SL9 Schumaker Levy impact pe Jupiter
Sinteză a studiului realizat în legătură cu dosarul SL9
9 decembrie 2003
Prima parte
Se mai amintește că un document misterios a fost descoperit pe un forum internet și pus online de la un cibercafé din Bordeaux, punând la îndoială caracterul artificial al fenomenului descris ulterior ca efect al fragmentării și impactului în iulie 1994 a obiectului detectat de astronomii Eugene Schumaker și Carolyne Levy. Întregul text se găsește într-o dintre anexele de la sfârșitul cartii mele recente. În acest studiu, realizat de astronomul A. Cohen, membru al GESTO, acesta a enumerat faptele care confirmă sau infirmă diferitele teze prezentate, citând referințele asociate.
**În rezumat, **A. Cohen pune în evidență multe lucruri ciudate în ceea ce privește teza oficială despre „capturarea, fragmentarea și impactul unei comete pe Jupiter”. Punctele semnificative sunt:
-
Nu se înțelege cum ar putea avea loc „capturarea” unei „comete” sau a oricărui alt obiect de către o planetă gigantă. Este vorba despre un „problema a două corpuri”, în care intervin doar legile mișcării lui Kepler. O cometă este în mod inițial un obiect cu o traiectorie aperiodică sau de perioadă foarte lungă, care se deplasează pe o traiectorie sub formă de conică având Soarele ca focar. O capturare presupune un „problema a trei corpuri” (J.M. Souriau). Cel mult se poate imagina o modificare drastică a traiectoriei unei comete care interacționează cu Jupiter (problemă a trei corpuri: cometă - Jupiter - Soare). În aceste condiții, cometa rămâne mereu atrăgătoră de Soare „centrată pe el”, din punct de vedere gravitațional, chiar dacă excentricitatea traiectoriei sale eliptice este modificată. În ceea ce privește diferitele sateliți ai planetelor sistemului solar se amintește că aceste capturări ale unor obiecte terestre variate au avut probabil loc în momentul nașterii sistemului nostru planetar, foarte turbulent, centrat pe Soare. În plus, publicațiile menționează o capturare care s-ar fi produs între 1920 și 1930. Obiectul SL9 (ne-fragmentat) ar fi orbitat în jurul lui Jupiter (cu o traiectorie foarte excentrică) timp de aproape 70 de ani, fără a fi detectat.
-
Faptul că un obiect, cometă sau asteroid, se fragmentează, chiar se dezintegrează trecând prin „sfera Roche” a unei planete este un fenomen bine înțeles de astrofizicieni. Inelele lui Saturn, precum și inelele planetelor gigantice, au probabil aceeași origine. Se amintește că cei 21 de obiecte au fost detectați în martie 1993 de Eugene Schumaker (decedat trei ani mai târziu într-un accident de mașină în Australia) și Carolyn Levy, care se aflau încă la distanță (aproape de afeliu) față de Jupiter. Au apoi căzut pe planeta gigantă. A. Cohen îndoiește dacă obiectul SL9 ar putea fi o cometă (de ce aceasta nu s-ar fi degazat timp de 70 de ani, pentru a începe brusc să o facă după fragmentare). În plus, spectrul de emisie al nebulozităților înconjurătoare ale obiectelor nu corespunde spectrului clasic al coziilor cometare. Aceste obiecte, calificate „atipice” de astronomi, emiteau litiu. Faptul că obiectul G a emis ioni de magneziu Mg+ câteva ore înainte de a cădea pe Jupiter rămâne complet neînțeles. A. Cohen concluzionează că, la limită, obiectul ar putea corespunde unei meteoriți de tip chondrită carbonată, cu albedo foarte scăzut, ceea ce ar explica nedeplasarea sa înainte de fragmentare (...). Dacă urmăm această teză, rămâne de explicat de ce toate obiectele s-au pus să emite mediul gazos după fragmentare. A califica un obiect ca „cometă sau asteroid atipic” (ceea ce este „concluzia oficială”) este un eufemism pentru a spune că în cele din urmă nu s-a putut trage nicio concluzie definitivă din analiza datelor provenite de la aceste obiecte.
-
Pe imaginile de mai jos se observă că norii înconjurători ai obiectelor emite în roșu (aceasta este culoarea reală). Nu este culoarea cometelor, de obicei, și este tocmai în această linie că emite litiul. Așadar, o cometă ciudată. A. Cohen se aliniază, pe de altă parte, la ipoteza unei mase pulberisante care s-ar fi dispersat după fragmentare, în apropierea lui Jupiter. Aceste micro-particule eliberate ar re-emite în roșu. Lucrul rămâne totuși ... puțin clar, trebuie să recunoaștem.
-
Dar cel mai incomprehensibil este faptul că această serie de obiecte, care ar fi trebuit să devină emisive imediat după fragmentare, situată în timp prin calcul la 8 iulie 1992, ar fi evitat orice detectare până în martie 1993. Desigur, Jupiter nu este observabil oricând. Planetele nu rămân nemișcate. Pământul se rotește. Dar configurația planetară face ca evenimentul, care a fost detectat de Schumaker și Lévy în martie 1993, să fi putut fi observat în câteva luni anterioare, când planeta era încă foarte vizibilă. În momentul în care Jupiter este potrivit pentru observații, este imediat urmărit de o mulțime de astronomi. A. Cohen amintește că fotografii excelente, după detectare în 1993, au putut fi obținute de amatori care aveau telescoape mici echipate cu CCD, având oglinzi doar de zece centimetri! El menționează și programe realizate cu telescoape cu câmpuri mari, instalate în mari observatoare, explorând mediul jovean. Întrebarea de 100 de euro este deci: De ce nu a existat nicio detectare în lunile care au precedat martie 1993, când trenul de obiecte ar fi trebuit deja să fie vizibil cu mijloace relativ modeste? ---
Comentariul lui A. Cohen:
1/ Introducere și câteva imagini
Obiectul acestui document este să sintetizeze caracteristicile diverse ale obiectului SL9, să menționeze sursele sale, să le compare cu datele stabilite ale corpurilor cerești cunoscute (comete, asteroizi, centura Kuiper ...) pentru a sublinia în cele din urmă punctele care ridică probleme sau necesită investigații mai aprofundate.
Prezentarea va fi făcută în ordinea cronologică a evenimentului, și anume: capturarea cometei și orbita în jurul lui Jupiter, fragmentarea, observarea înainte de impact, observarea în timpul impactului și observarea după impact.
Imagini luate de telescopul spațial Hubble ale SL9 prezentate pe numeroase site-uri
Deasupra o cometă zică clasică Hale Bope
2/ Orbitografie, descoperire și lipsa de detectare înainte de martie 1993
Circumstanțele descoperirii sunt menționate în mai multe articole și site-uri, printre care (2), (3), (4):
(2) „Cometa de la Schoemaker-Levy 9”,
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm care recapitulează toate episoadele până la impact cu o frumoasă galerie de fotografii
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm care rezumă detectarea sa de către un amator cu un instrument mic
Totuși, conform articolelor despre SL9, analiza orbitei făcută de astronomi (5) arată că aceasta ar fi fost capturată în jurul anilor 1920/1930 de Jupiter și ar fi orbitat de atunci în jurul lui Jupiter fără a fi niciodată detectată până la ruperea sa pe data de 7 iulie 1992 (confirmată de Z. Sekanina (16) Fig 2 cu o precizie de o oră), trecând sub limita Roche înainte de detectarea sa în martie 1993.
Este în mod normal că cometele sunt detectate foarte târziu și de obicei de către astronomi amatori, deoarece lucrările și câmpurile vizuale ale telescoapelor mari ale profesioniștilor nu le permit în general. În cazul SL9, acest obiect a orbitat timp de peste 70 de ani în jurul lui Jupiter, deci nu este vorba despre o trecere întâmplătoare, ci despre una repetată și într-un plan apropiat de cel al eclipticii (perioada orbitei este estimată la aproximativ două ani).
2.1 Era prea slabă pentru a fi detectată?
Trebuie să distingem aici două faze: înainte de dezintegrare și după dezintegrarea cometei în limita Roche a lui Jupiter, pe data de 7 iulie 1992
2.1.1 Detectarea după dezintegrare (după data de 7 iulie 1992)
De fapt, cum arată site-ul canadian (4), un telescop mic de 10 cm poate înregistra obiectul, deși slab, iar un telescop de 25 cm nu mai lasă nicio îndoială. Deci detectarea nu este rezervată doar amatorilor bogați, ci este în posibilitatea posesorilor de instrumente clasice sau chiar modeste, mai ales că se află în „suburbiul” lui Jupiter care este mitraliat de amatori.
Este evident că detectarea post-dezintegrare este posibilă și chiar sigură dacă cineva a făcut fotografii în acea regiune între iulie 1992 și martie 1993. Ceea ce este de fapt cel mai surprinzător este că mii, dacă nu milioane, de fotografii amatoriale ale lui Jupiter sunt făcute. În perioada iulie/august 1992, acest obiect cu magnitudinea globală 13/14 în apropierea imediată ar fi trebuit să apară neapărat în aceste fotografii. Ar fi fost extrem de interesant să le găsim! Până în prezent nu s-a putut recupera nicio referință la fotografiile profesionale ale lui Jupiter din acea perioadă. Detaliul de mai jos extras din site-ul canadian menționat anterior, care reia Sky and Telescope Februarie 1994, oferă o hartă a cerului pentru a localiza lună cu lună poziția lui Jupiter (sus) și a cometei (jos) până la impact în iulie 1994.
Mai jos un extras din site-ul canadian, arătând cum un amator cu un telescop modest a putut înregistra obiectul pe camera sa personală:
- „M-am grăbit să-i cer poziția exactă a cometei și mi-a spus că se afla exact acolo unde o indicau efemeridele. Examinând imaginile mele CCD luate cu telescopul meu mic de 10 cm la F6, captate în același moment cu Denis Martel, m-am confruntat cu faptul că era acolo, dar strălucea foarte slab. Îmi lipsesc doar rezoluția din cauza lungimii focale scurte a telescopului meu mic de 10 cm. Am reîncărcat camera pe telescopul principal și în data de 11 martie 1994, am obținut în sfârșit prima mea imagine a cometei. Magnitudinea acesteia trebuia să fie în jurul +16, iar a nucleului +17 la +18. După cum era prevăzut, poziția era exact acolo unde o indicau efemeridele. Ce spectacol a fost să văd pe ecranul calculatorului o cometă care avea aspectul unei LINII DE PUNCTE ÎN CER!”*
„Ca echipament, foloseam un telescop Meade Schmidt-Cassegrain de 25 cm F10 LX-200 echipat cu o lentilă reducer de focală de la F10 la F6 (1500 mm lungime focală), o cameră CCD SBIG model ST-6 și hărți ale cerului URANOMETRIA 2000, în care stelele pot atinge magnitudinea +9,5. Am notat pozițiile cometei în revistele americane „Sky and Telescope” și „Astronomy” și le-am transcris pe hărțile mele. Primele mele încercări au început în luna februarie 1994. Jupiter era vizibil în cerul dimineții în sud-est și trebuia să mă ridic la ora 03:00 pentru a-mi instala echipamentul și a încerca să localizez cometa. Am trebuit să suport vânturi polare cu temperaturi care ajungeau uneori la -37°C. Amintiți-vă de recorurile de frig din iarna 1994! (Problema de localizare vine din câmpul deja foarte îngust al Cassegrainului de 25 cm)”
2.1.2 Detectarea înainte de dezintegrare (înainte de data de 7 iulie 1992)
Cel puțin două programe profesionale de cercetare nu l-au detectat, unul căutând obiecte îndepărtate din Sistemul Solar (Centura Kuiper Jane Luu și David Jewitt) (6), celălalt căutând comete în apropierea lui Jupiter Tancredi și Lindgren (7), (8).
Articolul lui Luu și Jewitt:
„Începând cu 1987 am început o campanie de observații pentru a afla dacă Sistemul Solar este într-adevăr gol dincolo de orbita lui Pluto sau dacă este populat de mici corpuri reci. Pentru a colecta lumina slabă reflectată de astre atât de îndepărtate, am abandonat plăcile fotografice clasice și am folosit detectoare electronice de transfer de sarcină (CCD), mai sensibile, instalate pe un telescop mare. Am efectuat cea mai mare parte a studiului meu la telescopul de 2,2 metri diametru de la Hawaii, pe vârful Mauna Kea. Cu ajutorul unui detector CCD conectat la acest telescop, am luat serii de patru imagini ale unei zone din cer. Fiecare imagine a fost expusă timp de 15 minute și un calculator afișa secvența celor patru imagini într-o succesiune rapidă. Obiectele care se mișcă ușor de la o imagine la alta față de stelele din fundal sunt membri ai sistemului solar . În cinci ani nu am găsit nimic.....”
Tancredi și Lindgren raportează o căutare negativă a cometelor în apropierea lui Jupiter în 1992, în timpul unei cercetări efectuate la ESO în martie 1992, adică un an înainte de descoperirea SL-9 și mai multe luni înainte de dezagregarea sa de către Jupiter. Telescopul utilizat a fost telescopul Schmidt de 100 cm al ESO. Limita de detectare a magnitudinii a fost estimată la B = 21,5 (Vedeți Anexa 2 pentru calculul magnitudinii probabile a SL9). Care ar fi fost caracteristicile unui astfel de obiect la acea distanță pentru o magnitudine de acest ordin?
Să ne referim la Z. Sekanina (14), (16), care deduce (14) §6 că cel mai mare fragment are un diametru de aproximativ 4 km (presupunând un albedo de 0,04), altele fiind de ordinul a 2-4 km (14) Figura 2 și (14) Tabelul 1. În ceea ce privește estimarea mărimii cometei înainte de trecerea prin limita Roche, aceasta este (Z Sekanina (16) § 6) de ordinul a 10 km, cu o masă de 1017 grame presupunând o densitate de 0,2 g/cm3. Aceste valori deduse din măsurători sunt confirmate de modelele lui Sekanina (16) § 5.4.
Din analiza lui J. Crovisier (5), bazat pe Tancredi și Lindgren (7), magnitudinea de 21,5 ar fi trebuit să corespundă unui corp cu diametrul maxim de 7,2 km.
Se pare deci că acest corp ar fi putut fi detectat înainte de dezintegrare (trecerea de la 7 la 10 km corespunde unei suprafețe echivalente dublate, deci unei reflexii dublate, deci aproximativ un câștig de o mică magnitudine).
Este de asemenea de remarcat că această estimare presupune ipoteza că cometa era complet inactivă înainte de dezintegrare. În caz contrar, magnitudinile observate (D.E. Trilling și al. (15) Figura 1 în roșu/albastru/verde), fragmentele diferite (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) au magnitudini variind între 21,5 și 18 (cu diametre de ordinul a 1-4 km!) și o magnitudine în roșu de ordinul a 18-19. Se poate consulta și G.P. Chernova și al. (11) Figura 1 care arată că fragmentul Q (diametru de 4 km) are o magnitudine vizuală de 18,2, iar fragmentele mai mici (diametru de ordinul unui kilometru sau mai mic) au magnitudini vizuale de ordinul a 20,8.
Să considerăm și D. Jewitt (9) Figura 2 unde se vede un grafic al tuturor fragmentelor, cu magnitudinea cu un filtru roșu situată între 17,5 și 19,2 în martie 1993 și între 20 și 22 în iunie 1994. Aceasta arată că avem o atenuare a dispersiei, ceea ce sugerează că în perioada iulie/august 1992 aceste magnitudini trebuiau să fie mai mari (între o și două magnitudini, deci Mag 15/16?)
Observații despre albédouri, ordine de mărime: Lună: 0,073, Lava de la Etna: 0,04, Bazalt: 0,05, Cenușă de la Vesuv: 0,16 (19) Atlas de Astronomie, Asteroid 951 Gaspra: 0,23, asteroid 253 Mathilde: 0,04, Pământ: 0,36, Asteroidi carbonați chondrite tip C (0,03-0,08 albédou) (20) The New Cosmos § 3.3.2 pp71
Mathilde este considerat a avea un albédou foarte, foarte scăzut.
Este deci extrem de surprinzător ca acest obiect SL9 să fi trecut neobservat atât de mult timp.
Pentru a continua pe această cale, vom încerca să recuperăm imagini ale profesioniștilor și ale amatorilor ale lui Jupiter în perioada iulie 1992, vom încerca și să contactăm autorii Luu și Jewitt pentru a cunoaște mai precis limitele lor de detectare, perioadele și direcțiile de observație în acei cinci ani.
În starea actuală, acest aspect nu contrazice în niciun mod documentul SL9, care, conform logicii sale, explică perfect absența sa pur și simplu pentru că nu exista anterior. Nimic nu permite justificarea acestei lipse de detectare, pre sau post dezintegrare, la acest stadiu al studiului, nici caracterul clasic sau „normal” al acestui obiect.
Considerăm că este foarte important să putem recupera imagini ale lui Jupiter și ale mediului său în perioada iulie 1992 – martie 1993.
3/ SL9 o cometă rară orbitând în jurul lui Jupiter? ?
(6) „Centura Kuiper” de Jane Luu și al.
„Teoria lui Kuiper a rămas necunoscută până când Paul Joss de la Institutul de Tehnologie din Massachusetts a calculat în anii 1970 că probabilitatea scăzută de capturare gravitațională de către Jupiter nu era compatibilă cu numărul mare de comete cu perioadă scurtă observate. ...
În 1988, canadienii Martin Duncan, Thomas Quinn și Scott Tremaine au utilizat simulări numerice pentru a studia cum planetele gazeoase gigantice capturau comete. La fel ca P. Joss, au ajuns la concluzia că mecanismul de capturare este puțin eficient.....”
(19) Sistemul Solar / Cometele II pp 121 și 126
„Cele mai remarcabile perturbări sunt cele în care o orbită cu perioadă lungă se transformă, în timpul unui trecere apropiată de o planetă, într-o elipsă a cărei afeliu se află aproximativ pe orbita lui Jupiter sau puțin mai departe: cometele astfel capturate formează o familie de comete. Familia lui Jupiter are 68 de comete sau chiar mai multe, cu perioade de la 5 la 8 ani”
Dar dintre aceste 68 niciuna nu este în orbită în jurul lui Jupiter, toate sunt în jurul Soarelui. Vedeți p. 126
Se pare deci că capturarea chiar a acestei „comete” și punerea ei în orbită în jurul lui Jupiter este un fapt EXTREM DE RAR în viața sistemului solar. Analiza orbitei acestei comete arată, de asemenea, că se întinde până la limita extremă a zonei gravitaționale a lui Jupiter.
Să considerăm acum observațiile făcute asupra „aspectului” acestui obiect:
D. Jewitt (9), „Observațiile fizice nu oferă răspuns la problema cometă versus asteroid”
R.M. West și al. (10), „Rezultatul principal este deci că fiecare condensare are două „cozi”, una mai slabă care pare „normală”, și o alta mai puternică, curbă în sens orar, care continuă să fie direcționată spre Jupiter. Motivul prezenței acestei cozi anormale și a formei sale nu este cunoscut în prezent.”
G.P. Chernova și al. (11), „Nu s-a produs nicio schimbare de aspect a cometei când aceasta a trecut prin unghiul minim de fază. Aceasta face probabil ca cozile subnucleului să fie sincrone, adică să nu aibă loc producția de praf în același timp cu observațiile”
„Deoarece am observat cometa foarte aproape de opoziție, unghiul de opoziție al cozilor aproape de subnucleu ar trebui să se schimbe semnificativ. Faptul că acest lucru NU este observat vorbește împotriva ideii de producție continuă de praf, așa cum este favorizată de Sekanina. Dacă, așa cum credem, cozile sunt caracteristici sincrone, acestea ar trebui să fie în planul orbitei cometei, dacă cometa s-ar mișca doar sub forța solară. Deoarece Pământul trebuie să treacă prin acest plan când cometa trece prin unghiul zero, aspectul cozilor văzut de pe Pământ ar trebui să se schimbe. Deoarece acest lucru nu a fost observat, trebuie să concluzionăm că, din cauza influenței lui Jupiter asupra orbitei cometei, aceasta nu mai era localizată într-un plan. Fără îndoială, teoria mecanică a cozilor cometei, atunci când este aplicată acestui obiect particular, poate oferi indicii importante privind istoria norului de praf observat.”
J.A. Stüwe și al. (12), „Indicii de culoare medii pentru toate fragmentele și toate seturile de date enumerate în Tabelul 3 arată că praful SL-9 este puțin mai roșu decât Soarele, așa cum se așteaptă pentru lumina soarelui reflectată de particule de praf microscopice”
„Analiza noastră a spectrelor în intervalul 320 nm la 940 nm este coerentă cu un spectru solar reflectat de Soare, fără emisie suplimentară”
F. Colas și al. (13), „Doar granulele mai mari de 0,1 mm au putut rămâne suficient de aproape de fragmente timp de doi ani pentru a fi observate pe cadrele CCD. După părerea noastră, acest lucru este mai probabil să se fi întâmplat pentru că nu am observat nicio structură în nor, așa cum ne-am aștepta dacă ar fi un produs al activității fragmentelor.”
„Aceasta demonstrează că aceste granule pot fi reziduuri ale ruperii cometei în iulie 1992, deși o parte din ele ar putea proveni dintr-o emisie slabă a granulelor mici de la fragmente.”
„Interpretarea exactă a acestor cozi și a acestor nuclee nu este evidentă. Ar putea fi rezultatul unei activități cometele slabe sau al unui praf mare sau sub-fragmente create în timpul ruperii din iulie 1992”
D.E. Trilling și al. (15), „Nu găsim diferențe semnificative de culoare între fragmente. Găsim că fragmentele sunt mai roșii decât Soarele, iar culorile SL9 sunt consistente cu cele ale cometelor tipice. Cu toate acestea, schimbările de culoare în funcție de distanța față de centrul fragmentului sunt neobișnuite.”
„Pe de altă parte, Chernova și al. (1995) găsesc o tendință de roșire cu creșterea distanței până la 50.000 km pentru multe, dar nu pentru toate fragmentele. O tendință de culoare cu creșterea distanței ar putea fi un indiciu al unei schimbări în distribuția mărimii particulelor cu creșterea distanței.”
Zdenek Sekanina (16), „Deși aspectul P/Shoemaker-Levy 9 a fost fără îndoială unic printre cometele observate, anumite similarități, totuși îndepărtate, pot fi găsite cu două alte comete fragmentate tidal, P/Brooks 2 (1889 V) și Sungrazer 1882 II.”
Analiza diferitelor observații (9,10,11,12,13,14,15,16) pare că caracterul atipic al acestui obiect este acceptat de majoritatea. Este același lucru și pentru fenomenul capturării și al orbitei sale (6), (19).
**„Coada” nu corespunde unei cozi cometele clasice și ar părea mai bine interpretată ca reziduul de praf generat de fragmentarea „cometei” în timpul trecerii sale în iulie 1992 (culoare roșie, praf milimetric/centimetric, deschidere, și mai ales G.P. Chernova și al. (11)), aspectul spectroscopic va arăta, de asemenea (Vedeți infra), absența totală a emisiei gazei caracteristice (OH, CN, ..), de altfel toate fragmentele apar complet identice.
În starea actuală, acest lucru nu permite contrazicerea documentului SL9 (halo roșcat datorită prezenței de litiu/bariu fluorescent care reflectă lumina Soarelui). Aspectul de deschidere poate fi explicat printr-o rarificare a gazului, absența producției de praf (G.P. Chernova și al. (11)), este evident în acest caz, precum și absența degazării. Diferența ușoară de roșie în funcție de distanță rămâne de explicat.
4/ Compoziție / Spectroscopie a obiectului SL9 înainte de impact
Documentul SL9 face referire la experiența AMPTE ca preambul pentru a genera o cometă falsă. Vedeți dosarul specific AMPTE în anexa 1, ale cărui concluzii confirmă că au fost efectuate încercări cu acest obiectiv pornind de la nori artificiali de bariu și litiu ionizați de vântul solar.
Aceasta nu este suficientă în prezent pentru a afirma că restul raționamentului este adevărat.
Se amintește, de asemenea, UCL (21)
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
„Ioni de litiu și bariu sunt buni „ioni urmăritori”, deoarece sunt neobișnuiți în plasmele spațiale naturale, deci o detectare ar indica aproape sigur că sursa a fost IRM”
University College of London (UCL) este laboratorul care a furnizat unul dintre cele trei sateliți ai experienței AMPTE.
Vom analiza deci toate analizele spectrale și alte studii efectuate de observatoarele din întreaga lume asupra obiectului SL9.
Se subliniază că TOATE cercetările efectuate în coamă și efectuate atât cu telescoape terestre, cât și cu HST, precum și cu radiotelescoape au fost negative pentru toate speciile următoare: OH, CN, CO+, CO.
J.A. Stüwe și al. (12) Tabelul 4 – „Spectrele nucleelor individuale din această regiune nu arată nicio dovadă de emisie moleculară ../.. deoarece nu s-a detectat nicio emisie, am determinat limite superioare de 3 sigma pentru rata de producție a CN pentru cele cinci fragmente. Limitele superioare ale Qcn sunt cu o ordine de mărime mai mici decât valorile anterior determinate pentru întregul tren cometary (Cochran et al., 1994, Icarus). Cu toate acestea, valoarea noastră medie de log(Qcn)=23.4 se află tot în intervalul valorilor reale de rată de producție măsurate pentru comete cu activitate scăzută, cum ar fi P/Howell (23.3) sau P/Haneda-Campos 1978 J (23.6).”
J. Crovisier (5) – Tabelul 2 – Limite spectroscoape (3 sigma) ale ratelor de producție a gazelor în SL-9 înainte de impact, confirmă lipsa de detectare de la cinci observatoare profesionale majore cu o limită superioară de același ordin.
Când se menționează că astfel de detectări spectroscoape la distanțe mai mari de 5 UA sunt extrem de rare, acest argument este discutabil, deoarece au avut loc efectiv (Chiron 10 UA, P/SW1, 6 UA, P/Halley 4,8 UA) cu mijloace mai puțin puternice.
J. Crovisier (5) §2 – „Într-adevăr, observațiile recente radio ale P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1), o cometă activă cu o orbită aproape circulară la Rh=6 UA (adică dincolo de Jupiter), au arătat că activitatea sa poate fi reglată de sublimarea CO. Activitatea cometară observată departe de Soare este acum descoperită în tot mai multe comete cu creșterea sensibilității tehnicii moderne – este probabil datorată sublimării acestor specii foarte volatile.”
Nicio cometă nu a fost observată de atâtea echipe, cu atât de multe telescoape, la fel de perfecționate și atât de mult timp. Se poate considera rezonabil că aceste metode de detectare folosite în general pe comete ar fi arătat numeroase detectări ale acestor corpuri la acele distanțe.
Hale Bope (23)
Această cometă a fost studiată în detaliu și oferă o idee despre ordinele de mărime relative între diferitele specii detectate pe o cometă. Se poate presupune că aceste rapoarte pot varia larg în funcție de corpul observat, totuși, ordinul de mărime al rapoartelor corpurilor majore ar trebui să fie caracteristic. * ***** ** ** * *****
Acest al doilea grafic este foarte interesant, deoarece oferă o idee despre distanța minimă de la care cometă începe să se evapore și să genereze gaze, precum și tipul de gaz și ordinul de mărime al cantității asociate în funcție de distanța față de Soare în Unități Astronomice.
Este evident că APA și CO sunt predominante și de departe și apar din aproape 5 UA.
În ceea ce privește absența apei, distanța față de Soare de 5 UA, J. Crovisier (5) §3, este un fapt că temperatura atinsă nu permite sublimarea apei în mod teoretic. Cu toate acestea, aceasta a fost deja observată la acele distanțe:
· Au avut loc deja detectări pe alte comete situate la distanțe similare cu rate de emisie mult mai mari (10e29) Bowell 1982 I, J. Crovisier (5) §3 / (A 'Hearn et al. 1984)
și (20) The New Cosmos § 3.1.2 pp 48
„Pe de altă parte, măsurătorile infraroșii pentru planetele majore, Jupiter, Saturn și Neptun, indică pierderi radiante care sunt de 2-3 ori mai mari decât radiația solară absorbită. Jupiter: 1,7 +/- 0,1. Această energie este datorată eliberării energiei gravitaționale sau căldurii rămase din timpul formării planetelor.”
· Dacă vrem să facem un bilanț energetic complet al SL9, trebuie adăugată la energia solară primită la distanța lui Jupiter, energia proprie radiată de Jupiter care reprezintă 70% din cea anterioară, precum și o parte din energia solară reflectată de Jupiter (Albedo 0,73, deci 3/4 din energia primită de Jupiter de la Soare este re-emisă). Dacă privim distanța orbitală a SL9 față de Jupiter chiar și la minimul său, aceasta este la 50.000 km. Considerând constanta solară la distanța de 5,4 UA, Jupiter primește de la Soare 45 W/m2, energia sa internă îi permite să emite 32 W/m2 în plus față de reflexia prin albedo de 31 W/m2, ceea ce înseamnă că SL9 va primi aproximativ 50 W total, luând în considerare o secțiune transversală de 1 km2, neglijabilă în raport cu constanta solară de 45 W/m2.
Deci „apropierea” lui Jupiter nu schimbă energia totală primită de SL9 în cursul orbitei sale în jurul planetei.
Este de asemenea de remarcat o dată în plus ipoteza albedo-ului folosit în calculele de detectare: 0,04, ceea ce este extrem de scăzut, ceea ce înseamnă că 96% din energia solară primită este absorbită de corpul SL9, adică de ordinul a 43 W/m2, ceea ce corespunde unei temperaturi echivalente la echilibru de 117 K. Aici regăsim valoarea afișată de J. Crovisier de 120 K. Este într-adevăr probabil că temperatura corpului nu este suficientă pentru o sublimare semnificativă a apei. De fapt, este mai probabil ca albedo-ul real să fie mai ridicat și în acest caz temperatura ar fi chiar mai scăzută.
În concluzie, reținem că această lipsă de detectare în părul cometei SL9, a oricărei specii de gaz (OH, CN, CO+, CO) în toate lungimile de undă, de către cele mai puternice telescoape terestre și spațiale, pe o perioadă lungă, de către echipe multiple și experimentate, echipate cu cei mai buni detectori construiți vreodată, nu este fundamental neobișnuită în ceea ce privește detectarea radicalului OH, însă pentru speciile CO pare, în lumina altor măsurători asupra cometelor tipice, fie că această cometă SL9 este atipică din cauza ratei sale foarte slabe de degajare de CO, fie mai probabil că nu a avut deloc un degajare reală.
Ultimul punct, extrem de important, detectarea (întâmplătoare!), a unei emisii de Mg+ (dublet la 280 nm) observată de HST asupra fragmentului G la 14 iulie 1994, cu 4 zile înainte de impact. Până în prezent, nicio explicație rațională solidă și susținută de fapte nu a fost găsită.
J. Crovisier* (5) §3 p 9 / Weaver et al. 1995 ; Feldman et al. 1995*
5/ Concluzie analiza obiectului SL9 înainte de impact
Analizele efectuate înainte de impact § 2/3/4 permit stabilirea următoarelor fapte:
Obiectul SL9 este în mod inițial atipic atât prin orbita sa, capturarea, lipsa de detectare înainte de 1993, coada ne-standard, lipsa totală de degajare. Acest aspect atipic este confirmat/menționat de majoritatea autorilor citiți.****
**((27) Sichao Wang et al.) ****« Nu s-a detectat degajare, doar o cantitate mică de apă a fost detectată din petele întunecate (după impacte), iar albedoul scăzut al petelor întunecate sugerează că cometa Shoemaker-Levy 9 este un nou tip de obiect care se diferă de cometele și asteroizii cunoscuți »
Să încercăm să clasificăm aceste elemente diferite în funcție de explicațiile potențiale
Lecție: NC: necompatibil, C: compatibil, I: investigații suplimentare de făcut
Origine SL9 Cometă Asteroid tip Doc SL9
Carbonaceous chondrites
tip C
Nedetectare
Înainte de descompunere NC/I1 NC/I1 C/I1
Nedetectare
După descompunere NC/I1 NC/I1 C/I1
Coada prafosă NC C C
Fără emisie
Orbită C C C
Lipsa degajării NC/I2 C C
Aspect roșu / mai roșu decât soarele C C C/I3
Fadingul halo-ului roșu C C C
Albedoul 0.04 NC C C
Detectarea Mg++ C ? ? C C
Sunt necesare investigații / informații suplimentare pe cel puțin trei puncte:
I1: obținerea de imagini în apropierea lui Jupiter în luna iulie/august 1992
I2: obținerea unor informații foarte recente privind statisticile de degajare în CO ale cometelor la o distanță mai mare de 5 UA
I3: obținerea unor informații suplimentare privind schimbarea ușoară de culoare roșie în funcție de distanță în coadă
La această etapă a studiului, niciuna dintre cele trei posibilități nu poate fi exclusă, totuși pare că ipoteza unei comete este mult mai puțin probabilă decât cea a unui asteroid de tip chondrită carbonată de tip C ((20) **The New Cosmos § 3.3.2 pp71-72), ((27) Sichao Wang et al.) **situat în mod obișnuit în centura exterioară a asteroidilor, corespunzând albedoului extrem de scăzut de 0.04 și unei densități mici, capturat de Jupiter după perturbații gravitaționale.
Ipoteza documentului SL9 nu poate fi respinsă, toate faptele menționate sunt în concordanță cu explicația oferită de document.****
Improbabilitatea extremă a capturării, a orbitei și a lipsei de detectare sunt foarte problematice, dar nu decisive în această etapă.
6/ Analiza obiectului SL9 după impact
Este important de menționat că, având în vedere energia eliberată în timpul impactului, este foarte probabil ca recombinări puternice și reacții chimice diverse să fi avut loc și să fi recăpătă, parțial sau complet, toate sau o parte din moleculele și ionii prezenți în obiectul SL9 . (26) Borunov et al.
Studiul spectroscopic făcut permite deci identificarea atomilor, dar cu siguranță nu a moleculelor care au putut avea diverse origini și o istorie chimică extrem de agitată. Pe de altă parte, compoziția lui Jupiter evidențiază în straturile superioare (cele ale impactului) o lipsă totală de elemente metalice și prezența unor nori de compoziție variată, inclusiv NH3, NH4SH, H2O, deci ar fi iluzoriu să deducem ceva din prezența acestor molecule sau derivatelor lor după impact.
Este de notat în preliminar că cele mai mari impacturi observate nu sunt legate de fragmentele considerate inițial cele mai mari. Aceasta este subliniată de mulți observatori.
6.1 / Analiza spectroscopică după impact SL9
J. Crovisier (5) §4 / Lista liniilor identificate este clar reproducță în documentul lui J. Crovisier și reproducem mai jos o altă listă mai sintetică:
Tabelul 4-1
O altă listă este reproducță în (24) M. Roos-Serote et al. Tabelul 2 .
Reiese în primul rând că anumite linii nu au putut fi identificate, și **în al doilea rând că linii extrem de importante de Na, Ca, Fe și Li au fost observate după impact de mulți observatori. **
Este menționat în articol că acestea au fost identificate în spectrul brut fără chiar a fi necesară prelucrarea! !, au fost detectate din nou Mg, Mg+, Fe, Fe+. Liniile sunt complet saturate, ceea ce înseamnă că estimarea cantității totale nu poate fi făcută și poate duce doar la o estimare foarte subestimată.******
De asemenea, prezența foarte mare de Litiu (linii saturate) este extrem de îngrijorătoare .
în ***(24) M. Roos-Serote et al. ****« Atomii metalici sau compușii lor nu sunt de obicei prezenți în atmosfera lui Jupiter. Prin urmare, concluzionăm că metalele observate în timpul impactului L și Q1 au fost eliberate din material refractar cometary. Înainte de evenimentul SL9, astfel de linii atomice au fost observate doar în spectre din material cometary din meteoritele de foc (Borovicka 1993,1994) și în cometele care trec lângă Soare . Cazul cel mai bine documentat este cel al cometei Ikeya-Seki 1965 VIII care s-a apropiat de Soare la doar 0,0078 UA (adică în interiorul coroanei) pe 21 octombrie 1965. Linii ale mai multor atomi metalici (Na, K, Ca, Ca+, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu) au fost observate în acel moment, iar estimarea abundenței relative a fost posibilă (Preston 1967 ; Arpigny 1979). Linia de rezonanță a litiului nu a putut fi detectată atunci. *
S-au observat și linii de rezonanță ale sodiului în mai multe comete care au trecut lângă Soare la mai puțin de 1 UA. Compoziția elementară a prafului cometei Halley, inclusiv metale până la nichel, a fost investigată și prin spectroscopie de masă în situație de la sondele spațiale VEGA și Giotto (Jessberger et al. 1988). S-au găsit abundențe aproape solare pentru elemente de la Carbon la Nichel ÎNNOI LITIU NU A FOST OBSERVAT. » J Crovisier (5) §4 p14 « Linii saturate nu pot depăși .... Această intensitate a fost depășită și pentru liniile observate de IUE, precum și pentru majoritatea liniilor observate în vizibil »
vedeți și reacția (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html citată mai jos
Să revenim deci la compozițiile de referință ale cometelor, asteroidelor și sistemului solar:
(5) J Crovisier Tabelul 1, (24) M. Roos-Serote et al Tabelul 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 Tabelul 7.5 pp 216-217
Litiul este absent din comete, litiul este prezent în meteorite și sistemul solar, raportul Li/Na este de 0,001, (20) The New Cosmos, subliniază că abundența de litiu în sistemul solar este mai mică decât în meteorite cu un factor de aproximativ 1000, deoarece Li este distrus în reacțiile nucleare solare treptat, dar confirmă raportul de 1000 între Li și Na în meteorite, în special în chondritele carbonate de tip C1.
Detectarea de litiu în spectrul post-impact demonstrează deci că nu poate fi vorba de o cometă.
Abundența de litiu în SL9 este problematică în ceea ce privește o interpretare de tip asteroid C1, deoarece este în mod inițial excesivă cu un factor de 60! ! Totuși, referindu-ne la (24) M. Roos-Serote et al Tabelul 3*, ne dăm seama că *linia de sodiu, calciu și potasiu sunt saturate, ceea ce înseamnă că estimarea lor este subestimată, în timp ce linia de litiu nu este saturată. În acest caz, o interpretare de tip chondrite C1 este posibilă și în concordanță cu raportul clasic de 1000, dacă acceptăm un ajustare în sus a cantităților de sodiu, potasiu și calciu, coerent cu o subestimare datorită saturării.
În ceea ce privește liniile moleculare, este extrem de dificil de reținut ceva, având în vedere din nou importanța impactului și reacțiile chimice potențiale care au putut avea loc cu componente deja prezențe în atmosfera lui Jupiter. Ne pare extrem de dificil de a concluziona asupra originii apei și a altor molecule detectate, care au foarte bine putut proveni din recombinații post-impact ale componentelor atmosferei joviene.
Singura măsurătoare discriminantă nu a fost efectuată (raportul Deutériu/H).
(5) J Crovisier § 4.4 Indicii din aerosoli / Nicholson et al. 1995
O detectare de aerosoli a fost făcută în banda de 10 microni, imediat după impactul fragmentului R la Observatorul Mont Palomar, corespunzând unor silicați cu o masă aproximativă de 6.1012 grame cu particule de raze de ordinul micronilor și o densitate de 3,3 g/cm3.
Numărul de consultări ale acestei pagini de la 3 decembrie 2003 :
Întoarcere la Noutăți Întoarcere la Ghid Întoarcere la pagina de Acasă
