych składników powinny być charakterystyczne.
Ten drugi wykres jest bardzo interesujący, ponieważ daje pojęcie o minimalnej odległości, od której kometa zaczyna parować i generować gazy, jak również typ gazu i rzędy wielkości ilości związanej z odległością od Słońca w jednostkach astronomicznych.
Jasno wynika, że WODA i CO są dominujące i znacznie przeważają, pojawiając się około 5 AU.
W kontekście braku wody, odległość od Słońca 5 AU, J. Crovisier (5) §3, jest fakt, że temperatura osiągnięta nie pozwala na sublimację wody teoretycznie. Jednak już wcześniej obserwowano ją na tych odległościach:
· wykrycia miały miejsce na innych kometach znajdujących się na podobnej odległości z znacznie wyższymi tempami emisji (10e29) Bowell 1982 I, J. Crovisier (5) §3 / (A. Hearn et al. 1984)
i (20) The New Cosmos § 3.1.2 str. 48
„Z drugiej strony pomiary podczerwone dla głównych planet, Jowisza, Saturna i Neptuna wskazują na straty promieniowania 2 do 3 razy większe niż pochłonięte promieniowanie słoneczne. Jowisz: 1,7 +/- 0,1. Ta energia wynika z wydzielania energii grawitacyjnej lub ciepła pozostającego od czasu powstawania planet.”
· Jeśli chcemy przeprowadzić kompletny bilans energetyczny SL9, należy dodać do energii słonecznej otrzymanej na odległości Jowisza energię wewnętrzną wyemitowaną przez Jowisza, która stanowi 70% poprzedniej, oraz część energii słonecznej odbitej przez Jowisza (albedo 0,73, więc ¾ energii otrzymanej przez Jowisza od Słońca jest ponownie emitowane). Jeśli spojrzymy na odległość orbity SL9 od Jowisza nawet w minimum, wynosi ona 50 000 km. Przyjmując stałą słoneczną na odległości 5,4 AU, Jowisz otrzymuje od Słońca 45 W/m², jego energia wewnętrzna pozwala emitować dodatkowe 32 W/m² oraz odbicie przez albedo 31 W/m², co oznacza, że SL9 otrzyma około 50 W całkowicie, biorąc pod uwagę przekrój 1 km², zaniedbywalny w stosunku do stałej słonecznej 45 W/m².
Zatem „bliskość” Jowisza nie zmienia całkowitej energii otrzymanej przez SL9 podczas jego obiegu planety.
Wreszcie należy ponownie zaznaczyć hipotezę albedo przyjętą w obliczeniach wykrywalności: 0,04, co jest bardzo niskie, co oznacza, że 96% otrzymanej energii słonecznej jest pochłaniane przez ciało SL9, czyli ok. 43 W/m², co odpowiada temperaturze równowagi 117 K. Znów otrzymujemy wartość podaną przez J. Crovisiera – 120 K. Wydaje się rzeczywiście prawdopodobne, że temperatura ciała nie jest wystarczająca do znaczącej sublimacji wody. W rzeczywistości bardziej prawdopodobne jest, że rzeczywiste albedo jest wyższe, a wtedy temperatura byłaby jeszcze niższa.
Podsumowując, należy stwierdzić, że brak wykrycia w włosach SL9 żadnego gazu (OH, CN, CO+, CO) we wszystkich długościach fal, przez najmocniejsze teleskopy ziemskie i kosmiczne, przez długie okresy czasu, przez wiele zespołów doświadczonych, wyposażonych w najlepsze detektory kiedykolwiek budowane, nie jest fundamentalnie niezwykły pod względem wykrywania wolnego rodnika OH, jednakże dla gazu CO wydaje się, że na podstawie innych pomiarów na typowych komietach, albo ta kometa SL9 jest nietypowa ze względu na bardzo niski poziom emisji CO, albo bardziej prawdopodobnie nie doszło do rzeczywistej emisji.
Ostatni, bardzo ważny punkt: przypadkowe (fortuitne!) wykrycie emisji Mg+ (dublet w okolicy 280 nm), obserwowane przez HST na fragmencie G 14 lipca 1994 roku, czyli cztery dni przed uderzeniem. Do tej pory nie znaleziono żadnej solidnej, dobrze uzasadnionej i potwierdzonej faktami racjonalnej wyjaśnienia tego zjawiska.
J. Crovisier* (5) §3 str. 9 / Weaver et al. 1995; Feldman et al. 1995*
5/ Podsumowanie analizy obiektu SL9 przed uderzeniem
Analizy przeprowadzone przed uderzeniem § 2/3/4 pozwalają stwierdzić następujące fakty:
Obiekt SL9 jest a priori nietypowy zarówno pod względem orbity, procesu uwięzienia, braku wykrycia przed marcem 1993 roku, niestandardowej ogonu, jak i całkowitego braku emisji gazowej. Ten nietypowy charakter potwierdzony jest lub wspomniany przez większość cytowanych autorów.****
((27) Sichao Wang i in. )** « Nie wykryto emisji gazowej, zaobserwowano jedynie niewielkie ilości wody z ciemnych plam (po uderzeniach), a niski albedo tych plam sugeruje, że kometa Shoemaker-Levy 9 to nowa klasa obiektów różniąca się od znanych komet i planetoid»**
Spróbujmy sklasyfikować te różne elementy pod względem potencjalnych wyjaśnień:
Legendę: NC: niezgodne, C: zgodne, I: konieczne dalsze badania
Pochodzenie SL9 Kometa Planetoida typu Dokument SL9
Węglowe chondryty
typ C
Brak wykrycia
Przed rozpadem NC/I1 NC/I1 C/I1
Brak wykrycia
Po rozpadzie NC/I1 NC/I1 C/I1
Ogon pyłowy NC C C
Brak emisji C C C
Orbita C C C
Brak emisji C NC/I2 C C
Czerwony wygląd / + czerwony słońce C C C/I3
Zanik czerwonego halu C C C
Albedo 0,04 NC C C
Wykrycie Mg++ C ? ? C C
Wymagane są dodatkowe badania/informacje na co najmniej trzech punktach:
I1: uzyskanie zdjęć w okolicy Jowisza w miesiącach lipiec/sierpień 1992 roku
I2: uzyskanie bardzo nowych danych statystycznych dotyczących emisji CO z komet na odległości powyżej 5 AU
I3: uzyskanie dodatkowych informacji o lekkim zmianie koloru czerwonego w zależności od odległości w ogonie
Na tym etapie badania żadna z trzech możliwości nie może zostać wykluczona, jednakże hipoteza komety wydaje się znacznie mniej prawdopodobna niż hipoteza planetoidy typu chondryt węglowy typ C ((20) The New Cosmos § 3.3.2 str. 71-72), ((27) Sichao Wang i in.)** zlokalizowanej zwykle w zewnętrznej pasie planetoid, charakteryzującej się bardzo niskim albedem 0,04 i małą gęstością, uwięzionej przez Jowisza w wyniku zaburzeń grawitacyjnych.**
Hipoteza przedstawiona w dokumencie SL9 nie może zostać odrzucona – wszystkie wymienione fakty są zgodne z wyjaśnieniem podanym w dokumencie.****
Niewiarygodna trudność uwięzienia, orbity i braku wykrycia są bardzo problematyczne, ale nie decydujące na tym etapie.
6/ Analiza obiektu SL9 po uderzeniu
Należy zaznaczyć, że biorąc pod uwagę energię wydzieloną podczas uderzenia, bardzo prawdopodobne jest, że miały miejsce silne rekompozycje oraz różne reakcje chemiczne, które częściowo lub całkowicie ponownie skomponowały wszystkie lub część cząsteczek i jonów obecnych w obiekcie SL9 . (26) Borunov i in.
Badania spektroskopowe pozwalają więc na identyfikację atomów, ale z pewnością nie na identyfikację cząsteczek, które mogły mieć różne źródła i bardzo chaotyczną historię chemiczną. Ponadto skład atmosfery Jowisza wskazuje, że w warstwach wysokich (takich jak miejsce uderzenia) całkowicie brakuje metali, a obecne są chmury o zróżnicowanej składzie, w tym między innymi NH3, NH4SH, H2O. Dlatego byłoby bez sensu próbować wnioskować o obecności takich cząsteczek lub ich pochodnych po uderzeniu.
Wstępnie należy zaznaczyć, że najmocniejsze uderzenia nie były związane z fragmentami, które a priori wydawały się największe. To zostało podkreślone przez wielu obserwatorów.
6.1 / Analiza spektroskopowa po uderzeniu SL9
J. Crovisier (5) §4 / Lista wykrytych linii została jasno przedstawiona w dokumencie J. Crovisiera, a poniżej przestawiamy bardziej zwięzłą wersję:
Tabela 4-1
Inna lista została przedstawiona w (24) M. Roos-Serote i in. Tabela 2.
Z jednej strony wynika, że niektóre linie nie zostały zidentyfikowane, a z drugiej – że obserwowane po uderzeniu linie bardzo ważne dla Na, Ca, Fe i Li zostały wykryte przez wielu obserwatorów.**
W artykule wspomniano, że zostały one zidentyfikowane w spektrum surowym bez konieczności jego przetwarzania! ! Dodatkowo ponownie wykryto linie Mg, Mg+, Fe, Fe+. Linie są całkowicie nasycane, co oznacza, że szacunki całkowitej ilości nie mogą być dokonane i prowadzą jedynie do bardzo niedoszacowania.****
Poza tym bardzo duża obecność litu (linie nasycenia) jest bardzo niepokojąca.
w (24) M. Roos-Serote i in.* « Atomy lub związki metaliczne zwykle nie występują w atmosferze Jowisza. Dlatego wnioskujemy, że metale obserwowane podczas uderzeń L i Q1 zostały uwolnione z odpornych materiałów komety. Przed wydarzeniem SL9 linie te były obserwowane jedynie w spektrach materiału komety w pożarach meteorów (Borovicka 1993, 1994) oraz w komietach zbliżających się do Słońca. Najlepiej dokumentowanym przypadkiem jest kometę Ikeya-Seki 1965 VIII, która zbliżyła się do Słońca na odległość zaledwie 0,0078 AU (czyli wewnątrz korony) 21 października 1965 roku. W tym momencie obserwowano linie kilku metali (Na, K, Ca, Ca+, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu), a odtworzenie względnych ilości było możliwe (Preston 1967; Arpigny 1979). Linia rezonansowa litu nie mogła wówczas zostać wykryta.»
*Sodium rezonansowe linie obserwowano również w kilku kometach, które przeszły Słońce na odległość mniejszą niż 1 AU. Skład chemiczny pyłu z komety Halley, w tym metale do niklu, został również badany przez spektrometrię masową in situ na pokładzie sond VEGA i Giotto (Jessberger et al. 1988). Stwierdzono ilości zbliżone do słonecznych dla pierwiastków od węgla po nikle ZNOWU LI NIE BYŁO OBSERWOWANE.» J Crovisier (5) §4 str. 14 « Linia nasycenia nie może przekroczyć .... Ta intensywność została przekroczona dla linii obserwowanych przez IUE oraz większości linii widzialnych »
Zobacz również reakcje (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html cytowane niżej
Przyjrzyjmy się teraz standardowym składom komet, planetoid i Układu Słonecznego:
(5) J Crovisier Tabela 1, (24) M. Roos-Serote i in. Tabela 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 Tabela 7.5 str. 216-217
Litu nie ma w kometach, lit jest obecny w meteorytach i Układzie Słonecznym, stosunek Li/Na wynosi 0,001, (20) The New Cosmos podkreśla, że zawartość litu w Układzie Słonecznym jest niższa niż w meteorytach około 1000-krotnie, ponieważ Li jest niszczony w reakcjach jądrowych słonecznych stopniowo, ale potwierdza stosunek 1000 między Li i Na w meteorytach, szczególnie w chondrytach węglowych typu C1.
Wykrycie litu w spektrum po uderzeniu dowodzi więc, że nie może to być kometa.
Zawartość litu w SL9 jest problematyczna pod względem interpretacji jako planetoida typu chondryt C1, ponieważ wydaje się ona a priori nadmiernie wysoka – o czynnik 60! ! Jednakże, odnosząc się do *(24) M. Roos-Serote i in. Tabela 3, zauważamy, że linie sodu, wapnia i potasu są nasycenia, co oznacza, że ich szacunki są niedoszacowane, podczas gdy linia litu nie jest nasycana. W takim przypadku możliwa jest interpretacja typu chondryt C1 zgodna ze standardowym stosunkiem 1000, jeśli zaakceptujemy korektę w górę ilości sodu, potasu i wapnia, zgodną z niedoszacowaniem wynikającym z nasycenia.
W przypadku linii cząsteczkowych bardzo trudno jest wyciągnąć jakiekolwiek wnioski, ponieważ ponownie uwzględniając dużą siłę uderzenia i potencjalne reakcje chemiczne z składnikami już obecnymi w atmosferze Jowisza. Wydaje się bardzo trudne stwierdzić pochodzenie wody i innych wykrytych cząsteczek, które mogły bardzo dobrze pochodzić z reakcji po uderzeniu składników atmosfery jowiszowej.
Jedyna potencjalnie rozróżnialna miara nie została przeprowadzona (stosunek deuteru do wodoru).
(5) J Crovisier § 4.4 Wskazówki z aerozoli / Nicholson i in. 1995
Wykryto aerozole w pasmie 10 mikronów, natychmiast po uderzeniu fragmentu R na obserwatorium Mount Palomar, odpowiadające silikatom o masie około 6·10¹² gramów z ziarnami o promieniach rzędu mikrona i gęstości 3,3 g/cm³.
Liczba odwiedzin tej strony od 3 grudnia 2003 roku:
Powrót do Nowości Powrót do Przewodnika Powrót do Strony głównej
