SL9 Schumaker Levy, Jüpiter'e çarpışı
SL9 dosyası hakkında yapılan çalışmanın özeti
9 Aralık 2003
Birinci bölüm
Bilindiği gibi, bir internet forumunda bulunan ve Bordeaux'daki bir kafe üzerinden çevrimiçi olarak paylaşılan gizemli bir belge, 1994 yılında astronomlar Eugene Schumaker ve Carolyne Levy tarafından tespit edilen nesnenin, kırılma ve çarpışma etkisi olarak tanımlanan olayda yapay olmayan bir karakter taşıdığından şüpheleniyordu. Bu metnin tamamı, son kitabımın sonundaki eklerden birinde bulunabilir. Bu çalışmada, astronom A.Cohen, GESTO üyesi, mevcut farklı teorileri doğrulayan veya reddeden gerçekleri listeledi ve ilgili referansları belirtti.
Özetle, A.Cohen, "Jüpiter'e bir kuyruklu yıldızın yakalanması, parçalanması ve çarpışması" konusundaki resmi teziyle ilgili oldukça garip bazı noktaları ortaya koydu. Önemli olanlar şunlardır:
-
Bir "kuyruklu yıldız" ya da herhangi bir nesnenin dev bir gezegen tarafından "yakalanması" nasıl gerçekleşir, açıkça görülmemektedir. Bu, yalnızca Kepler hareket yasalarının geçerli olduğu "iki cisim problemidir". Kuyruklu yıldızlar önceden, periyodik olmayan ya da çok uzun periyodlu bir yörüngeye sahip olup, Güneş'in odak noktası olan bir konik eğri üzerinde hareket ederler. Bir yakalanma ise "üç cisim problemi" (J.M.Souriau) gerektirir. En fazla, kuyruklu yıldızın Jüpiter ile etkileşimi sonucu yörüngesinin büyük ölçüde değişmesi düşünülebilir (üç cisim problemi: kuyruklu yıldız - Jüpiter - Güneş). Ancak bu durumda bile, kuyruklu yıldız Güneş'e "merkezli" olarak, kütleçekimsel olarak hâlâ çekilmeye devam eder, yörüngesinin eliptik eğriliği bile değişse de. Güneş sistemindeki gezegenlerin uyduları hakkında bilgi verilirken, bu tür gezegensel nesnelerin yakalanmasının, Güneş etrafında çok sarsıntılı bir süreçle başlayan ve oldukça kuvvetli bir şekilde merkezlenmiş olan sistemin doğuşu sırasında gerçekleştiği düşünülüyor. Ayrıca yayınlar, 1920-1930 yıllarında gerçekleşmiş bir yakalama olayı hakkında da bilgi veriyor. SL9 nesnesi (parçalanmamış hâli) bu dönemde Jüpiter etrafında çok yüksek eksantriklikli bir yörüngeyle yaklaşık yetmiş yıl boyunca dolaşmış, ancak tespit edilmemiş.
-
Bir nesnenin (kuyruklu yıldız ya da asteroit) bir gezegenin "Roche küresi" içinde geçerken parçalanması veya dağılması, astrofizikçiler tarafından iyi anlaşılmış bir olaydır. Saturn'un halkaları ve diğer dev gezegenlerin halkalarının büyük olasılıkla bu kaynaklı olduğu düşünülüyor. 21 nesnenin Eugene Schumaker (Australya'da bir otomobil kazasında üç yıl sonra hayatını kaybetti) ve Carolyn Levy tarafından 1993 yılında Mart ayında tespit edildiği hatırlatılıyor. Bu nesneler, Jüpiter'e göre hâlâ uzakta (afelie yakın) bulunuyordu. Sonra dev gezegene doğru düştüler. Cohen, bu SL9 nesnesinin bir kuyruklu yıldız olma ihtimalini sorguluyor (70 yıl boyunca neden gaz vermediği ve parçalanmasından sonra birdenbire gaz vermesi?). Ayrıca, nesneleri çevreleyen nebulozitelerin emisyon spektrumunun klasik kuyruklu yıldız kuyruklarının spektrumuyla uyuşmadığı belirtiliyor. Astronomlar tarafından "atipik" olarak nitelendirilen bu nesneler, lityum emisyonu yapıyorlardı. SL9 nesnesinin Jüpiter'e düşmeden birkaç saat önce Mg+ (magnezyum iyonu) emisyonu yaptığı, tamamen anlaşılmaz bir durumdur. A.Cohen, en uç ihtimalle bu nesnenin karbonlu kırılgan meteoryt türüne ait olabileceğini, albedosu çok düşük olduğu için parçalanmadan önce tespit edilmemiş olabileceğini sonuca varıyor (...). Bu tezi takip edersek, neden tüm nesnelerin parçalanmasından sonra gazlı çevreler emisyon yapmaya başladığını açıklamak gerekir. "Atipik kuyruklu yıldız ya da asteroit" olarak nitelendirmek (resmi sonuç), aslında bu nesnelerden gelen verilerin analizinden kesin bir sonuç elde edilemediğini söylemenin bir üslubudur.
-
Aşağıdaki fotoğraflarda, nesneleri çevreleyen bulutların kırmızı ışık yayar olduğu görülüyor (bu gerçek renktir). Bu, kuyruklu yıldızlarda genellikle görülmeyen bir durumdur ve aynı zamanda lityumun da bu çizgide ışık yayar. Bu yüzden oldukça garip bir kuyruklu yıldız söz konusu. Cohen ise, Jüpiter yakınlarında parçalanmadan sonra toz halinde dağılan bir kütlenin varlığı hipotezini destekliyor. Bu serbest bırakılan mikro parçacıkların kırmızı ışık yayar olması beklenir. Ancak bu durum hâlâ ... oldukça belirsizdir, bunu kabul etmek gerekir.
-
Ancak en anlaşılmaz olan şey, bu nesnelerin aslında 1992 yılının 8 Temmuz'unda parçalanmasından sonra hemen gaz emisyonu göstermesi beklenirken, Mart 1993'e kadar hiçbir tespit yapılmamış olmasıdır. Elbette Jüpiter her zaman gözlemlenebilir değildir. Gezegenler hareket eder. Dünya döner. Ancak gezegenlerin konfigürasyonu, Schumaker ve Levy tarafından 1993 Mart ayında tespit edilen olayın, birkaç ay önce de gözlemlenebileceği anlamına gelir; çünkü o zaman Jüpiter hâlâ çok iyi gözlemlenebilirdi. Jüpiter gözlemeye uygun olduğunda, hemen bir sürü astronom tarafından takip edilir. A.Cohen, 1993'te tespit edildikten sonra, küçük CCD'li teleskoplarla çalışan amatörlerin çok iyi fotoğraflar elde edebildiğini hatırlatıyor; bu teleskopların aynaları sadece on santimetre boyundadır! Ayrıca, büyük gözlemevlerinde yerleştirilmiş geniş alanlı teleskoplarla Jüpiter çevresini inceleyen programlardan da bahsediyor. Bu durumda, yüz euro değerinde bir soru ortaya çıkıyor: Neden Mart 1993'ten önceki aylarda, nesnelerin zaten göreceli olarak basit araçlarla gözlemlenebileceği dönemde hiçbir tespit yapılmamıştır? ---
A.Cohen'in yorumu:
1/ Giriş ve bazı resimler
Bu belgenin amacı, SL9 nesnesinin çeşitli özelliklerini özetlemek, kaynaklarını belirtmek, bilinen gök cisimleri (kuyruklu yıldızlar, asteroitler, Kuiper Kuşağı vb.) verileriyle karşılaştırmak ve son olarak problemlerle karşılaşılan veya daha derin araştırmaya ihtiyaç duyan noktaları vurgulamaktır.
Sunum, olayın kronolojik sırasına göre yapılacaktır: kuyruklu yıldızın yakalanması ve Jüpiter etrafında yörüngesi, parçalanma, çarpışmadan önceki gözlemler, çarpışma sırasında gözlemler ve çarpışmadan sonraki gözlemler.
Hubble Uzay Teleskobu tarafından SL9'ın birçok sitelerde yer alan fotoğrafları
Yukarıda klasik bir "Hale Bope" kuyruklu yıldızı
2/ Yörünge analizi, keşif ve Mart 1993'ten önceki tespit edilmeme
Keşif koşulları, (2), (3), (4) gibi birçok makale ve sitede belirtilmiştir:
(2) "Schoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı"
(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm, tüm olayları, güzel bir fotoğraf galerisiyle birlikte özetler.
(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm, bir amatör tarafından küçük bir aletle tespit edilmesini özetler.
SL9 ile ilgili makalelerde, astronomların yörüngesini analiz etmeleri sonucu, bu nesnenin 1920/1930 yıllarında Jüpiter tarafından yakalanmış ve daha sonra Jüpiter etrafında hiçbir zaman tespit edilmeksizin, 7 Temmuz 1992'de Roche sınırının altında geçerek parçalanması (Z Sekanina (16) Şekil 2 ile bir saatlik doğrulukla onaylanmıştır) ve ardından Mart 1993'te tespit edilmesi olduğu ortaya çıkmaktadır.
Kuyruklu yıldızların genellikle amatör astronomlar tarafından çok geç tespit edilmesi normaldir, çünkü profesyonel büyük teleskopların çalışmaları ve görüş alanları bunu genellikle mümkün kılmaz. Ancak SL9 için bu durum farklıdır; nesne Jüpiter etrafında 70 yıldan fazla dolaşmış, bu yüzden rastgele bir geçiş değil, aynı düzlemde (ecliptik'e yakın) tekrar eden bir yörünge izlemiştir. (Yörünge periyodu yaklaşık iki yıl olarak tahmin edilir.)
2.1 Parçalanmadan önce tespit edilebilir miydi?
Burada iki aşamayı ayırmak gerekir: 7 Temmuz 1992'de Jüpiter'in Roche sınırında kırılmasından sonra ve önce.
2.1.1 Parçalanmadan sonra tespit (7 Temmuz 1992'den sonra)
Aslında, Kanada sitesi (4) gösteriyor ki, sadece 10 cm'lik bir teleskop bile onu zayıf şekilde kaydedebilir; 25 cm'lik bir teleskop ise bu konuda hiçbir şüphe bırakmaz. Bu yüzden tespit, zengin amatörlerin özel alanı değil, genelde basit araçlara sahip olanların da yapabileceği bir şeydir; özellikle de Jüpiter'in "kentsel bölgesi" amatörler tarafından sürekli takip ediliyor.
Parçalanmadan sonraki tespit mümkün ve hatta kesin bir durumdur, çünkü 1992 Temmuz - 1993 Mart arasında bu bölgede fotoğraflar çekilmişse. Aslında en şaşırtıcı olan, Jüpiter'e ait binlerce, hatta milyonlarca amatör fotoğrafın çekilmesidir. Ancak 1992 Temmuz/Ağustos döneminde, yakınındaki genel parlaklığı 13/14 olan bu nesne bu fotoğraflarda mutlaka görünmüş olmalıydı. Bunları bulmak gerçekten çok ilginç olurdu! Şu ana kadar bu dönemde Jüpiter'e ait profesyonel fotoğrafların hiçbirine ulaşılamadı. Yukarıdaki Kanada sitesinden alınan, Şubat 1994'te Sky and Telescope dergisinden alınmış detay, Jüpiter'in (üstte) ve kuyruklu yıldızın (altta) her ayki konumunu gösteren bir gök haritası sunuyor; bu, 1994 Temmuz'da çarpışmaya kadar devam eder.
Aşağıda, Kanada sitesinden alınan bir alıntı, küçük bir teleskobu olan bir amatörün kendi kamerasına nasıl kaydettiğini gösteriyor:
- "Kuyruklu yıldızın kesin konumunu hemen sordum ve ona göre ephemerislerde belirtilen yerde olduğunu söyledi. 10 cm'lik küçük teleskobumla F6'da, Denis Martel ile aynı anda çektiğim CCD fotoğraflarımı incelediğimde, kuyruklu yıldızın orada olduğunu gördüm ama çok zayıf parlıyordu. Sadece küçük teleskobumun kısa odak uzunluğu nedeniyle çözünürlük eksikliği yaşıyordum. Kameramı ana teleskobuma yeniden takıp, 11 Mart 1994'te kuyruklu yıldızın ilk görüntüsünü sonunda elde ettim. Görüntüsünün parlaklığı +16 civarında, çekirdeklerin ise +17 ile +18 arasında olmalıydı. Beklendiği gibi, konumu ephemerislerde belirtilen yerdeydi. Bilgisayar ekranında bir kuyruklu yıldızın gökyüzünde noktalar hâlinde görüldüğünü görmek gerçekten etkileyiciydi."
"Kullanılan ekipmanlar: 25 cm'lik Meade Schmidt-Cassegrain teleskobu F10 LX-200, F10'dan F6'ya indirgenmiş odak uzunluğuna sahip bir lens (1500 mm odak uzunluğu), SBIG ST-6 modeli CCD kamera ve URANOMETRIA 2000 gök haritaları (yıldızlar +9,5 parlaklık seviyesine kadar ulaşabilir). Kuyruklu yıldızın konumlarını Amerikan dergileri "Sky and Telescope" ve "Astronomy"da buldum ve bunları kendi haritalarına aktardım. İlk denemelerim Şubat 1994'te başladı. Jüpiter sabah saatlerinde güneydoğuda görülebilirdi ve araçlarımı kurmak için sabah 03:00 civarında kalkmam gerekiyordu. -37°C'ye kadar düşen soğuklara maruz kalacaktım. 1994 kışının rekor soğukluklarını hatırlayın! (Konum belirlemede, 25 cm'lik Cassegrain'in zaten çok dar bir görüş alanı olması sorun yaratıyordu.)"
2.1.2 Parçalanmadan önce tespit (7 Temmuz 1992'den önce)
En az iki profesyonel araştırma programı onu tespit etmemiştir: biri Güneş sisteminin uzak cisimlerini arayan (Kuiper Kuşağı, Jane Luu ve David Jewitt) (6), diğeri Jüpiter'in yakınında kuyruklu yıldızları arayan (Tancredi ve Lindgren) (7), (8).
Luu ve Jewitt makalesi:
"1987'den itibaren, Güneş sisteminin Plüton'un yörüngesinden sonra gerçekten boş olup olmadığı veya soğuk küçük cisimlerle dolu olup olmadığı hakkında gözlem kampanyası başlattık. Bu kadar uzak yıldızlardan yansıyan zayıf ışığı toplamak için, geleneksel fotoğraf plakalarını terk ettik ve daha duyarlı CCD (yük taşınım dedektörleri) kullanmaya geçtik; bu dedektörler büyük bir teleskobun üzerine yerleştirildi. Çalışmamızın büyük kısmını Hawaii'deki Mauna Kea tepesindeki 2,2 metre çaplı teleskopta gerçekleştirdik. Bu teleskobun CCD dedektörüyle, gökyüzünün bir bölgesine dört görüntü çekildi. Her görüntü 15 dakika boyunca açıldı ve bilgisayar dört görüntünün hızlı bir sırayla gösterilmesini sağladı. Arka plandaki yıldızlara göre hafifçe hareket eden nesneler, Güneş sistemi üyeleridir. Beş yıl boyunca hiçbir şey bulamadık..."
Tancredi ve Lindgren, 1992 yılında ESO'da yapılan bir arama sırasında Jüpiter'in yakınında kuyruklu yıldız araması yapmış ancak sonuçsuz kalmıştır. Bu, SL-9'nin keşfedilmesinden bir yıl önce, parçalanmasından birkaç ay önce gerçekleşmiştir. Kullanılan teleskop, ESO'nun 100 cm'lik Schmidt teleskobu olmuştur. Tespit sınırı B = 21,5 olarak tahmin edilmiştir (SL9'un muhtemel parlaklığının hesaplaması için Ek 2'ye bakınız). Bu mesafede böyle bir nesnenin karakteristikleri ne olurdu?
Buna göre Z. Sekanina (14), (16) çıkarım yapar (14) §6: en büyük parçacığın çapı yaklaşık 4 km'dir (albedo 0,04 kabul edilerek); diğer nesnelerin çapları 2-4 km civarındadır (14) Şekil 2 ve (14) Tablo 1. Roche sınırına geçmeden önceki kuyruklu yıldızın boyut tahmini ise (Z Sekanina (16) §6), yaklaşık 10 km'dir; yoğunluk 0,2 g/cm³ kabul edilerek kütle 10¹⁷ gram olarak hesaplanmıştır. Bu değerler ölçümlerden elde edilmiştir ve Sekanina modelleri (16) §5.4 tarafından doğrulanmıştır.
J Crovisier (5), Tancredi ve Lindgren (7)'e dayanarak, 21,5 parlaklık seviyesinin maksimum 7,2 km çaplı bir cisimle uyumlu olduğunu belirtir.
Bu durumda, bu cismin parçalanmadan önce tespit edilebileceği sonucuna varılıyor (7'den 10 km'ye geçiş, eşdeğer yüzey alanı iki katına çıkar, yansıma da iki katına çıkar, dolayısıyla yaklaşık bir parlaklık birimi kazanım sağlar).
Ayrıca bu tahminin, kuyruklu yıldızın parçalanmadan önce tamamen aktif olmayacağını varsaydığına dikkat çekilmelidir. Diğer durumda, gözlemlenen parlaklıklar (D.E Trilling ve diğerleri (15) Şekil 1 kırmızı/mavi/yeşil), farklı parçacıklar (W, V, S, R, Q, L, K, H, G) arasında 21,5 ile 18 arasında değişen parlaklık değerleri gösterir (çapları yaklaşık 1-4 km civarında!) ve kırmızı renkli parlaklık yaklaşık 18-19 seviyesindedir. Ayrıca G.P. Chernova ve diğerleri (11) Şekil 1'e bakılabilir; burada 4 km çaplı Q parçacığına ait görünür parlaklık 18,2'dir; en küçük parçacıklar (yaklaşık bir kilometre veya daha küçük) ise görünür parlaklığı yaklaşık 20,8 civarındadır.
Ayrıca D. Jewitt (9) Şekil 2'ye bakalım: burada tüm parçacıkların, kırmızı filtreyle ölçülen parlaklıklarının Mart 1993'te 17,5 ile 19,2 arasında, Haziran 1994'te ise 20 ile 22 arasında olduğu görülüyor. Bu, dağılmanın azaldığını gösterir; bu da 1992 Temmuz/Ağustos döneminde parlaklıkların daha yüksek (bir ya da iki parlaklık birimi, yani Mag 15/16) olması gerektiği düşüncesini destekler.
Albedo hakkında notlar, büyüklük sıraları: Ay: 0,073, Etna lavı: 0,04, Bazalt: 0,05, Vezuvi yanardağı külü: 0,16 (19) Astronomi Atlası, 951 Gaspra asteroiti: 0,23, 253 Mathilde asteroiti: 0,04, Dünya: 0,36, Karbonlu kırılgan asteroitler (C tipi, albedo 0,03-0,08) (20) The New Cosmos § 3.3.2 ss 71
Mathilde'nin çok düşük bir albedoya sahip olduğu kabul edilir.
Bu yüzden SL9 nesnesinin bu kadar yıl boyunca fark edilmemiş olması oldukça şaşırtıcı görünüyor.
Bu yolu sürdürmek için, Temmuz 1992 ile Mart 1993 arasında Jüpiter ve çevresi fotoğraflarını profesyonel ve amatör kaynaklardan toplamaya çalışacağız. Ayrıca Luu ve Jewitt yazarlarıyla temas kurarak, bu beş yıl boyunca tespit sınırları, gözlem süreleri ve yönleri hakkında daha detaylı bilgi edinmeye çalışacağız.
Şimdilik bu durum SL9 belgesini çürütmez; çünkü mantığına göre nesnenin daha önce var olmadığını açıkça açıklar. Bu durumda, tespit edilmemesi hem önceden hem de sonrasında hiçbir şekilde gerekçelendirilemez ve bu nesnenin klasik ya da "normal" bir nesne olduğu iddiası da desteklenemez.
Bu yüzden, Temmuz 1992 - Mart 1993 arasında Jüpiter ve çevresi fotoğraflarının elde edilmesinin çok önemli olduğunu düşünüyoruz.
3/ SL9, Jüpiter etrafında dolaşan nadir bir kuyruklu yıldız mı? ?
(6) "Kuiper Kuşağı" - Jane Luu ve diğerleri
"Kuiper teorisi, Massachusetts Teknoloji Enstitüsü'nden Paul Joss'un 1970'lerde, Jüpiter tarafından gravitasyonel yakalanma olasılığının düşük olması nedeniyle gözlemlenen kısa periyodlu kuyruklu yıldızların sayısına uygun olmadığı sonucuna varmasıyla bilinmeye başlandı. ...
1988'de Kanadalı Martin Duncan, Thomas Quinn ve Scott Tremaine, dev gaz gezegenlerin kuyruklu yıldızları nasıl yakaladığını incelemek için sayısal simülasyonlar kullandılar. Paul Joss gibi, bu mekanizmanın oldukça etkisiz olduğu sonucuna vardılar..."
(19) Güneş Sistemi / Kuyruklu Yıldızlar II ss 121 ve 126
"En dikkat çekici etkiler, uzun periyodlu bir yörüngenin, bir gezegenin yakınından geçerken, Jüpiter'in yörüngesinde ya da biraz daha dışındakine yakın bir eliptik yörüngeye dönüşmesidir: böylece yakalanan kuyruklu yıldızlar bir aile oluşturur. Jüpiter ailesi 68 kuyruklu yıldızdan oluşur veya daha fazlası; periyodları 5 ile 8 yıl arasında değişir."
Ancak bu 68 kuyruklu yıldızın hiçbiri Jüpiter etrafında değil, hepsi Güneş etrafında dolaşır. ss 126
Bu yüzden, bu "kuyruklu yıldız"ın bile yakalanması ve Jüpiter etrafında yörüngede kalması, Güneş sisteminin yaşamı boyunca çok nadir bir olaydır. Bu kuyruklu yıldızın yörüngesi analiz edildiğinde, Jüpiter'in gravitasyonel alanının son sınırına kadar uzandığı görülüyor.
Şimdi bu nesnenin "görünümü" üzerine yapılan gözlemlere bakalım:
D. Jewitt (9), "Fiziksel gözlemler, kuyruklu yıldız mı yoksa asteroit mi olduğu sorusuna yanıt veremez."
R.M West ve diğerleri (10), "Ana sonuç, her yoğunlaşmanın iki 'kuyruk'ya sahip olmasıdır: daha zayıf olanı normal görünür; daha güçlü olanı saat yönünde eğrilir ve hâlâ Jüpiter'e doğru yönelir. Bu anormal kuyruğun varlığı ve şekli şu an bilinmiyor."
G.P. Chernova ve diğerleri (11), "Kuyruklu yıldız minimum faz açısı geçerken görünümünde herhangi bir değişiklik olmamıştır. Bu da alt çekirdeklerin kuyruklarının senkron olduğu, yani gözlemler sırasında toz üretiminin aynı anda gerçekleşmediği ihtimalini doğrular."
"Kuyruklu yıldızı karşı konumda çok yakından gözlemlediğimiz için, alt çekirdeklerin yakınındaki kuyrukların karşı konum açısı önemli ölçüde değişmelidir. Ancak bu gözlemlenmemiş; bu da Sekanina'nın savunduğu sürekli toz üretimi fikrini reddeder. Eğer bizim düşüncemiz doğrudur ve kuyruklar senkron özelliklerse, kuyruklu yıldız yalnızca Güneş'in etkisiyle hareket ediyorsa, bu kuyruklar kuyruklu yıldızın yörünge düzlemi içinde olur. Dünya, kuyruklu yıldızın sıfır açı geçişinde bu düzlemi geçerse, kuyrukların Dünya'dan görülen görünümü değişmelidir. Ancak bu gözlemlenmemiş; bu yüzden Jüpiter'in kuyruklu yıldız yörüngesine etkisi nedeniyle bu yörünge artık bir düzlemde değil, dediğimiz gibi, mekanik teori kuyruklu yıldız kuyruklarına uygulandığında, gözlemlenen toz bulutunun tarihine dair önemli ipuçları verir."
J.A. Stüwe ve diğerleri (12), "Tablo 3'te listelenen tüm parçacıklar ve veri setlerinin ortalama renk indeksleri, SL-9 tozunun Güneş'ten yansıyan ışığa göre biraz daha kırmızı olduğunu gösterir."
"320 nm ile 940 nm arası spektrum analizimiz, Güneş spektrumunun Güneş tarafından yansıtıldığına uygun olup, ek emisyon yoktur."
F. Colas ve diğerleri (13), "0,1 mm'den büyük taneler, iki yıl boyunca parçacıklara yakın kalabilmek için CCD çerçevelerinde gözlemlenebilir. Bizim görüşümüzde, bu durumun gerçekleşmesi daha olasıdır çünkü toz bulutunda beklenildiği gibi yapısal bir yapı görmedik; bu da parçacıkların aktivitesinin ürünü olduğu varsayımını doğrular."
"Bu, tanelerin Temmuz 1992'de kuyruklu yıldızın parçalanmasından sonra kalmış olabileceğini gösterir; ancak bunun bir kısmı küçük tanelerin parçacıklar tarafından zayıf emisyonundan da kaynaklanabilir."
"Bu kuyruklar ve kuyrukların kesin yorumu açık değildir. Bu, zayıf kuyruklu yıldız aktivitesinin sonucu olabilir ya da Temmuz 1992'de parçalanma sırasında oluşan büyük toz veya alt parçacıklardan kaynaklanabilir."
D. E. Trilling ve diğerleri (15), "Parçacıklar arasında renk açısından önemli farklar bulamadık. Parçacıkların Güneş'ten daha kırmızı olduğunu ve SL9'un renklerinin tipik bir kuyruklu yıldızın renkleriyle uyumlu olduğunu bulduk. Ancak, parçacığın merkezinden uzaklıkla renk değişimi açısından olağandışı değişimler gözlemlendi."
"Diğer taraftan, Chernova ve diğerleri (1995) birçok ama tüm parçacıklar için değil, mesafe arttıkça kırmızılaşma eğilimi buldu. Mesafe arttıkça renk değişimi, parçacık boyutu dağılımındaki bir değişimi gösterebilir."
Zdenek Sekanina (16), "P/Shoemaker-Levy 9'un görünümü gözlemlenen kuyruklu yıldızlar arasında kesinlikle eşsizdir; ancak iki başka tida parçalanmış kuyruklu yıldızla, P/Brooks 2 (1889 V) ve Güneş'e doğru yaklaşan 1882 II ile uzaktan da olsa bazı benzerlikler bulunabilir."
Farklı gözlemlerin (9,10,11,12,13,14,15,16) analizinden, bu nesnenin atipik karakteri büyük çoğunluk tarafından kabul edildiği görülüyor. Aynı şekilde yakalanma ve yörünge durumu da (6), (19) tarafından kabul ediliyor.
"Kuyruk", klasik bir kuyruklu yıldız kuyruğu değilmiş gibi görünüyor ve daha iyi bir açıklama, bu "kuyruklu yıldızın" Temmuz 1992'de geçiş sırasında parçalanması sonucu oluşan tozun kalıntısı olabilir (kırmızı renk, milimetre/santimetre boyutlu toz, zayıflama, ve özellikle G.P. Chernova ve diğerleri (11)), spektroskopik görünüm de (Aşağıda görüldüğü gibi) tamamen gaz emisyonunun (OH, CN, ...) olmamasını gösteriyor; ayrıca tüm parçacıklar tamamen aynı görünüyor.
*Şimdilik bu durum SL9 belgesini çürütmez (Güneş ışığını yansıtan floresan lityum/baryum nedeniyle kırmızımsı halka). Zayıflama, gazın seyrelmesiyle açıklanabilir; toz üretiminin olmaması (G.P. Chernova ve diğerleri (11)) bu durumda açıkça görülüyor; gaz vermemesi de aynı şekilde. Uzaklıkla hafif kırmızılık değişimi hâlâ açıklanamıyor.
4/ SL9 Nesnesinin, çarpışmadan önceki bileşimi / Spektroskopi
SL9 belgesi, bir sahte kuyruklu yıldız üretmek amacıyla yapılan AMPTE deneyine atıfta bulunuyor. Ek 1'de ayrıntılı AMPTE dosyasına bakınız; sonuçlar, bu amaçla güneş rüzgarıyla iyonize edilmiş yapay baryum ve lityum bulutlarıyla deneylerin yapıldığını doğrular.
Şu an için bu yeterli değil, çünkü bu durumun diğer tüm çıkarımların doğru olduğunu kanıtlamaz.
Ayrıca UCL (21) hatırlatılıyor:
http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
"Lityum ve baryum iyonları, doğal uzay plazmalarında nadir oldukları için iyi 'izleyici iyonlardır'; bu yüzden tespit edilmesi, IRM'nin kaynağı olduğuna neredeyse kesinlikle işaret eder."
University College of London (UCL), AMPTE deneyine ait üç uyduyun birini sağladı.
Bu yüzden, SL9 nesnesi üzerinde dünyanın tüm gözlemevleri tarafından yapılan tüm spektral ve diğer analizleri incelemeye çalışacağız.
Tüm araştırmaların saçları ve hem yer teleskopları hem de HST ile hem de radyo teleskopları tarafından yapılan tüm taramaların, OH, CN, CO+, CO gibi tüm türler için negatif sonuçlar verdiği vurgulanıyor.
J.A Stüwe ve diğerleri (12) Tablo 4 – "Bu bölgedeki bireysel çekirdeklerin spektrumları moleküler emisyon kanıtı göstermiyor. Emisyon tespit edilmediği için, beş parçacık için CN üretim oranına 3 sigma üst sınır belirledik. Qcn için üst sınırlar, daha önce tüm kuyruklu yıldız treni için belirlenmiş değerlerden bir onluk daha düşük. Ancak log(Qcn)=23,4 olan ortalama değerimiz, düşük aktivite kuyruklu yıldızlar için ölçülen üretim oranları aralığında (örneğin P/Howell (23,3) veya P/Haneda-Campos 1978 J (23,6))."
J. Crovisier (5) – Tablo 2 – SL-9'da çarpışmadan önceki gaz üretim oranlarına ilişkin spektroskopik sınırlar (3 sigma), beş büyük profesyonel gözlemevinden yapılan tespitlerin negatif olduğunu ve aynı sıradaki üst sınır değerlerini doğrular.
Böyle tespitlerin 5 UA'dan uzak mesafelerde çok nadir olduğu söylenirken, bu argüman tartışmalıdır; çünkü Chiron 10 UA, P/SW1 6 UA, P/Halley 4,8 UA gibi daha az güçlü araçlarla da tespitler yapılmıştır.
J. Crovisier (5) §2 – "Gerçekten son zamanlarda, yaklaşık dairesel yörüngede olan ve Rh=6 UA'da (yani Jüpiter'in ötesinde) bulunan aktif bir kuyruklu yıldız olan P/Schwassmann-Wachmann 1 (P/SW1) için yapılan radyo gözlemleri, aktivitenin CO'nun süblimasyonuyla yönetilebileceğini gösterdi. Güneş'ten uzakta gözlemlenen kuyruklu yıldız aktivitesi, modern tekniklerin artan hassasiyetiyle giderek daha fazla kuyruklu yıldızda ortaya çıkmaktadır; bu, çok uçucu türlerin süblimasyonuna bağlıdır."
Hiçbir kuyruklu yıldız bu kadar çok ekip, bu kadar gelişmiş ve uzun süreli teleskoplarla bu kadar çok kez gözlemlenmemiştir. Bu yüzden genel olarak kuyruklu yıldızlarda kullanılan bu tür tespit yöntemlerinin bu mesafelerde birçok tespit yapması beklenir.
Hale Bope (23)
Bu kuyruklu yıldız detaylı olarak incelenmiş ve bir kuyruklu yıldızda farklı türlerin tespit edilme oranları hakkında fikir vermektedir. Bu oranların gözlemlenen cisimlere göre büyük ölçüde değişebileceğini varsayabiliriz; ancak ana bileşenlerin oranı karakteristik olmalıdır. * ***** ** ** * *****
Bu ikinci grafik oldukça ilginçtir çünkü kuyruklu yıldızın ne kadar uzaklıkta buharlaşmaya ve gaz üretmeye başladığını, hangi gaz türlerinin üretildiğini ve güneşten uzaklıkla (Astronomik Birim cinsinden) ilişkili miktarların büyüklük sırasını gösterir.
Görünüşe göre, su ve CO baskın ve çok uzakta, yaklaşık 5 UA'dan itibaren görünür hale gelir.
Su bulunmaması konusunda, 5 UA'lık güneş mesafesi için J. Crovisier (5) §3, teorik olarak suyun süblimasyonunun mümkün olmayacağı bir sıcaklık seviyesine ulaşıldığı gerçeği vurgulanıyor. Ancak bu mesafede su zaten gözlemlenmiştir:
· Benzer uzaklıklarda bulunan diğer kuyruklu yıldızlarda daha yüksek emisyon oranlarıyla (10e29) tespitler yapılmıştır (Bowell 1982 I, J Crovisier (5) §3 / (A 'Hearn ve diğerleri 1984))
ve (20) The New Cosmos § 3.1.2 ss 48
"Diğer yandan, Jüpiter, Satürn ve Neptün gibi ana gezegenlerin kızılötesi ölçümleri, emilen güneş ışınlarından 2 ila 3 kat daha fazla radyant kaybı gösterir. Jüpiter: 1,7 +/- 0,1. Bu enerji, gezegenlerin oluşumundan kalma yerçekimsel enerjinin salınması veya ısıdır."
SL9 için tam bir enerji dengesi yapmak gerekirse, Jüpiter uzaklığında alınan güneş enerjisine, Jüpiter'in kendi ışınım enerjisi eklenmelidir; bu, önceki enerjinin %70'ini temsil eder. Ayrıca Jüpiter tarafından yansıtılan güneş ışınlarının bir kısmı da eklenmelidir (Albedo 0,73, yani Jüpiter'in aldığı güneş ışınlarının üç dörtte biri yeniden ışıtır). SL9'ın Jüpiter'e en yakın mesafesi bile 50.000 km'dir. 5,4 UA mesafesindeki güneş sabitini dikkate alırsak, Jüpiter güneştan 45 W/m² enerji alır; iç enerjisi ek olarak 32 W/m² ışıtır ve albedo 31 W/m² yansıtır. Bu da SL9'ın yaklaşık 50 W toplam enerji alacağı anlamına gelir, 1 km² kesit alanı dikkate alınarak, güneş sabitinin 45 W/m²'siyle karşılaştırıldığında ihmal edilebilir.
Bu yüzden Jüpiter'e "yakınlık", SL9'ın gezegen etrafındaki yörüngesinde aldığı toplam enerjiyi değiştirmez.
Son olarak, tespit hesaplamalarında kullanılan albedo değerinin 0,04 olduğu dikkat çekici; bu çok düşük bir değerdir ve bu da alınan güneş enerjisinin %96'nın nesne SL9 tarafından emildiğini gösterir; yani yaklaşık 43 W/m², bu da denge sıcaklığına karşılık gelen 117 K'ya eşittir. Burada J Crovisier'in 120 K olarak belirttiği değerle aynı sonuca ulaşırız. Bu yüzden nesnenin suyun anlamlı bir şekilde süblimasyonuna yetecek kadar sıcak olmadığı oldukça olasıdır. Aslında gerçek albedo daha yüksek olabilir; bu durumda sıcaklık daha da düşer.
Sonuç olarak, SL9'un saçında, tüm dalga boylarında, en güçlü yer ve uzay teleskopları tarafından, uzun süre boyunca, deneyimli birçok ekiple, hiç bir gaz türü (OH, CN, CO+, CO) tespit edilememesi, OH radikalinin tespiti açısından temelde normal olmayan bir durum değildir; ancak CO türleri için, tipik kuyruklu yıldızlarda yapılan diğer ölçümler dikkate alındığında, ya bu kuyruklu yıldızın CO'ya karşı çok düşük bir gaz salımı gösterdiği, ya da daha olası olan, gerçek bir gaz salımı olmadığı sonucuna varılır.
Son ve çok önemli nokta: 14 Temmuz 1994'te, HST tarafından, çarpışmadan dört gün önce, parçacık G'de rastgele tespit edilen bir Mg+ emisyonu (280 nm civarında çift çizgi). Bugünye kadar bu duruma ilişkin tutarlı ve kanıtlara dayalı herhangi bir mantıklı açıklama bulunamadı.
J. Crovisier* (5) §3 sayfa 9 / Weaver ve ark. 1995; Feldman ve ark. 1995*
5/ SL9 nesnesinin çarpışmadan önceki analizi
Çarpışmadan önce yapılan analizler (§ 2/3/4), aşağıdaki gerçekleri ortaya koyar:
SL9 nesnesi, yörüngesi, yakalanması, 1993 Mart'tan önce tespit edilmemesi, standart olmayan kuyruğu ve tamamen gaz salımı olmaması açısından önceden atipik görünmektedir. Bu atipiklik, bahsedilen yazarların çoğuna göre doğrulanmış/iddia edilmiştir.****
((27) Sichao Wang ve ark.) « Gaz salımı tespit edilemedi; çarpışmalar sonrası karanlık noktalardan sadece küçük miktarlarda su tespit edildi; karanlık noktaların düşük albedosu, Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının bilinen kuyruklu yıldızlar ve asteroitlerden farklı yeni bir nesne sınıfına ait olduğunu göstermektedir.»
Bu farklı unsurları olası açıklamalara göre sınıflandırmaya çalışalım.
Not: NC: Uyumsuz, C: Uyumlu, I: Daha fazla araştırma yapılması gerekenler
SL9'ın kökeni Kuyruklu yıldız Asteroit türü Doc SL9
Karbonlu kırıntılı meteoritler
türü C
Ön parçalanmadan önce tespit edilememesi NC/I1 NC/I1 C/I1
Parçalanmadan sonra tespit edilememesi NC/I1 NC/I1 C/I1
Tozlu kuyruk NC C C
Yayma yok C C C
Yörünge C C C
Gaz salımı eksikliği NC/I2 C C
Kırmızı / güneşten daha kırmızı görünüm C C C/I3
Kırmızı halo'yun solması C C C
Albedo 0.04 NC C C
Mg++ tespiti C ? ? C C
En az üç konuda ek araştırmalar / bilgiler gereklidir:
I1: 1992 Temmuz/Ağustos aylarında Jüpiter civarında fotoğraflar elde etmek
I2: 5 UA'dan daha uzak mesafelerdeki kuyruklu yıldızların CO gaz salımı istatistikleri hakkında son bilgileri elde etmek
I3: Kuyruktaki renk değişiminin mesafe ile nasıl değiştiğine dair ek bilgiler elde etmek
Şu ana kadar üç olasılıktan biri dışlanamaz; ancak, kuyruklu yıldız hipotezinin, karbonlu C tipi kırıntılı asteroit hipotezine göre çok daha az olası olduğu görünmektedir ((20) The New Cosmos § 3.3.2 ss.71-72), ((27) Sichao Wang ve ark.) genellikle dış asteroit kuşağında bulunan, 0.04'ün çok düşük albedosuna ve düşük yoğunluğuna sahip, yerçekimsel etkiler sonucu Jüpiter tarafından yakalanan bir nesne.
SL9 belgesi hipotezi de reddedilemez; bahsedilen tüm gerçekler bu açıklamayla tutarlıdır.
Yakalanma, yörünge ve tespit edilmeme olasılıklarının çok düşük olması oldukça sorunlu olsa da, şu an için kesin bir kanıt değildir.
6/ SL9 nesnesinin çarpışmadan sonraki analizi
Çarpışma sırasında açığa çıkan enerji göz önünde bulundurulduğunda, güçlü yeniden birleşmeler ve çeşitli kimyasal reaksiyonların meydana geldiği çok muhtemeldir; bu da SL9 nesnesindeki tüm veya bazı moleküllerin ve iyonların kısmen ya da tamamen yeniden birleşmesine neden olmuştur. (26) Borunov ve ark.
Spektroskopik incelemeler, atomların tespit edilmesini sağlar; ancak, farklı kaynaklardan gelmiş ve kimyasal olarak oldukça değişken geçmişe sahip olabilecek moleküllerin tespiti mümkün değildir. Ayrıca, Jüpiter'in kompozisyonu incelendiğinde, çarpışma katmanlarında (yüksek katmanlarda) metalik elementlerin tamamen bulunmadığı, bunun yerine NH3, NH4SH, H2O gibi çeşitli bileşimli bulutların var olduğu görülmektedir. Bu yüzden, bu tür moleküllerin ya da türevlerinin çarpışmadan sonra varlığından herhangi bir sonuç çıkarmak mantıksızdır.
Öncelikle, en güçlü çarpışmaların, önceden daha büyük parçalar olarak tahmin edilen parçalara bağlı olmadığına dikkat çekilmelidir. Bu durum birçok gözlemci tarafından vurgulanmıştır.
6.1 / SL9'nin çarpışmadan sonraki spektroskopik analizi
J. Crovisier (5) §4 / Tanımlanan çizgilerin listesi J. Crovisier'in belgesinde açıkça verilmiştir ve burada daha özeti bir versiyonunu sunuyoruz:
Tablo 4-1
Başka bir liste (24) M. Roos-Serote ve ark. Tablo 2'de yer almaktadır.
Bir yandan bazı çizgilerin tanımlanamadığı, diğer yandan ise Na, Ca, Fe ve Li'nin çok önemli çizgilerinin çarpışmadan sonra birçok gözlemci tarafından tespit edildiği görülmektedir.
Makalede bu çizgilerin, işlenmeden önce bile spektrumda tanımlandığı belirtilmiştir! ! Mg, Mg+, Fe, Fe+ tespitleri de yeniden yapılmıştır. Çizgiler tamamen doygun hâle gelmiştir; bu da toplam miktarın tahmini yapılamayacağı ve bu yüzden çok düşük bir tahmin elde edileceği anlamına gelir.
Ayrıca, çok yüksek miktarda Lityum (doymuş çizgiler) tespiti oldukça rahatsız edicidir.
(24) M. Roos-Serote ve ark.* « Metal atomları ya da bileşikleri genellikle Jüpiter atmosferinde bulunmaz. Bu yüzden, çarpışma sırasında gözlenen metallerin kuyruklu yıldızın dayanıklı malzemesinden salındığını sonucuna varıyoruz. SL9 olayından önce, bu tür atom çizgileri sadece meteor patlamalarında (Borovicka 1993, 1994) ve Güneş'e yakın kuyruklu yıldızlarda görülmüştü. En iyi belgelenmiş örnek, 21 Ekim 1965'te Güneş'e sadece 0.0078 AU'ya yaklaşan (yani koronanın içinde) Ikeya-Seki 1965 VIII kuyruklu yıldızıdır. O zamanlarda birkaç metal atomunun çizgileri (Na, K, Ca, Ca+, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu) gözlemlenmiş ve göreceli zenginliklerin belirlenmesi mümkün olmuştur (Preston 1967; Arpigny 1979). O dönemde Lityum rezonans çizgisi tespit edilememiştir.»
Sodyum rezonans çizgileri, Güneş'e 1 AU'dan daha yakın geçmiş birkaç kuyruklu yıldızda da gözlemlenmiştir. Halley kuyruklu yıldızı tozunun elementel bileşimi, VEGA ve Giotto uzay araçları üzerindeki yerinde kütle spektrometresi ile incelenmiştir (Jessberger ve ark. 1988). Karbon'dan Nikelle kadar olan elementlerin zenginlikleri güneş değerlerine yakın bulunmuştur. Yine de Lityum gözlemlenmedi.» J Crovisier (5) §4 sayfa 14 « Doymuş çizgi, ...'yi aşamaz. IUE tarafından gözlenen çizgilerin yanı sıra, görünür bölgede gözlenen çoğu çizginin bu değeri aştığı görülmüştür.»
Ayrıca aşağıda bahsedilen (28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html reaksiyonuna bakınız.
Şimdi kuyruklu yıldızlar, asteroitler ve Güne sistemine ait referans bileşimlerine geri dönelim:
(5) J Crovisier Tablo 1, (24) M. Roos-Serote ve ark. Tablo 4, (20) The New Cosmos § 7.2.7 Tablo 7.5 ss. 216-217
Lityum kuyruklu yıldızlarda bulunmaz; lityum meteoritlerde ve Güne sisteminde mevcuttur; Li/Na oranı 0.001'dir. (20) The New Cosmos, Güne sistemindeki lityum zenginliğinin meteoritlerden yaklaşık 1000 kat daha düşük olduğunu belirtir; çünkü lityum, güneş çekirdeğindeki nükleer reaksiyonlar sonucu yavaş yavaş yok olur. Ancak, özellikle C1 tipi karbonlu kırıntılı meteoritlerde Li ile Na arasındaki 1000 kat oranının doğruluğunu onaylar.
Bu yüzden, çarpışmadan sonra spektrumda lityum tespiti, nesnenin bir kuyruklu yıldız olamayacağını gösterir.
SL9'daki lityum zenginliği, C1 tipi kırıntılı asteroit olarak yorumlanmaya karşı sorunlu görünmektedir; çünkü önceden 60 kat fazla görünmektedir! Ancak, (24) M. Roos-Serote ve ark. Tablo 3’e bakıldığında, Sodyum, Kalsiyum ve Potasyum çizgilerinin doygun olduğu görülmektedir; bu da bu elementlerin miktarlarının alt tahmin edildiği anlamına gelirken, lityum çizgisi doygun değildir. Bu durumda, C1 tipi kırıntılı asteroit olarak yorumlanabilir ve 1000 kat oranla tutarlıdır; ancak bu, doygunluk nedeniyle alt tahmin edilen Sodyum, Potasyum ve Kalsiyum miktarlarının artırmaya dayalı bir düzeltme kabul edilirse mümkündür.
Moleküler çizgiler açısından, çarpışmanın büyüklüğü ve Jüpiter atmosferinde zaten bulunan bileşenlerle olası kimyasal reaksiyonlar göz önünde bulundurulduğunda, su ve diğer tespit edilen moleküllerin kökeni hakkında bir şey söylemek çok zordur. Bu bileşenlerin, Jüpiter atmosferinin parçalarının çarpışmadan sonra yeniden birleşmesinden kaynaklandığı çok muhtemeldir.
Kesin bir ayırıcı ölçüm yapılmamıştır (Deuterium/Hidrojen oranı).
(5) J Crovisier § 4.4 Aersol'dan ipuçları / Nicholson ve ark. 1995
Çarpışmadan hemen sonra, Palomar Gözlemevi'nde 10 mikronluk bantta aerosol tespiti yapılmıştır; bu, yaklaşık 6.10¹² gram ağırlığında silikatlarla uyumludur; taneler mikron düzeyinde, yoğunluğu ise 3.3 g/cm³'dür.
Bu sayfaya 3 Aralık 2003'ten beri yapılan ziyaret sayısı:
Güncellemeler sayfasına geri dön Kılavuz sayfasına geri dön Ana sayfaya geri dön
