Impactos de Schumaker Levy SL9 em Júpiter
Síntese do estudo realizado sobre o dossier SL9
3 de dezembro de 2003
Segunda parte
7/ Impactos - Fotos
7/ Conclusões – Pontos pendentes
Reexaminando a tabela das conclusões parciais da análise pré-impacto, observa-se que:
Legenda: 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 degaseamento 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
Silicatos C ? ? C NC
Linhas de Lítio NC C C****
Ausência de Bário C C NC ?
As informações adicionais (linha de lítio, silicatos, ausência de bário) permitem avançar na interpretação. Não se trata de um cometa (ausência de Li)
A hipótese de um asteroide do tipo condrito carbonáceo do tipo C1, na faixa externa de asteroides capturado por Júpiter, permite explicar todas as observações: ausência de degaseamento, albedo muito baixo de 0,04, explicando até o limite a não detecção (ponto ainda problemático), pseudocauda composta pelos detritos da fragmentação, presença de silicatos, linha de lítio coerente com os demais, desde que se leve em conta a saturação diferencial.
Quanto ao documento SL9, a presença de silicatos e a detecção de muitos metais é problemática, assim como a ausência total de bário.
Quanto à quantidade de energia proveniente do impacto, considerando as seguintes hipóteses (Z Sekanina (16), seção 6, massa de 10¹⁷ g, diâmetro de 10 km, densidade de 0,2, velocidade de 10 km/s (e não 60 km/s, pois é certamente mais justo considerar a velocidade de entrada clássica dos meteoros após o freio atmosférico para calcular a energia no ponto de impacto), isso resulta em uma energia da ordem de 5 × 10²¹ joules, equivalente a E = mc², uma massa total da ordem de 50 toneladas (metade de antimateria), para a soma de todos os impactos.
Considerando uma hipótese de entrada a 30 km/s, globalmente teríamos cerca de 500 toneladas, ou aproximadamente 250 toneladas de antimateria a produzir para a soma de todos os impactos.
Para o impacto mais intenso, correspondente ao fragmento de 4 km de diâmetro, com velocidade de entrada de sempre 30 km/s (muito provavelmente amplamente superestimada), 32 toneladas, ou seja, metade de antimateria a produzir.
Portanto, as ordens de grandeza de massa a transportar não estão em contradição com as capacidades de transporte e o número de viagens.
Parece, portanto, que a hipótese mais provável seja a de um asteroide do tipo condrito carbonáceo C1; a hipótese de cometa deve ser descartada; quanto à hipótese do documento SL9, ela não explica a presença de silicatos, muitos metais e a ausência de bário, embora todos os cálculos de massa sejam coerentes.
O único ponto ainda pendente é a não detecção antes de março de 1993; apenas imagens tiradas de Júpiter durante os meses de julho/agosto de 1992 permitiriam decidir definitivamente essa questão.
****
8/ Bibliografia
(1) Workshop Europeu SL-9/Júpiter, 13-15 de fevereiro de 1995, ESO Headquarters, Garching bei München, Alemanha – Proceedings N° 52 editado por R. West e H. Böhnhardt – ISBN 3-923524-55-2
(2) « O cometa de Shoemaker-Levy 9 », Pour La Science Número Especial Abril 1999 « Os Planetas Celestes »
(3) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm
(4) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm
(5) Restrições Observacionais sobre a Composição e Natureza do Cometa D/Shoemaker-Levy 9 Jacques Crovisier Observatório de Paris Meudon
(6) Pour La Science Número Especial Abril 1999 Os Planetas Celestes pp 120-126 Jean Luu e David Jewitt 1999 A Cintura de Kuiper
(7) Buscando cometas que encontram Júpiter: primeira campanha Icarus 107, 311-321 Tancredi G. Lindgren M 1994
(8) IAU Circ N° 5892 Tancredi G. Lindegren M, Lagerkvist CI (1993)
(9) Observações Pré-Impacto de P/Shoemaker-Levy 9 – David Jewitt – Institute for Astronomy, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822
(10) Estudo Morfológico das Imagens CCD de SL-9 Obtidas em La Silla (1 a 15 de julho de 1994) RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (Institute for Astronomy, Honolulu, Hawaí, EUA)
(11) Fotometria e Cor do Cometa Shoemaker-Levy 9 G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers, Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemanha
(12) Observações do NTT de Shoemaker-Levy 9 – Imagem e Espectroscopia J.A Stüwe, R Schulz e M.F. A'Hearn, Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemanha, Departamento de Astronomia, U of Maryland, College Park, Md 20742 EUA
(13) Observações Pré-Impacto de Shoemaker-Levy 9 no Pic du Midi e Observatório de Alta Provença F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, Bureau des Longitudes, 3 rue Mazarine, F-75003 Paris FRANÇA, Observatório de Paris-Meudon, ARPEGES, F-92195 Meudon Cedex FRANÇA, Observatório do Pic du Midi, Bagneres de Bigorre, FRANÇA
(14) Núcleos do Cometa Shoemaker-Levy 9 em imagens obtidas com o Telescópio Espacial Hubble, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology Pasadena, California 91109, EUA
(15) Observações de P/Shoemaker-Levy 9 nos filtros Johnson B, V e R do Observatório de Calar Alto em 2/3 de junho de 1994, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Max Planck-Institut für Aeronomie, 37189 Katlenburg Lindau Alemanha
(16) A Separação do Núcleo do Cometa Shoemaker-Levy 9, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology Pasadena, California 91109, EUA
(17) Interação da Magnetosfera com o Pó no Impacto do Cometa Shoemaker-Levy 9 W.-H. Ip Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Alemanha, Departamento de Astronomia
(18) Alguns aspectos temporais e espectrais dos eventos de colisão G e R observados pelo Espectrômetro de Mapeamento Infravermelho do Galileo, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines, T.V. Johnson (Divisão de Ciências da Terra e Espaço, Jet Propulsion Laboratory), P. Drossart e T. Encrenaz (DESPA, Observatório de Paris), F Leader e R Mehlman (Institute of Geophysics and Planetary Physics UCLA)
(19) Atlas de Astronomia Stock (1976)
(20) O Novo Cosmos 5ª Edição - 2002 – Uma Introdução à Astronomia e Astrofísica A. Unsöld / B. Bascek Springer
(21) University College of London Exp. AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
(22) Composição SL9 http://www.seds.org/~rme/sl9.html
(23) Composição típica de um cometa Cometa de referência: o cometa Hale-Bopp **
Referência: 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, Novas moléculas encontradas no cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp). Investigando a ligação entre material cometário e interestelar. Astronomy and Astrophysics 353, 1101
Contatos: Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, Observatório de Paris, ARPEGES
(24) Observações no Pic du Midi das Linhas Atômicas após os impactos L e Q1 do Cometa SL-9 com Júpiter / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux e F. Roques Observatório de Paris (Seção de Meudon)
(25) Variabilidade Espectral Rápida das Jatos em Júpiter provenientes dos Núcleos Secundários do Cometa D/ Shoemaker-Levi 9 / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (Observatório Astronômico da Universidade de Kiev, Ucrânia), Prokof'eva V.V (Observatório Astrofísico da Crimeia, Ucrânia)
(26) Química de Alta Temperatura na Bola de Fogo dos Impactos SL9 / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, Observatório de Paris-Meudon
(27) Observações e Estudos do Projeto Chinês de Observação de Júpiter / Sichao Wang, Bochen Qian, Keliang Huang / Observatório da Montanha Púrpura Academia Chinesa de Ciências, Observatório de Xangai, Departamento de Física Universidade de Nanjing
(28) Composição Espectral SL9 .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html
| ANEXO 1 |
|---|
****| Experiência AMPTE |
|---|
** **
Exploradores Ativos de Partículas da Magnetosfera
1/ Links e Existência
A experiência AMPTE é citada no documento SL9 como uma experiência preliminar que serviu para testar o maquiagem do objeto SL9 a partir da liberação de íons de lítio e bário, que teriam sido tornados fluorescentes pelo vento solar, criando assim a ilusão de um cometa.
Este memorando tem como objetivo:
- verificar se essa experiência realmente ocorreu
- descrever essa experiência com as referências
- identificar o papel exato dos íons
- analisar quais são as hipóteses e restrições necessárias para que isso seja transponível ao caso SL9
A experiência AMPTE realmente ocorreu. Foi desenvolvida em parceria entre a Alemanha, a Inglaterra e os EUA. Consistia em três satélites:
CCE: Charge Composition Explorer IRM: Ion Release Module UKS: United Kingdom Satellite NASA Alemanha obviamente GB Applied Physics Laboratory John Hopkings Laboratory Max Planck Institut for Extraterrestrial Research Mullard Space Center (UCL)
Fonte: Manual Histórico da NASA pp 386-388 e Tabela 4-36, 4-37, 4-38
Os três foram lançados em 16 de agosto de 1984 em órbitas elípticas:
Tipo CCE IRM UKS Apogeu 49.618 km 113.818 km 113.417 km Perigeu 1.174 km 0402 km 1002 km Inclinação 02,9° 27,0° 26,9° Período 939,5 min 2653,4 min 2659,6 min Massa 242 kg 705 kg 077 kg Fim de vida 14/07/1989 Nov 1987 com falha após 5 meses
O módulo IRM contém (entre outros) 16 compartimentos de ejeção acoplados em pares, 8 contendo uma mistura de Li-CuO e outros 8 contendo Ba-CuO, que ao serem disparados a mais de um quilômetro do satélite ejetam gás quente de lítio e bário.
Fonte: Manual Histórico da NASA pp 455 Tabela 4-37 « Características do Módulo de Liberação de Íons »
Os módulos contêm uma grande variedade de instrumentos de medição, espectrógrafos, analisadores de íons, medidores de campos magnéticos, analisadores de energia de partículas etc.
Uma das missões da AMPTE é (entre outras): « Estudar a interação entre um plasma artificialmente injetado e o vento solar »
É também claramente mencionado: « Um resultado esperado foi a formação de cometas artificiais, observados a partir de aviões e do solo »
Fonte: Manual Histórico da NASA p 386
Houve quatro liberações de lítio/bário. É claramente mencionado:
« Além das observações por satélite, estações terrestres e aviões nos hemisférios Norte e Sul observaram o cometa artificial e as liberações da cauda »
Também é notável e será repetido em outros artigos:
« Nenhum íon traçador foi detectado nos dados do CCE, um resultado surpreendente, pois, segundo teorias aceitas, um fluxo significativo de traçadores deveria ter sido observado no CCE »
Além disso: « Os satélites também formaram duas cometas artificiais de bário. Em ambos os casos, várias estações terrestres obtiveram boas imagens desses cometas ».
Fonte: Manual Histórico da NASA p 387
As liberações podem ser datadas com precisão:
http://sd-www.jhuapl.edu/AMPTE/ampte_mission.html
2 nuvens de lítio em 11 e 20 de setembro de 1984
2 cometas artificiais de bário em 27 de dezembro de 1984 e 18 de julho de 1985
2 liberações de bário e 2 de lítio nos dias 21 de março, 11 de abril, 23 de abril e 13 de maio de 1985
Um mapa das liberações é fornecido:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/CR-1863.html
onde se observa que as nuvens de lítio parecem extremamente estendidas, enquanto os cometas de bário são muito mais compactos.
Todas as experiências são descritas com mais detalhes nos sites:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog
Hot Plasma Composition Experiment (HPCE) ID NSSDC: 1984-088A-1
Etc etc .. MEPA / CHEM/MAG/
A descrição completa está em * Transactions IEEE sobre Geociência e Sensoriamento Remoto GE-23 1985 Número Especial*
O que é lamentável é que o arquivo de dados CDAW9 Mass Energy Spectra Data on Magnetic Tape referente ao HPCE do CCE ID NSSDC SPMS – 00170, 84-088A-01C está classificado! Depende do Applied Physics Laboratory, contato Sr. Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu
Uma descrição interessante é fornecida em: Experimento de Liberação de Íons ID NSSDC: 1984-088B-1
Nome da missão: AMPTE/IRM
Onde se afirma que um par de recipientes de Li/Ba produzia um total de 2E25/7E24 átomos de Li/Ba.
Veja especialmente o artigo: IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Número Especial p.253 G. Haerendel
Investigador principal: Dr. Arnoldo Valenzuela Max Planck Institute
Assim como o Dr. Gerhard Haerendel, investigador do Max Planck Institute, hae@mpe.mpg.de
Portanto, está estabelecido que a experiência AMPTE realmente ocorreu. Ela liberou com sucesso íons de bário e lítio com o objetivo de estudar a magnetosfera terrestre e criar cometas (e/ou nuvens?) artificiais.
2/ Papel dos íons Lítio e Bário****
Os artigos são recuperados por meio de www.ntis.gov, depois utilizando o motor de busca.
É notável que o site: http://library.lanl.gov/catalog tenha removido todos os artigos online, incluindo:
« Observações e Teoria das Liberações de Bário na Cauda Magnética da AMPTE » LA-10904-MS
Relatório Técnico de Los Alamos
Mesmo passando por: http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech
Ou ainda http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/
« Simulação das Liberações da AMPTE: Uma Experiência Ativa Global Controlada.
Conselho de Pesquisa em Ciência e Engenharia, Chilton (Inglaterra). Laboratório Rutherford Appleton;
Universidade da Califórnia, Los Angeles. Departamento de Física. »
Tipo de Produto: Relatório Técnico
Número de Pedido NTIS: PB91-224782
Número de Páginas: 31 páginas
Data: Jan 1991
Autor: R. Bingham, F. Kazeminejad, R. Bollens, J. M. Dawson
As liberações de espaçonaves da AMPTE em 1984 envolveram duas espécies químicas: Lítio, que se ioniza por fotoionização em cerca de 1 hora, e Bário, que se ioniza em cerca de 30 segundos. Ambos os tipos de substâncias foram usados para estudar diferentes processos físicos; as liberações de lítio foram usadas para investigar o caminho que as partículas do vento solar entram na magnetosfera da Terra, enquanto as liberações de bário foram usadas para investigar a interação entre um gás neutro e um plasma em fluxo. As liberações de bário produziram pela primeira vez cometas artificiais feitos pelo homem, enquanto as liberações de lítio produziram os objetos mais grandes já feitos pelo homem. As liberações da AMPTE foram simuladas usando códigos híbridos 2D e 3D com íons cinéticos e elétrons fluidos sem massa. Os códigos foram generalizados para incluir a produção de plasma por um gás lentamente ionizado em um plasma em fluxo. Nas simulações do cometa artificial da AMPTE, os autores conseguiram demonstrar a geração de uma cavidade diamagnética, que desacelera e desvia os prótons do vento solar, aceleração das partículas do cometa e desvio lateral da cabeça do cometa, além de ondulações de densidade aparecendo em um lado da cabeça do cometa, explicadas em termos da instabilidade de Rayleigh-Taylor.
Número do Relatório: RAL-91-006
Número do Contrato: N/A
Número do Projeto: N/A
Número da Tarefa: N/A
Anúncio NTIS: 9121
Dois pontos são particularmente notáveis: os íons de bário produziram os primeiros cometas artificiais e os íons de lítio produziram os objetos mais grandes já feitos pelo homem.
É importante notar, em um segundo relatório, que os íons de bário seriam responsáveis pela formação de uma cavidade diamagnética mais ou menos instável no vento solar.
Essa instabilidade também é mencionada em « Hall magnetohydrodynamics in space and laboratory plasmas » por J.D Huba
Beam Physics Branch, Plasma Physics Division, Naval Research Laboratory, Washington DC 20375
Phys. Plasmas 2 (6) Junho 1995 pp 2504-2513,
Onde se faz referência à experiência AMPTE (e também ao seu sucessor, a experiência CRRES G-10 em 20 de janeiro de 1991):
« Durante a missão NASA AMPTE, liberações de bário foram feitas na cauda magnética da Terra a uma altitude R = 11 Re. Nesses experimentos, os átomos neutros de bário expandem-se radialmente com velocidade de 1 km/s e se fotoionizam em uma escala de tempo de 28 segundos. A expansão do plasma subsequente é um plasma de alta beta cinética (betak= 4piMoVo²/B²>>1, onde Mo é a massa dos íons de bário) e é sub-Alfvénica (Vo<<Va=180km/s). O seguinte fenômeno ocorreu: (1) o plasma de bário formou uma casca densa; (2) correntes diamagnéticas foram estabelecidas na superfície da casca, gerando uma cavidade magnética; (3) a expansão parou quando a energia cinética inicial foi comparável à energia do campo magnético "varrido"; (4) a cavidade magnética eventualmente colapsou, devolvendo o sistema às condições pré-liberação.
Uma característica inesperada do experimento foi o início da instabilidade durante a fase de expansão das liberações, grandes perturbações de densidade alinhadas ao campo magnético se formaram na casca. ... liberações adicionais de bário em altitudes elevadas foram feitas durante a missão NASA CRRES (Combined Released and Radiations Effects Satellite), e fenômenos semelhantes foram observados. Durante a liberação CRRES G-10, a análise dos dados do magnetômetro in situ revelou oscilações em larga escala no campo magnético. Finalmente, a MHD de Hall também foi usada para explicar o movimento transversal inesperado da liberação de bário da AMPTE no vento solar. »
Parece, portanto, que existem fenômenos mal compreendidos de interação, e a não detecção de íons (Li e Ba) após as ejeções é destacada em vários artigos:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/Ch3.html
http://www-scc.igpp.ucla./edu/scc/textbook/mmm.html
em « Medidas Multipontuais da Magnetosfera » Advance in space Research 8(9). Pergamon Press Oxford 1988
« Os estudos da interação com a nuvem foram espetacularmente bem-sucedidos, mas nenhum íon foi detectado na magnetosfera interna como resultado dessas liberações ».
e finalmente
http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Educatcc/Sconct15.html
« Nuvens de íons de bário » que explica o método e a aparência com uma bela foto: « logo uma nuvem ionizada azulada separada da verde, geralmente alongada ou listrada na direção das linhas do campo magnético, que guiam os íons » sem esquecer as nuvens de lítio
http://spacelink.nasa.gov/NASA.Projects...tmosphere/CRRES/Status.reports/91-01-18
Um cilindro de lítio foi ejetado do satélite conforme planejado, resultando na formação de uma nuvem brilhante avermelhada às 23:20 CST (17 de janeiro)
Os dois tipos de íons são usados, Bário e Lítio. O bário aparece verde com leves traços azuis. O lítio aparece vermelho
Parece ? ? que o bário seja instável? Parece que o lítio forme traços mais estáveis em áreas mais amplas?
Ainda assim, resta esclarecer o bário, que não foi detectado/observado.
As linhas deveriam ser:
Bário neutro: 553,5 nm
Bário ionizado: 455,4 nm / 493,4 nm, a mais forte sendo em 455,4 nm
**http://ftp.aer.com/users/pad/moddpac/v062001.ps ******
É notável que ela saia do espectro do Pic du Midi e esteja no limite para La Palma
**( Pic du Midi (5500-7000 A) e La Palma (INT; 4000-6000 A) **
Os outros observatórios não observaram nesse domínio do espectro.**** ---
Anexo 2
Estimativa da magnitude de SL9
antes de sua desintegração
em 7 de julho de 1992****
Adotando as seguintes hipóteses: P = 45 W/m² (ou seja, constante solar em Júpiter)
Diâmetro do corpo: 10 km, albedo: 0,04,
conclui-se:
Potência irradiada de volta: 1,8 × 10⁸ watts
Potência recebida na Terra: 4 × 10¹⁷ watts/m² (arredondei Júpiter-Terra para 4 UA)
Usei como referência a estrela padrão Vega (Alpha Lyrae) com magnitude ~0, cuja distribuição espectral é dada na Figura 6.7 p. 176 de "New Cosmos"
Densidade espectral média: 5 × 10⁻¹¹ W/m²/nm
Aproximei uma densidade espectral média no espectro de 400 a 800 nm e integrei para obter a potência média no visível como referência de magnitude 0.
Em seguida, aplicando a fórmula clássica de Pogson (M2-M1 = -2,5 log M2/M1), encontrei uma magnitude visual do objeto SL9 de 21,7.
Isso confirma grosseiramente os cálculos de Lindgren; de fato, a estrela é azul, mas a sensibilidade da placa ou do CCD na época era certamente mais vermelha, os valores das distâncias são ligeiramente arredondados, no entanto, a ordem de grandeza está correta.
Se mudarmos o albedo: muito baixo passando de 0,04 para 0,08, ganhamos 0,75 mag (equivalente a uma mudança de diâmetro por um fator raiz(2)).
Portanto, a magnitude do objeto (se não emitisse) antes da desintegração na passagem pela fronteira de Roche deveria estar na faixa de magnitude 21/22.
Isso significa que estava muito provavelmente no limite de detecção; seria necessário ter as características exatas do telescópio Schmidt de 1 m do ESO e das placas ou CCDs no foco para concluir calculando a razão sinal-ruído necessária, mas globalmente podemos dizer verdadeiramente que estava no limite de detecção.
(É preciso lembrar que o ruído do céu é da ordem de magnitude 22 por arco-segundo ao quadrado)
Portanto, não é impossível que a detecção tenha falhado; isso depende essencialmente do equipamento de detecção e dos tempos de exposição realizados durante essa pesquisa. ****
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