SL9 Schumaker Levy impacto em Júpiter
Síntese do estudo realizado sobre o dossier SL9
9 de dezembro de 2003
Primeira parte
Recorda-se que um documento misterioso havia sido descoberto em um fórum da internet e colocado online a partir de um cybercafé em Bordeaux, colocando em dúvida o caráter artificial do fenômeno que foi descrito posteriormente como o efeito da fragmentação e impacto, em julho de 1994, do objeto detectado pelos astrônomos Eugene Schumaker e Carolyne Levy. Encontrar-se-á a integralidade deste texto numa das anexos incluídos no final do meu último livro. Neste estudo, realizado por o astrônomo A. Cohen, membro do GESTO, este listou os fatos que confirmam ou desmentem as diversas teses em discussão, citando as referências associadas.
**Em resumo, **A. Cohen destaca várias coisas estranhas na tese oficial sobre "a captura, a fragmentação e o impacto de um cometa em Júpiter". Os pontos marcantes são:
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É difícil compreender como poderia ocorrer a "captura" de um "cometa", ou de qualquer outro objeto, por um planeta gigante. Trata-se de um "problema de dois corpos", no qual apenas as leis do movimento de Kepler estão envolvidas. Um cometa é, a priori, um objeto com trajetória aperiódica ou de longo período, circulando em uma trajetória na forma de uma cônica tendo o Sol como foco. Uma captura implica um "problema de três corpos" (J.M. Souriau). No máximo, pode-se considerar uma modificação drástica da trajetória de um cometa interagindo com Júpiter (problema de três corpos: cometa - Júpiter - Sol). Mas, nessas condições, o cometa permanece sempre atraído pelo Sol "centrado nele", gravitacionalmente, mesmo que a excentricidade de sua trajetória elíptica seja alterada. A propósito dos diferentes satélites dos planetas do sistema solar, lembra-se que essas capturas de objetos terrestres variados provavelmente ocorreram no momento exato do nascimento de nosso sistema planetário, muito agitado, centrado no Sol. Além disso, as publicações mencionam uma captura que teria ocorrido entre 1920 e 1930. O objeto SL9 (não fragmentado) teria então orbitado ao redor de Júpiter (com uma trajetória muito excêntrica) durante cerca de setenta anos, sem ser detectado.
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O fato de um objeto, cometa ou asteroide, se fragmentar, ou até desintegrar-se ao passar pela "esfera de Roche" de um planeta, é um fenômeno bem compreendido pelos astrofísicos. Os anéis de Saturno, assim como os anéis das diferentes planetas gigantes, provavelmente têm essa origem. Lembra-se que os 21 objetos foram detectados em março de 1993 por Eugene Schumaker (falecido três anos depois em um acidente de carro na Austrália) e Carolyn Levy ainda estavam em afastamento (próximos do afélio) em relação a Júpiter. Então, eles mergulharam na planeta gigante. Cohen duvida que esse objeto SL9 possa ser um cometa (por que este não teria liberado gás durante 70 anos, para começar de repente a fazê-lo após a fragmentação). Além disso, o espectro de emissão das nebulosidades ao redor dos objetos não corresponde ao espectro clássico das caudas de cometas. Esses objetos, qualificados de "atípicos" pelos astrônomos, emitiam lítio. O fato de o objeto G ter emitido íons de magnésio Mg+ algumas horas antes de mergulhar em Júpiter permanece totalmente incompreensível. A. Cohen conclui que, no limite extremo, o objeto poderia corresponder a uma meteorito do tipo condrito carbonáceo, com albedo muito baixo, o que explicaria sua não detecção antes da fragmentação (...). Seguindo essa tese, ainda restaria explicar por que todos os objetos teriam começado a emitir ambientes gasosos após a fragmentação. Qualificar um objeto de "cometa ou asteroide atípico" (o que é a "conclusão oficial") é um eufemismo para dizer que, no final das contas, não se pôde concluir nada definitivo da análise dos dados provenientes desses objetos.
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Nas fotos abaixo, vê-se que as nuvens ao redor dos objetos emitem na cor vermelha (é a verdadeira cor). Isso não é a cor dos cometas, normalmente, e também é nessa linha que o lítio emite exatamente. Aqui temos, portanto, um cometa bastante estranho. Cohen adere, por sua vez, à hipótese de uma massa pulverulenta que teria sido dispersa após a fragmentação, nas proximidades de Júpiter. Seriam essas micropartículas liberadas que reemitiriam na cor vermelha. A coisa permanece... pouco clara, é preciso admitir.
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Mas o fato mais incompreensível é que essa sequência de objetos, que, em princípio, deveriam ter se tornado emissivos imediatamente após a fragmentação, localizada no tempo por cálculo no dia 8 de julho de 1992, teria escapado a toda detecção até março de 1993. É claro que Júpiter não é observável a qualquer momento. Os planetas não permanecem imóveis. A Terra gira. Mas a configuração planetária faz com que o evento, detectado por Schumaker e Lévy em março de 1993, poderia ter sido observado nos poucos meses anteriores, quando o planeta ainda era muito visível. Assim que Júpiter se presta a observações, é imediatamente rastreado por legiões de astrônomos. A. Cohen lembra que excelentes fotografias, após a detecção em 1993, puderam ser obtidas por amadores com pequenos telescópios equipados com CCD, tendo espelhos de apenas dez centímetros! Ele também menciona programas conduzidos com telescópios de grandes campos, instalados em grandes observatórios, explorando o ambiente joviano. A pergunta de cem euros é, portanto: por que não houve nenhuma detecção nos meses anteriores a março de 1993, quando o trem de objetos deveria já ter sido observável com meios relativamente modestos? ---
O comentário de A. Cohen:
1/ Introdução e algumas imagens
O objetivo deste documento é sintetizar as diversas características do objeto SL9, mencionar suas fontes, compará-las com os dados estabelecidos sobre corpos celestes conhecidos (cometas, asteroides, cinturão de Kuiper, etc.) para finalmente destacar os pontos problemáticos ou que exigem investigações mais aprofundadas.
A apresentação será feita na ordem cronológica do evento, a saber: captura do cometa e órbita ao redor de Júpiter, fragmentação, observação antes do impacto, observações durante o impacto e observações pós-impacto.
Fotos tiradas pelo telescópio espacial Hubble do SL9 presentes em muitos sites
Acima, um cometa chamado clássico Hale Bope
2/ Orbitografia, descoberta e não detecção antes de março de 1993
As circunstâncias de sua descoberta são mencionadas em vários artigos e sites, incluindo (2), (3) e (4):
**(2) « O cometa de Schoemaker-Levy 9 », **
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm, que resume todos os episódios até o impacto com uma bela galeria de fotos
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm, que resume sua detecção por um amador com um instrumento pequeno
De acordo com os diferentes artigos sobre SL9, a análise da órbita feita pelos astrônomos (5) mostra que ela teria sido capturada por volta dos anos 1920/1930 por Júpiter e desde então orbitou ao redor de Júpiter sem jamais ser detectada até sua fragmentação em 7 de julho de 1992 (confirmada por Z. Sekanina (16) Figura 2 com precisão de uma hora), passando abaixo do limite de Roche antes de sua detecção em março de 1993.
É, a princípio, normal que cometas sejam detectados muito tardiamente e geralmente por astrônomos amadores, pois os trabalhos e os campos de visão dos grandes telescópios dos profissionais geralmente não permitem isso. Por outro lado, no caso de SL9, esse objeto orbitou durante mais de 70 anos ao redor de Júpiter, portanto, não se trata de uma passagem fortuita, mas sim repetida e em um plano próximo ao da eclíptica (o período da órbita é estimado em torno de dois anos).
2.1 Era muito fraca para ser detectada?
Devemos aqui distinguir duas fases: antes da desintegração e após a desintegração do cometa no limite de Roche de Júpiter em 7 de julho de 1992
2.1.1 Detecção após a desintegração (após 7 de julho de 1992)
Na verdade, como mostra o site canadense (4), um pequeno telescópio de 10 cm permite registrá-lo, embora fracamente, e um telescópio de 25 cm não deixa mais dúvida. Portanto, sua detecção não é privilégio de amadores ricos, mas está dentro das possibilidades de proprietários de instrumentos clássicos ou modestos, especialmente porque está na "periferia" de Júpiter, que é alvejada pelos amadores.
É evidente que a detecção pós-desintegração é possível e até certa desde que alguém tenha tirado fotos nessa região entre julho de 1992 e março de 1993. O que é realmente surpreendente é que milhares, se não milhões, de fotos amadoras de Júpiter são tiradas. Durante o período de julho/agosto de 1992, esse objeto de magnitude global 13/14, próximo imediato, teria inevitavelmente aparecido nessas fotos. Seria extremamente interessante encontrá-las! Até hoje, nenhuma referência a fotos profissionais de Júpiter nessa época pôde ser recuperada. O detalhe abaixo extraído do site canadense acima, reproduzindo Sky and Telescope fevereiro de 1994, dá um mapa do céu permitindo localizar, mês a mês, a posição de Júpiter (no topo) e do cometa (na parte inferior) até o impacto em julho de 1994.
Abaixo, um trecho do site canadense, mostrando como um amador com um telescópio modesto pôde registrá-lo em sua câmera pessoal:
- « Eu me apressei em pedir a posição exata do cometa e ele me informou que estava exatamente no local indicado pelos ephemerides. Ao examinar minhas imagens CCD tiradas com meu pequeno telescópio de 10 cm em F6, capturadas no mesmo momento que Denis Martel, percebi que ele estava lá, mas brilhava muito fracamente. Eu simplesmente faltava resolução por causa do curto foco do meu pequeno telescópio de 10 cm. Reinstalei minha câmera em meu telescópio principal e, em 11 de março de 1994, finalmente obtive minha primeira imagem do cometa**. A magnitude dele devia estar em torno de +16 e as dos núcleos em +17 a +18**. Como previsto, sua posição estava exatamente onde os ephemerides indicavam. Que espetáculo ver na tela do computador um cometa com aparência de uma LINHA DE PONTOS NO CÉU »*
« Como equipamento, usava um telescópio Meade Schmidt-Cassegrain de 25 cm F10 LX-200 com uma lente redutora de foco de F10 para F6 (1500 mm de comprimento focal), uma câmera CCD SBIG modelo ST-6 e cartas do céu URANOMETRIA 2000, cujas estrelas podem atingir a magnitude +9,5. Eu havia anotado as posições do cometa nas revistas americanas «Sky and Telescope» e «Astronomy» e as transcrevi em minhas cartas. Meus primeiros testes começaram no mês de fevereiro de 1994. Júpiter estava visível no céu ao sul-leste pela manhã e eu precisava acordar por volta das 03h00 para instalar meus instrumentos e tentar localizar o cometa. Tive que enfrentar frios polares com temperaturas às vezes próximas a -37°C. Lembre-se dos recordes de frio do inverno de 1994!» (O problema de localização vem do campo já muito estreito do Cassegrain de 25 cm)
2.1.2 Detecção antes da desintegração (antes de 7 de julho de 1992)
Pelo menos dois programas profissionais de pesquisa não o detectaram, um procurando objetos distantes do Sistema Solar (Cinturão de Kuiper Jane Luu e David Jewitt) (6), o outro procurando cometas nas proximidades de Júpiter Tancredi e Lindgren (7), (8).
Artigo de Luu e Jewitt:
« Desde 1987 começamos uma campanha de observações para saber se o Sistema Solar era realmente vazio além da órbita de Plutão ou se estava povoado por pequenos corpos frios. Para captar a fraca luz refletida por astros tão distantes, abandonamos as tradicionais placas fotográficas e usamos detectores eletrônicos de transferência de carga (CCD), mais sensíveis, instalados em um grande telescópio. Realizamos a maior parte de nossa pesquisa no telescópio de 2,2 metros de diâmetro do Havaí no topo do Mauna Kea. Com um detector CCD acoplado a este telescópio, tiramos séries de quatro imagens de uma região do céu. Cada imagem foi exposta durante 15 minutos e um computador exibia a sequência das quatro imagens em rápida sucessão. Os objetos que se movem ligeiramente de uma imagem para outra em relação às estrelas de fundo são membros do sistema solar . Durante cinco anos não encontramos nada ..... »
Tancredi e Lindgren relatam uma pesquisa negativa de cometas nas proximidades de Júpiter em 1992, durante uma pesquisa realizada na ESO em março de 1992, ou seja, um ano antes da descoberta SL-9 e vários meses antes de sua desagregação por Júpiter. O telescópio usado foi o telescópio de Schmidt de 100 cm da ESO. A magnitude limite de detecção foi estimada em B = 21,5 (ver Anexo 2 para cálculo da magnitude provável do SL9). Quais seriam as características desse objeto a essa distância para uma magnitude desse nível?
Referimo-nos então a Z. Sekanina (14), (16), que conclui (14) §6 que o fragmento maior tem um diâmetro da ordem de 4 km (supondo um albedo de 0,04), outros objetos são da ordem de 2 a 4 km (14) Figura 2 e (14) Tabela 1. Quanto à estimativa do tamanho do cometa antes de sua passagem pelo limite de Roche, é (Z Sekanina (16) §6) da ordem de 10 km, com uma massa de 10¹⁷ gramas, assumindo uma densidade de 0,2 g/cm³. Esses valores deduzidos das medições são confirmados pelos modelos de Sekanina (16) §5.4.
De acordo com J. Crovisier (5), baseando-se em Tancredi e Lindgren (7), a magnitude de 21,5 deveria corresponder a um corpo com diâmetro máximo de 7,2 km.
Parece, portanto, que esse corpo poderia ter sido detectado antes da desintegração (a passagem de 7 para 10 km corresponde a uma superfície equivalente dobrada, logo uma reflexão dobrada, portanto, grosseiramente, um ganho de uma pequena magnitude).
É também importante destacar que essa estimativa pressupõe a hipótese de que o cometa estava totalmente inativo antes da desintegração. No outro caso, as magnitudes observadas (D.E. Trilling et al. (15) Figura 1 em vermelho/azul/verde), os diferentes fragmentos (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) têm magnitudes variando entre 21,5 e 18 (com diâmetros da ordem de 1 a 4 km!) e uma magnitude na cor vermelha da ordem de 18 a 19. Também podemos nos referir a G.P. Chernova et al. (11) Figura 1, que mostra que o fragmento Q (diâmetro de 4 km) tem uma magnitude visual de 18,2 e os fragmentos menores (diâmetro da ordem de um quilômetro ou inferior) têm magnitudes visuais da ordem de 20,8.
Consideremos também. D. Jewitt (9) Figura 2, onde vemos um gráfico de todos os fragmentos, cuja magnitude com um filtro vermelho está entre 17,5 e 19,2 em março de 1993 e entre 20 e 22 em junho de 1994. Isso mostra que estamos assistindo a uma atenuação da dispersão, o que sugere que na época de julho/agosto de 1992 essas magnitudes deveriam ter sido mais altas (entre uma e duas magnitudes, ou seja, Mag 15/16?)
Observação sobre os albedos, ordens de grandeza: Lua: 0,073, Lava do Etna: 0,04, Basalto: 0,05, Cinzas do Vesúvio: 0,16 (19) Atlas de Astronomia, Asteroide 951 Gaspra: 0,23, asteroide 253 Mathilde: 0,04, Terra: 0,36, Asteroides carbonáceos do tipo C (albedo 0,03-0,08) (20) The New Cosmos § 3.3.2 pp71
Mathilde é considerado como tendo um albedo extremamente baixo.
Parece, portanto, extremamente surpreendente que esse objeto SL9 tenha passado despercebido durante tantos anos.
Para continuar nessa linha, tentaremos recuperar fotos de profissionais e amadores de Júpiter durante o período de julho de 1992, tentaremos também entrar em contato com os autores Luu e Jewitt para conhecer com mais precisão seus limites de detecção, períodos e direções de observação durante esses cinco anos.
No estado atual, esse aspecto não contradiz em nada o documento SL9, que, seguindo sua lógica, explica perfeitamente sua ausência simplesmente porque ele não existia antes. Nada permite justificar essa não detecção, pré ou pós-desintegração, neste estágio do estudo, nem o caráter clássico ou "normal" desse objeto.
Consideramos que é muito importante poder recuperar fotos de Júpiter e de suas proximidades durante o período de julho de 1992 a março de 1993.
3/ SL9 um cometa raro orbitando ao redor de Júpiter? ?
(6) « A Cintura de Kuiper » de Jane Luu e colegas
« A teoria de Kuiper permaneceu desconhecida até que Paul Joss do Instituto de Tecnologia de Massachusetts calculou, nas décadas de 1970, que a baixa probabilidade de captura gravitacional por Júpiter não era compatível com o grande número de cometas de curto período observados. ...
Em 1988, os canadenses Martin Duncan, Thomas Quinn e Scott Tremaine usaram simulações numéricas para estudar como os planetas gasosos gigantes capturavam cometas. Assim como P. Joss, eles concluíram que o mecanismo de captura é pouco eficiente ..... »
(19) O Sistema Solar / Os Cometas II pp 121 e 126
« As perturbações mais notáveis são aquelas nas quais uma órbita de longo período se transforma, durante um passagem próxima a um planeta, em uma elipse cujo afélio está localizado aproximadamente na órbita de Júpiter ou um pouco além: os cometas assim capturados constituem uma família de cometas. A família de Júpiter possui 68 cometas ou mais, cujos períodos variam de 5 a 8 anos »
Mas desses 68, nenhuma está em órbita ao redor de Júpiter; todas estão ao redor do Sol. Ver p. 126
Aparece, portanto, que a captura mesmo desse "cometa" e sua colocação em órbita ao redor de Júpiter seja um fato EXTREMAMENTE RARO na vida do sistema solar. A análise da órbita desse cometa mostra ainda que ela se estende até o limite extremo da zona gravitacional de Júpiter.
Consideremos agora as observações feitas sobre o "aspecto" desse objeto:
D. Jewitt (9), « Observações físicas não fornecem resposta ao problema do cometa versus asteroide »
R.M. West et al. (10), « O principal resultado é, portanto, que cada condensação tem duas "caudas", uma mais fraca que parece "normal" e uma mais forte, curvada no sentido horário, que continua a apontar para Júpiter. A razão para a presença dessa cauda anômala e sua forma não é conhecida atualmente. »
G.P. Chernova et al. (11), « Nenhuma mudança de aparência do cometa ocorreu quando o cometa passou pelo ângulo mínimo de fase. Isso torna provável que as caudas dos subnúcleos sejam sincrônas, ou seja, que a produção de poeira não esteja ocorrendo ao mesmo tempo das observações »
« Como observamos o cometa muito próximo da oposição, o ângulo de oposição das caudas próximas aos subnúcleos deveria mudar significativamente. O fato de isso NÃO ser observado argumenta contra a ideia de produção contínua de poeira favorecida por Sekanina. Se, como pensamos, as caudas são características sincrônas, elas estariam no plano da órbita do cometa, se o cometa estivesse se movendo apenas sob a força solar. Como a Terra deve atravessar esse plano quando o cometa passa pelo ângulo zero, o aspecto das caudas visto da Terra deveria mudar. Como isso não foi observado, devemos concluir que, devido à influência de Júpiter sobre a órbita do cometa, essa órbita já não estava mais localizada em um plano. Sem dúvida, a teoria mecânica das caudas de cometas, quando aplicada a esse objeto peculiar, pode fornecer pistas importantes sobre a história da nuvem de poeira observada. »
J.A. Stüwe et al. (12), « Os índices de cor médios em todos os fragmentos e todos os conjuntos de dados listados na Tabela 3 mostram que a poeira do SL-9 é um pouco mais avermelhada que o Sol, como se espera para a luz solar refletida por partículas microscópicas »
« Nossa análise dos espectros na faixa de 320 nm a 940 nm é consistente com um espectro solar refletido pelo Sol, sem emissão adicional »
F. Colas et al. (13), « Apenas os grãos maiores que 0,1 mm poderiam ter permanecido próximos o suficiente dos fragmentos por dois anos para serem observados em quadros CCD. Na nossa opinião, isso é mais provável porque não observamos nenhuma estrutura na nuvem, como seria esperado se fosse produto da atividade dos fragmentos. » .../ ..
« Isso demonstra que esses grãos podem ser resíduos da ruptura do cometa em julho de 1992, embora parte deles possa vir de uma emissão tênue de pequenos grãos pelos fragmentos. »
« A interpretação exata dessas caldas e caudas não é óbvia. Pode ser o resultado de uma atividade cometária fraca ou de poeira grande ou subfragmentos criados durante a ruptura em julho de 1992 »
D. E. Trilling et al. (15), « Não encontramos diferenças significativas de cor entre os fragmentos. Encontramos que os fragmentos são mais avermelhados que o Sol, e que as cores do SL9 são consistentes com as de um cometa típico. No entanto, mudanças na cor em relação à distância do centro do fragmento são incomuns. »
« Por outro lado, Chernova et al. (1995) encontram uma tendência de avermelhamento com a distância crescente até 50.000 km para muitos, mas não todos os fragmentos. Uma tendência na cor com a distância crescente pode ser uma indicação de uma mudança na distribuição do tamanho das partículas com a distância crescente. »
Zdenek Sekanina (16), « Embora a aparência de P/Shoemaker-Levy 9 fosse inquestionavelmente única entre os cometas observados, certas semelhanças, ainda que remotas, podem ser encontradas com dois outros cometas fragmentados por marés, P/Brooks 2 (1889 V) e o Sungrazer 1882 II. »
Parece, na análise das diferentes observações (9,10,11,12,13,14,15,16), que o caráter atípico desse objeto seja aceito pela grande maioria. O mesmo ocorre com o fenômeno de sua captura e órbita (6), (19).
A "cauda" não corresponde a uma cauda cometária clássica e parece poder ser melhor interpretada como o resíduo de poeira gerado pela fragmentação do "cometa" durante sua passagem em julho de 1992 (coloração avermelhada, poeira milimétrica/centimétrica, desvanecimento, e principalmente G.P. Chernova et al. (11)**), o aspecto espectroscópico também mostrará (ver infra) a ausência total de emissão gasosa característica (OH, CN, ..), além disso, todos os fragmentos aparecem totalmente idênticos.
*No estado atual, isso não permite contradizer o documento SL9 (halo avermelhado devido à presença de Lítio/Bário fluorescente refletindo a luz do Sol). O aspecto de desvanecimento pode ser explicado por uma rarificação do gás, a não produção de poeira (G.P. Chernova et al. (11)) * é evidente nesse caso, a ausência de degaseamento também. A leve diferença de avermelhamento em função da distância permanece para explicar.
4/ Composição / Espectroscopia do objeto SL9 antes do impacto
O documento SL9 faz referência à experiência AMPTE como pré-ambulo para gerar um falso cometa. Ver o dossier específico AMPTE no anexo 1, cujas conclusões confirmam que testes foram realizados com esse objetivo a partir de nuvens artificiais de Bário e Lítio ionizados pelo vento solar.
Isso não é suficiente no estado atual para afirmar que o resto do raciocínio seja verdadeiro.
Também é lembrado UCL (21)
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
« Íons de lítio e bário são bons "íons traçadores", pois são incomuns em plasmas espaciais naturalmente ocorrentes, portanto, uma detecção quase certamente indicaria que a IRM havia sido a fonte »
O University College of London (UCL) é o laboratório que forneceu um dos três satélites da experiência AMPTE.
Portanto, nos dedicaremos a estudar todas as análises espectrais e outras conduzidas por observatórios de todo o mundo sobre o objeto SL9.
É destacado que TODAS as pesquisas realizadas na coroa e feitas tanto por telescópios terrestres quanto pelo HST, bem como por radiotelescópios, foram negativas em relação a todas as seguintes espécies: OH, CN, CO+, CO.
J.A. Stüwe et al. (12) Tabela 4 – « Os espectros dos núcleos individuais nesta região não mostram evidência de emissão molecular ../.. como nenhuma emissão foi detectada, determinamos limites superiores de 3 sigma para a taxa de produção de CN para os cinco fragmentos. Os limites superiores em Qcn são uma ordem de grandeza inferiores aos valores previamente determinados para todo o trem cometário (Cochran et al., 1994, Icarus). No entanto, nosso valor médio de log(Qcn)=23,4 ainda está na faixa de taxas de produção realmente medidas em cometas de baixa atividade, como por exemplo P/Howell (23,3) ou P/Haneda-Campos 1978 J (23,6) ».
J. Crovisier (5) – Tabela 2 – Limites espectroscópicos (3 sigma) sobre as taxas de produção de gás no SL-9 antes dos impactos, confirmando a não detecção por cinco observatórios profissionais principais com um limite superior da mesma ordem.
Quando se menciona que tais detecções espectroscópicas a distâncias superiores a 5 UA são extremamente raras, esse argumento é discutível, pois detecções já ocorreram (Chiron 10 UA, P/SW1, 6 UA, P/Halley 4,8 UA) com meios menos poderosos.
J. Crovisier (5) §2 – « De fato, observações recentes de rádio de P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1), um cometa ativo com uma órbita quase circular a Rh=6 UA (ou seja, além de Júpiter), revelaram que sua atividade pode ser governada pela sublimação de CO. A atividade cometária observada longe do Sol agora é revelada em cada vez mais cometas com o aumento da sensibilidade das técnicas modernas – provavelmente devido à sublimação de tais espécies extremamente voláteis. »
Nenhum cometa foi observado por tantas equipes, com tantos telescópios, tão aperfeiçoados e durante tanto tempo. É razoável pensar que tais métodos de detecção empregados em cometas em geral teriam mostrado muitas detecções desses corpos a essas distâncias.
Hale Bope (23)
Este cometa foi estudado em detalhe, e dá uma ideia dos ordens de grandeza relativos entre as diferentes espécies detectadas em um cometa. Pode-se supor que essas proporções possam variar amplamente conforme os corpos observados, no entanto, a ordem de grandeza das razões dos corpos principais deverá ser característica. * ***** ** ** * *****
Este segundo gráfico é muito interessante porque dá uma ideia da distância mínima a partir da qual o cometa começa a se evaporar e a gerar gases, bem como o tipo de gás e a ordem de grandeza da quantidade associada em função da distância ao Sol em Unidades Astronômicas.
É evidente que a ÁGUA e o CO são predominantes e de longe e aparecem a partir de cerca de 5 UA.
Quanto à ausência de água, a distância ao Sol de 5 UA, J. Crovisier (5) §3, é um fato que a temperatura atingida não permite a sublimação da água teoricamente. No entanto, já foi observada a essas distâncias:
· Detecções já ocorreram em outros cometas situados a distâncias semelhantes com taxas de emissão bem superiores (10e29) Bowell 1982 I, J. Crovisier (5) §3 / (A 'Hearn et al. 1984)
e (20) The New Cosmos § 3.1.2 pp 48
« Por outro lado, medições infravermelhas para os planetas principais, Júpiter, Saturno e Netuno, indicam perdas radiantes que são de 2 a 3 vezes maiores que a radiação solar absorvida. Júpiter: 1,7 +/- 0,1. Essa energia é devida à liberação de energia gravitacional ou ao calor restante da época da formação dos planetas. »
· Se quisermos fazer um balanço energético completo do SL9, devemos adicionar à energia solar recebida na distância de Júpiter, a energia própria irradiada por Júpiter, que representa 70% da anterior, bem como uma parte da energia solar refletida por Júpiter (albedo 0,73, portanto os ¾ da energia recebida por Júpiter do Sol são reemitidos). Se olharmos para a distância orbital de SL9 a Júpiter mesmo no mínimo, está a 50.000 km. Considerando a constante solar à distância de 5,4 UA, Júpiter recebe do Sol 45 W/m², sua energia interna permite emitir 32 W/m² além da reflexão por albedo de 31 W/m², o que significa que SL9 receberá cerca de 50 W no total considerando uma seção transversal de 1 km², negligenciável em relação à constante solar de 45 W/m².
Portanto, a "proximidade" de Júpiter não muda a energia total recebida por SL9 em sua trajetória ao redor do planeta.
É finalmente importante destacar mais uma vez a hipótese de albedo considerado nos cálculos de detecção: 0,04, o que é extremamente baixo, e significa que 96% da energia solar recebida são absorvidos pelo corpo SL9, ou seja, cerca de 43 W/m², o que corresponde a uma temperatura equivalente ao equilíbrio de 117 K. Encontramos aqui o valor exibido por J. Crovisier de 120 K. Parece realmente provável que a temperatura do corpo não seja suficiente para uma sublimação significativa da água. De fato, é mais provável que o albedo real seja maior e, nesse caso, a temperatura seria ainda mais baixa.
Em conclusão, retemos que a não detecção, no cabelo de SL9, de qualquer espécie de gás (OH, CN, CO⁺, CO) em todas as comprimentos de onda, por telescópios terrestres e espaciais de maior potência, durante longos períodos, por equipes múltiplas e experientes, todas equipadas com os melhores detectores já construídos, não é fundamentalmente anormal no que diz respeito à detecção do radical OH; contudo, para as espécies CO, parece, à luz de outras medições em cometas típicos, que ou esta cometa SL9 é atípica por seu muito baixo nível de liberação de CO, ou, mais provavelmente, que não houve realmente liberação alguma.
Último ponto, extremamente importante: a detecção (fortuita!), de uma emissão de Mg⁺ (duplicata em torno de 280 nm) observada pelo HST no fragmento G em 14 de julho de 1994, quatro dias antes da colisão. Até hoje, nenhuma explicação racional sólida e consolidada por fatos foi encontrada para isso.
J. Crovisier* (5) §3 p 9 / Weaver et al. 1995; Feldman et al. 1995*
5/ Conclusão da análise do objeto SL9 antes da colisão
As análises realizadas antes da colisão § 2/3/4 permitem estabelecer os seguintes fatos:
O objeto SL9 é, de início, atípico tanto por sua órbita, sua captura, sua não detecção antes de março de 1993, sua cauda não padrão, sua ausência total de liberação gasosa. Esse aspecto atípico é confirmado/mencionado pela maioria dos autores citados.****
**((27) Sichao Wang et al.) **« Não foi detectada nenhuma liberação gasosa, apenas pequenas quantidades de água foram detectadas nas manchas escuras (pós-colisão), e o baixo albedo dessas manchas sugerem que o cometa Shoemaker-Levy 9 é uma nova classe de objeto diferente dos cometas e asteroides conhecidos »
Tentemos classificar esses diferentes elementos em relação às explicações potenciais.
Lenda: NC: não compatível, C: compatível, I: investigações complementares a realizar
Origem SL9 Cometa Asteroide tipo Doc SL9
Carbonáceos condritos
tipo C
Não detecção
Antes da desintegração NC/I1 NC/I1 C/I1
Não detecção
Após a desintegração NC/I1 NC/I1 C/I1
Cauda poeirenta NC C C
Sem emissão
Órbita C C C
Ausência de liberação gasosa NC/I2 C C
Aparência vermelha / + vermelha do sol C C C/I3
Desvanecimento do halo vermelho C C C
Albedo 0,04 NC C C
Detecção de Mg⁺⁺ C ? ? C C
São necessárias investigações/informações adicionais em pelo menos três pontos:
I1: obter imagens ao redor de Júpiter durante os meses de julho/agosto de 1992
I2: obter informações muito recentes sobre as estatísticas de liberação de CO em cometas a uma distância superior a 5 UA
I3: obter informações adicionais sobre a leve mudança de cor vermelha em função da distância na cauda
Neste estágio do estudo, nenhuma das três possibilidades pode ser descartada; no entanto, parece que a hipótese de um cometa é muito menos provável do que a de um asteroide do tipo condrito carbonáceo tipo C ((20) **The New Cosmos § 3.3.2 pp71-72), ((27) Sichao Wang et al.) **normalmente localizado na faixa externa dos asteroides, correspondendo ao albedo extremamente baixo de 0,04 e à baixa densidade, capturado por Júpiter após perturbações gravitacionais.
A hipótese documentada no SL9 não pode, por sua vez, ser rejeitada; todos os fatos mencionados são coerentes com a explicação dada no documento.****
A extrema improbabilidade de captura, órbita e não detecção são muito problemáticas, mas não decisivas neste estágio.
6/ Análise do objeto SL9 pós-colisão
É importante destacar que, dada a energia liberada durante a colisão, é altamente provável que tenham ocorrido fortes recombinações e diversas reações químicas, parcial ou totalmente recombinando todas ou partes das moléculas e íons presentes no objeto SL9 . (26) Borunov et al.
O estudo espectroscópico realizado permite identificar átomos, mas certamente não moléculas que poderiam ter diversas origens e uma história química extremamente perturbada. Além disso, a composição de Júpiter destacada mostra nas camadas altas (as da colisão) uma ausência total de elementos metálicos, ao mesmo tempo em que há presença de nuvens com composição variada, incluindo entre outros NH₃, NH₄SH, H₂O; portanto, seria ilusório tentar inferir qualquer coisa sobre a presença dessas moléculas ou seus derivados pós-colisão.
É importante notar preliminarmente que os impactos mais fortes observados não estão relacionados aos fragmentos presumidamente mais volumosos. Esse fato é destacado por muitos observadores.
6.1 / Análise espectroscópica pós-colisão SL9
J. Crovisier (5) §4 / A lista das linhas identificadas está claramente reproduzida no documento de J. Crovisier e aqui reproduzimos uma versão um pouco mais sintética:
Tabela 4-1
Outra lista é reproduzida em (24) M. Roos-Serote et al. Tabela 2.
De um lado, constata-se que algumas linhas não puderam ser identificadas, e de outro lado, linhas extremamente importantes de Na, Ca, Fe e Li foram observadas pós-colisão por diversos observadores.
É mencionado no artigo que elas foram identificadas no espectro bruto sem sequer precisar de tratamento! !, detecções de Mg, Mg⁺, Fe e Fe⁺ também foram novamente detectadas. As linhas estão totalmente saturadas, o que significa que a estimativa da quantidade total não pode ser feita e só conduz a uma estimativa extremamente subestimada.****
Além disso, a presença muito significativa de Lítio (linhas saturadas) é extremamente perturbadora.
em ***(24) M. Roos-Serote et al. ****« Átomos metálicos ou compostos normalmente não estão presentes na atmosfera de Júpiter. Portanto, concluímos que os metais observados durante os impactos L e Q1 foram liberados de material refratário cometário. Antes do evento SL9, tais linhas atômicas só haviam sido observadas em espectros de material cometário em meteoros incandescentes (Borovicka 1993, 1994) e em cometas que passaram perto do Sol. O caso melhor documentado é o do Cometa Ikeya-Seki 1965 VIII, que se aproximou do Sol a apenas 0,0078 UA (isto é, dentro da coroa) em 21 de outubro de 1965. Linhas de vários átomos metálicos (Na, K, Ca, Ca⁺, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu) foram observadas naquele momento, e foi possível recuperar as abundâncias relativas (Preston 1967; Arpigny 1979). Naquela ocasião, a linha ressonante de lítio não pôde ser detectada.»
Linhas ressonantes de sódio também foram observadas em vários cometas que passaram perto do Sol a menos de 1 UA. A composição elementar do pó do cometa Halley, incluindo metais até o níquel, também foi investigada por espectrometria de massa in situ a bordo das sondas espaciais VEGA e Giotto (Jessberger et al. 1988). Foram encontradas abundâncias próximas às solares para elementos do carbono ao níquel NOVAMENTE O LÍTIO NÃO FOI OBSERVADO.» J Crovisier (5) §4 p14 « Linhas saturadas não podem exceder .... Essa intensidade foi superada para as linhas observadas pelo IUE, bem como para a maioria das linhas observadas na região visível »
ver ainda a reação (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html citada abaixo
Vamos então retomar as composições de referência de cometas, asteroides e do sistema solar:
(5) J Crovisier Tabela 1, (24) M. Roos-Serote et al. Tabela 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 Tabela 7.5 pp 216-217
O lítio está ausente em cometas, o lítio está presente em meteoritos e no sistema solar; a razão Li/Na é de 0,001, (20) The New Cosmos destaca que a abundância de lítio no sistema solar é menor que na dos meteoritos em um fator de cerca de 1000, pois o Li é destruído lentamente nas reações nucleares solares, mas confirma a razão de 1000 entre Li e Na nos meteoritos, especialmente nos condritos carbonáceos do tipo C1.
A detecção de lítio no espectro pós-colisão demonstra, portanto, que não pode tratar-se de um cometa.
A abundância de lítio em SL9 é problemática em relação a uma interpretação como asteroide tipo condrito C1, pois é, de início, excessiva em um fator de 60! ! No entanto, ao nos referirmos a (24) M. Roos-Serote et al. Tabela 3, percebemos que a linha de sódio, cálcio e potássio estão saturadas, o que significa que suas estimativas estão subestimadas, enquanto a linha de lítio não está saturada. Nesse caso, uma interpretação do tipo condrito C1 é possível e coerente com a razão clássica de 1000, se aceitarmos um ajuste para cima das quantidades de sódio, potássio e cálcio, coerente com uma subestimação devida à saturação.
Quanto às linhas moleculares, é extremamente difícil reter qualquer informação, dado mais uma vez a intensidade do impacto e as reações químicas potenciais que poderiam ter ocorrido com componentes já presentes na atmosfera de Júpiter. Parece-nos extremamente difícil concluir sobre a origem da água e das outras moléculas detectadas, que muito bem poderiam ter vindo de recombinações pós-colisão de constituintes da atmosfera joviana.
A única medida discriminatória potencial não foi realizada (razão Deutério/H).
(5) J Crovisier § 4.4 Clues from Aerosol / Nicholson et al. 1995
Foi detectado aerossol na faixa de 10 microns, imediatamente após o impacto do fragmento R no Observatório do Monte Palomar, correspondendo a silicatos com massa aproximada de 6×10¹² gramas, com grãos de raio da ordem de um micrometro e densidade de 3,3 g/cm³.
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