Schumaker Levy SL9 Jüpiter'e çarptı
SL9 dosyası hakkında yapılan çalışmanın özeti
3 Aralık 2003
İkinci bölüm
7/ Çarpmalar - Fotoğraflar
7/ Sonuçlar - Açık noktalar
Çarpmadan önceki analizin kısmi sonuç tablosuna bakıldığında,
Not: NC: Uygun değil, C: Uygun, I: Yapılması gereken ek araştırmalar
SL9 Kaynağı Kuyruklu Yıldız Asteroit Türü Doc SL9
Karbonlu kırıntılı meteoritler
C türü
Tespit edilmedi
Parçalanmadan önce NC/I1 NC/I1 C/I1
Tespit edilmedi
Parçalanmadan sonra NC/I1 NC/I1 C/I1
Tozlu kuyruk NC C C
Yayma yok
Yörünge C C C
Gaz salınımı yok NC/I2 C C
Kırmızı / Güneşten daha kırmızı görünüm C C C/I3
Kırmızı halo solması C C C
Albedo 0,04 NC C C
Mg++ tespiti C ? ? C C
Silikatlar C ? ? C NC
Lityum çizgileri NC C C****
Baryum eksikliği C C NC ?
Ek bilgiler (lityum çizgisi, silikatlar, baryum eksikliği) yorumlamada ilerleme sağlar. Bu bir kuyruklu yıldız değildir (lityum eksikliği nedeniyle).
Jüpiter'in dış asteroit kuşağından yakalanan C1 türündeki karbonlu kırıntılı asteroit hipotezi, tüm gözlemleri açıklamakta mümkündür: gaz salınımı olmaması, albedo'nun çok düşük olması (0,04), bu da sınırda tespit edilmemesini açıklar (hâlâ tartışmalı bir konu), parçalanma sonucu oluşan kırıntılarla oluşan sahte kuyruk, silikatların varlığı, farklı dozajlı doygunluk dikkate alındığında diğer verilerle tutarlı olan lityum çizgisi.
SL9 belgesi açısından, silikatların varlığı ve birçok metalin tespiti tartışmalıdır ayrıca baryumun tamamen eksikliği de sorun yaratmaktadır.
Çarpmadan kaynaklanan enerji miktarı için şu varsayımları kabul edelim (Z Sekanina (16) § 6, 10^17 g kütlesi, 10 km çapı, 0,2 yoğunluk, 10 km/s hız (atmosferik yavaşlatma sonrası tipik meteora giriş hızı olduğu için 60 km/s değil)) bu durumda yaklaşık 5.10^21 Joule enerji elde edilir. Bu da E=mc² eşdeğerine göre toplam yaklaşık 50 ton kütle (yaklaşık yarım antimadde) anlamına gelir, tüm çarpmalar için.
30 km/s giriş hızı varsayımıyla genel olarak yaklaşık 500 ton, tüm çarpmalar için yaklaşık 250 ton antimadde üretmek gerekir.
En büyük çarpmayı temsil eden 4 km çaplı parçaya göre, her zaman 30 km/s giriş hızı (oldukça aşırı olarak tahmin edilmiş) ile hesaplanırsa, yaklaşık 32 ton yani yarım antimadde üretmek gerekir.
Bu nedenle taşıma kapasitesi ve seyahat sayısı açısından taşıması gereken kütle büyüklükleri çelişki içermemektedir.
Bu nedenle en olası hipotezin C1 türündeki karbonlu kırıntılı asteroit olduğu, kuyruklu yıldız hipotezinin dışlanmasının gerektiği, SL9 belgesi hipotezinin silikatların, birçok metalin ve baryumun eksikliğinin açıklanamadığı, ancak tüm kütle hesaplamalarının tutarlı olduğu sonucuna varılır.
Açıkta kalan tek nokta, 1993 Mayıs öncesi tespit edilmemesidir. Bu konuyu kesin olarak çözmek için, 1992 Temmuz/Ağustos aylarında Jüpiter'in fotoğrafları çekilmiş olmalıdır.
8/ Kaynakça
(1) * Avrupa SL-9/Jüpiter Çalıştayı 13-15 Şubat 1995, ESO Merkezi, Garching bei München, Almanya – Bildiriler No: 52, R. West ve H. Böhnhardt editörlerince derlenmiştir – ISBN 3-923524-55-2
(2) « Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı », Pour La Science Özel Sayı Nisan 1999 « Gök Cisimleri »
(3) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm
(4) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm
(5) Kuyruklu Yıldız D/Shoemaker-Levy 9'in Bileşimi ve Doğası Üzerine Gözlemsel Sınırlamalar, Jacques Crovisier, Paris Gözlemevi, Meudon
(6) Pour La Science Özel Sayı Nisan 1999 Gök Cisimleri, ss. 120-126, Jean Luu ve David Jewitt 1999 Kuiper Kuşağı
(7) Jüpiter'e Çarpan Kuyruklu Yıldızları Arama: İlk Kampanya, Icarus 107, 311-321, Tancredi G. Lindgren M. 1994
(8) IAU Dairesi No: 5892, Tancredi G. Lindegren M., Lagerkvist CI (1993)
(9) Shoemaker-Levy 9'un Çarpmadan Önce Gözlemleri – David Jewitt – Astronomy Enstitüsü, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822
(10) La Silla'da (1-15 Temmuz 1994) Elde Edilen SL-9 CCD Görüntülerinin Morfolojik Çalışması, RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (Astronomi Enstitüsü, Honolulu, Hawaî, ABD)
(11) Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızının Görüntüleme Fotometrisi ve Rengi, G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers, Max Planck Atmosfer Araştırmaları Enstitüsü, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Almanya
(12) Shoemaker-Levy 9 Gözlemleri – Görüntüleme ve Spektroskopi, J.A Stüwe, R Schulz ve M.F. A'Hearn, Max Planck Atmosfer Araştırmaları Enstitüsü, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Almanya, Maryland Üniversitesi Astronomi Bölümü, College Park, Md 20742 ABD
(13) Pic du Midi ve Haute Provence Gözlemevlerinde Shoemaker-Levy 9'un Çarpmadan Önce Gözlemleri, F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, Bureau des Longitudes, 3 rue Mazarine, F-75003 Paris FRANCE, Paris Gözlemevi-Meudon, ARPEGES, F-92195 Meudon Cedex FRANCE, Pic du Midi Gözlemevi, Bagneres de Bigorre, FRANCE
(14) Hubble Uzay Teleskobu ile Alınan Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı Nüvelerinin Görüntüleri, Zdenek Sekanina, Jet Başarımları Laboratuvarı, California Teknoloji Üniversitesi, Pasadena, California 91109, ABD
(15) Calar Alto Gözlemevi'nden 2/3 Haziran 1994 tarihinde Johnson B, V ve R Filtrelerinde Shoemaker-Levy 9'un Gözlemleri, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Max Planck-Institut für Aeronomie, 37189 Katlenburg Lindau Almanya
(16) Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı Nüvesinin Parçalanması, Zdenek Sekanina, Jet Başarımları Laboratuvarı, California Teknoloji Üniversitesi, Pasadena, California 91109, ABD
(17) Shoemaker-Levy 9 Çarpmalarında Toz Manyetosfer Etkileşimi, W.-H. Ip, Max Planck Atmosfer Araştırmaları Enstitüsü, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Almanya, Astronomi Bölümü
(18) Galileo Yakın Infrared Mapping Spektrometresi ile Gözlemlenen G ve R Çarpmalarının Zamanlama ve Spektral Özellikleri, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines, T.V. Johnson (Jet Başarımları Laboratuvarı, Dünya ve Uzay Bilimleri Bölümü), P. Drossart ve T. Encrenaz (DESPA, Paris Gözlemevi), F Leader ve R Mehlman (UCLA Jeofizik ve Gezegen Bilimleri Enstitüsü)
(19) Astronomi Atlası Stock (1976)
(20) Yeni Evren 5. Baskı - 2002 – Astronomi ve Astrofizik Giriş, A. Unsöld / B. Bascek Springer
(21) Londra Üniversitesi Koleji Deneyi AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html
(22) SL9 Bileşimi http://www.seds.org/~rme/sl9.html
(23) Kuyruklu Yıldızının Tipik Bileşimi: Referans Kuyruklu Yıldızı Hale Bope **
Referans: 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, Kuyruklu Yıldız C/1995 O1 (Hale-Bopp)’da Bulunan Yeni Moleküller. Kuyruklu Yıldız ve Kozmik Malzeme Arasındaki Bağın İncelenmesi. Astronomy and Astrophysics 353, 1101
İletişim: Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, Paris Gözlemevi, ARPEGES
(24) Jüpiter'e Çarpan Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı L ve Q1 Çarpmalarından Sonra Atomik Hat Gözlemleri / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux ve F. Roques Paris Gözlemevi (Meudon Şubesı)
(25) Shoemaker-Levi 9 Kuyruklu Yıldızı'nın İkincil Nüvelerinden Kaynaklanan Jüpiter'deki Sıçramaların Hızlı Spektral Değişimi / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (Kiev Üniversitesi Astronomi Gözlemevi, Ukrayna), Prokof'eva V.V (Kırım Astrofizik Gözlemevi, Ukrayna)
(26) SL9 Çarpmalarında Ateş Topu'da Yüksek Sıcaklık Kimyası / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, Paris-Meudon Gözlemevi
(27) Çin Jüpiter Gözlemi ve Çalışmaları Gözlemleri / Sichao Wang, Bochen Qian, Keliang Huang / Mor Sırt Gözlemevi, Çin Bilim Akademisi, Şangay Gözlemevi, Nanjing Üniversitesi Fizik Bölümü
(28) SL9 Spektral Bileşimi .. http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html
| EK 1 |
|---|
****| AMPTE Deneysel Deneyi |
|---|
** **
Aktif Manyetosfer Parçacık İzleyici Keşif Uyduları
1/ Bağlantılar ve Varlığı
AMPTE deneyi, SL9 belgesinde, kuyruklu yıldız gibi görünmesini sağlamak amacıyla güneş rüzgarı tarafından floresan hâline getirilen lityum ve baryum iyonlarının salınımını test etmek için yapılan bir ön deney olarak geçer.
Bu memo şu amaçlarla hazırlanmıştır:
-
Bu deneyin gerçekten yapıldığına dair doğrulama yapmak
-
Deneyi referanslarla açıklamak
-
İyonların tam rolünü belirlemek
-
SL9 durumuna uygulanabilir olması için gerekli varsayımlar ve sınırlamaları belirlemek
AMPTE deneyi gerçekten yapılmıştır. Almanya, İngiltere ve ABD'nin ortak bir geliştirme projesi olmuştur. Üç uyduyu içerir:
CCE: Yük Bileşimi Keşif Uydusu IRM: İyon Salınım Modülü UKS: Birleşik Krallık Uydusu NASA Almanya elbette GB Applied Physics Laboratory John Hopkings Laboratuvarı Max Planck Dış Gezegen Araştırmaları Enstitüsü Mullard Uzay Merkezi (UCL)
Kaynak: NASA Tarihsel El Kitabı ss. 386-388 ve Tablo 4-36, 4-37, 4-38
Üç uydu da 16 Ağustos 1984 tarihinde eliptik yörüngelerde fırlatıldı:
Tür CCE IRM UKS Apsis 49.618 km 113.818 km 113.417 km Perige 1.174 km 0402 km 1002 km Eğim 02,9° 27,0° 26,9° Dönem 939,5 dk 2653,4 dk 2659,6 dk Kütlesi 242 kg 705 kg 077 kg Hayat süresi 14/07/1989 Kasım 1987, 5 ay sonra arızalanmış
IRM modülü (başka şeylerin yanında) 16 çiftli salınım kutusu içerir: 8'i Li-CuO karışımı, diğer 8'i Ba-CuO içermektedir. Uyduya bir kilometreden fazla uzaklıkta ateşlenerek sıcak lityum ve baryum gazı salınır.
Kaynak: NASA Tarihsel El Kitabı ss. 455 Tablo 4-37 « İyon Salınım Modülü Özellikleri »
Modüller çeşitli ölçüm cihazlarını, spektrografları, iyon analizörlerini, manyetik alan ölçerlerini, parçacık enerjisi analizörlerini vb. içerir.
AMPTE'nin bir görevi (başka şeylerin yanında) şudur: « Yapay olarak salınan plazma ile güneş rüzgarı arasındaki etkileşimi incelemek »
Ayrıca açıkça belirtilmiştir: « Beklenen sonuçlardan biri yapay kuyruklu yıldızların oluşmasıydı, bu da uçaklar ve yerden gözlemlendi. »
Kaynak: NASA Tarihsel El Kitabı s. 386
Lityum/Baryum salınımı dört kez yapıldı. Açıkça belirtilmiştir:
« Uyduların gözlemlerinin yanı sıra, Kuzey ve Güney Yarımküre'deki yer istasyonları ve uçaklar yapay kuyruklu yıldızı ve kuyruk salınımını gözlemledi. »
Ayrıca dikkat çekici bir noktaya değinmek gerekir ve bu diğer makalelerde de tekrarlanır:
« CCE verilerinde izleyici iyonlar tespit edilmedi, beklenmedik bir sonuç, çünkü kabul edilen teorilere göre, izleyici iyonların önemli bir akımı CCE'de gözlemlenmesi beklenirdi »
ayrıca: « Uydular ayrıca iki baryum yapay kuyruklu yıldızı oluşturdu. Her iki durumda da çeşitli yer gözlemevleri bu kuyruklu yıldızların iyi görüntülerini elde etti. »
Kaynak: NASA Tarihsel El Kitabı s. 387
Salınım tarihleri kesin olarak belirlenebilir:
http://sd-www.jhuapl.edu/AMPTE/ampte_mission.html
11 ve 20 Eylül 1984: Lityum bulutları
27 Aralık 1984 ve 18 Temmuz 1985: Yapay baryum kuyruklu yıldızları
21 Mart, 11 Nisan, 23 Nisan ve 13 Mayıs 1985: Baryum ve lityum salınımı
Salınım haritası verilmiştir:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/CR-1863.html
Burada lityum bulutlarının çok geniş göründüğü, baryum kuyruklu yıldızlarının ise daha yoğun olduğu görülmektedir.
Tüm deneyler detaylı olarak şu sitelerde açıklanmıştır:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog
Hot Plasma Composition Experiment (HPCE) NSSDC ID: 1984-088A-1
vb. vb.. MEPA / CHEM/MAG/
Tam açıklama IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Özel Sayı içinde verilmiştir.
Ne yazık ki, CCE'nin HPCE'si için 6,4 dakikalık CDAW9 Kütlesi Enerji Spektrum Verileri (manyetik bant) sınıflandırılmıştır! Bu veri Applied Physics Laboratory'a bağlıdır, iletişim: Mr Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu
İlginç bir açıklama şu makalede verilmiştir: Ion Release Experiment NSSDC ID: 1984-088B-1
Misyon adı: AMPTE/IRM
Burada, bir çift Li/Ba kapalı kutu toplam 2E25/7E24 Li/Ba atomu ürettiğini belirtiyor.
Özellikle şu makaleye bakın: IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Özel Sayı s. 253 G. Haerendel
Ana araştırmacı: Dr Arnoldo Valenzuela Max Planck Enstitüsü
Dr Gerhard Haerendel, Max Planck Enstitüsü araştırmacısı, hae@mpe.mpg.de
Bu nedenle AMPTE deneyinin gerçekten yapıldığı anlaşılmıştır. Bu deney, Dünya manyetosferini incelemek ve yapay kuyruklu yıldızlar (ve/veya bulutlar?) oluşturmak amacıyla baryum ve lityum iyonları salınmıştır.
2/ Lityum ve Baryum İyonlarının Rolü****
Makaleler www.ntis.gov aracılığıyla elde edilmiştir, ardından arama motoru kullanılmıştır.
Aşağıdaki sitenin tüm çevrimiçi makaleleri silinmiştir, özellikle:
« AMPTE Manyetotail Baryum Salınımının Gözlemleri ve Teorisi » LA-10904-MS
Los Alamos Teknik Raporu
Ayrıca şu yollardan da ulaşılabilir: http://nuketesting.enviroweb.org/lanltech
Veya http://www.envirolink.org/issues/nuketesting/
« Ampte Salınımının Simülasyonu: Kontrollü Global Aktif Deney.
Bilim ve Mühendislik Araştırma Kurumu, Chilton (İngiltere). Rutherford Appleton Laboratuvarı;
California Üniversitesi, Los Angeles. Fizik Bölümü. »
Ürün Türü: Teknik rapor
NTIS Sipariş Numarası: PB91-224782
Sayfa Sayısı: 31 sayfa
Tarih: Oca 1991
Yazar: R. Bingham, F. Kazeminejad, R. Bollens, J. M. Dawson
1984'teki Ampte uyduları iki kimyasal tür içeriyordu: Lityum, yaklaşık 1 saat içinde fotoiyonlaşır ve baryum yaklaşık 30 saniyede iyonlaşır. Her iki kimyasal tür de farklı fiziksel süreçleri incelemek için kullanıldı; lityum salınımı, güneş rüzgarı parçacıklarının Dünya'nın manyetosferine girdiği yolu araştırmak için kullanılırken, baryum salınımı, nötr gaz ile akışkan plazma arasındaki etkileşimi incelemek için kullanıldı. Baryum salınımı ilk kez insan yapımı yapay kuyruklu yıldızlar üretti; lityum salınımı ise insan tarafından yapılan en büyük nesneleri üretti. Ampte salınımı, kinetik iyonlar ve kütleleri olmayan akışkan elektronlarla 2 ve 3 boyutlu hibrit kodlar kullanılarak simüle edildi. Kodlar, akışkan plazmada yavaşça iyonlaşan gazın plazma üretimi dahil olmak üzere genelleştirildi. AMPTE yapay kuyruklu yıldızı simülasyonlarında, yazarlar diamanyetik boşluğun oluşumunu, güneş rüzgarı protonlarının yavaşlamasını ve yön değiştirmesini, kuyruklu yıldız parçacıklarının hızlanmasını ve kuyruk başının yanlara doğru sapmasını, ayrıca kuyruk başının bir tarafında görülen yoğunluk dalgalanmalarını, Rayleigh-Taylor kararsızlığı ile açıklayabildiler.
Rapor Numarası: RAL-91-006
Sözleşme Numarası: N/A
Proje Numarası: N/A
Görev Numarası: N/A
NTIS duyurusu: 9121
İki nokta özellikle dikkat çekmektedir: baryum iyonları ilk yapay kuyruklu yıldızları üretti ve lityum iyonları insan tarafından yapılan en büyük nesneleri üretti.
Ayrıca ikinci raporda, baryum iyonlarının güneş rüzgarında daha az kararlı bir diamanyetik boşluk oluşturduğu belirtilmiştir.
Bu kararsızlık ayrıca J.D Huba'nın « Uzay ve Laboratuvar Plazmalarında Hall Manyetohidrodinamiği » makalesinde de hatırlatılmıştır:
Beam Physics Branch, Plasma Physics Division, Naval Research Laboratory, Washington DC 20375
Phys. Plasmas 2 (6) Haziran 1995 ss. 2504-2513,
Burada AMPTE deneyi (ve aynı zamanda 20 Ocak 1991'de yapılan CRRES G-10 deneyi) hakkında bahsedilmiştir:
« NASA AMPTE görevi sırasında, R = 11 Re yüksekliğinde Dünya manyetotail'inde baryum salınımı yapıldı. Bu deneylerde, nötr baryum atomları 1 km/s hızla radyal olarak genişler ve yaklaşık 28 saniyede fotoiyonlaşır. Sonuçta ortaya çıkan plazma genişlemesi yüksek kinetik beta plazmasıdır (betak= 4piMoVo²/B²>>1, burada Mo baryum iyonlarının kütlesidir) ve alt-Alfvenik (Vo<<Va=180km/s)dir. Aşağıdaki dinamik gerçekleşti: (1) baryum plazması yoğun bir kabuk oluşturdu; (2) kabuğun yüzeyinde diamanyetik akımlar oluştu ve manyetik boşluk oluşturdu; (3) başlangıç kinetik enerjisi "sürüklenen" manyetik alan enerjisine eşit olduğunda genişleme durdu; (4) sonunda manyetik boşluk çöktü ve sistem salınım öncesi duruma döndü.
Deneyin beklenmedik bir özelliği, salınımın genişleme aşamasında kararsızlığın başlamasıydı; kabuğun üzerinde büyük ölçekli, alan çizgilerine paralel yoğunluk dalgalanmaları oluştu. ... NASA CRRES (Birlikte Salınım ve Radyasyon Etkileri Uydusu) görevi sırasında yüksek irtifada baryum salınımı yapıldı ve benzer olaylar gözlemlendi. CRRES G-10 salınımında, yerinde manyetometre verilerinin analizi büyük ölçekli manyetik alan titreşimlerini ortaya çıkardı. Son olarak, Hall MHD, AMPTE baryum salınımının güneş rüzgarında beklenmedik şekilde yan hareketini açıklamak için kullanıldı. »
Görünüşe göre, iyonlarla etkileşimi ve iyonların (Li ve Ba) salınım sonrası tespit edilmemesi konusunda anlaşılmayan olaylar var gibi görünüyor:
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russel/ESS265/Ch3.html
http://www-scc.igpp.ucla./edu/scc/textbook/mmm.html
« Çok Noktalı Manyetosfer Ölçümleri » ilerleme uzay araştırması 8(9). Pergamon Press Oxford 1988
« Bulutla etkileşimi incelemek çok başarılı oldu ancak bu salınım sonucu iç manyetosferde iyon tespit edilmedi. »
ve en son olarak
http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Educatcc/Sconct15.html
« Baryum iyon bulutları » metni, yöntemi ve görünümünü açıklar; güzel bir fotoğrafı vardır: « kısa sürede, yeşil olanla ayrılan mavi bir iyon bulutu, genellikle manyetik alan çizgileri yönünde uzun veya şeritli hâlde görülür, bu da iyonları yönlendirir. » Lityum bulutlarını da unutmayalım.
http://spacelink.nasa.gov/NASA.Projects...tmosphere/CRRES/Status.reports/91-01-18
Lityum silindiri planlandığı gibi uydu tarafından fırlatıldı ve 17 Ocak saat 23:20 CST'de parlak kırmızı bir bulut oluştu.
**İki tür iyon kullanılmıştır: Baryum ve Lityum. **Baryum yeşil, hafif mavi izlerle görünür. Lityum kırmızı görünür.
**Görünüşe göre baryum kararsız mı? Lityum daha büyük alanlarda daha kararlı izler mi oluşturuyor?
Yine de baryumın tespit edilmemesi sorunu açıkta kalmaktadır.
Çizgilerin olması gereken değerleri şunlardır:
Nötr Ba: 553,5 nm
İyonize Ba: 455,4 nm / 493,4 nm, en güçlü olanı 455,4 nm'dir
http://ftp.aer.com/users/pad/moddpac/v062001.ps ******
Pic du Midi spektrumundan çıktığı ve La Palma için sınırda olduğu dikkat çekicidir
**( Pic du Midi (5500-7000 A) and La Palma (INT; 4000-6000 A) **
Diğer gözlemevleri bu spektrum aralığında gözlem yapmamıştır.**** ---
Ek 2
SL9'un Görünüm Büyüklüğünün Tahmini
Parçalanmadan önce
7 Temmuz 1992****
Aşağıdaki varsayımları kabul edelim: P = 45W/m² (Jüpiter'de güneş sabiti)
Cismin çapı: 10 km, albedo: 0,04,
Buna göre:
Dönüşümde ışınan güç: 1,8 x 10⁸ Watt
Yer yüzeyine ulaşan güç: 4 x 10¹⁷ Watt/m² (Jüpiter - Dünya mesafesini 4 UA olarak yuvarladım)
Referans olarak Vega (Alpha Lyrae) yıldızını aldım (yaklaşık 0 büyüklük), spektral dağılımı "New Cosmos" kitabının 176. sayfasındaki Şekil 6.7'de verilmiştir.
Ortalama spektral yoğunluk: 5 x 10⁻¹¹ W/m²/nm
400-800 nm aralığında ortalama spektral yoğunluğu yaklaşık olarak hesapladım ve görünür ışık için ortalama gücü elde etmek üzere entegre ettim. Bu, büyüklük 0'ın referansı oldu.
Daha sonra Pogson'un klasik formülünü (M2-M1=-2,5 logM2/M1) uyguladım ve SL9 nesnesinin görünür büyüklüğünün 21,7 olduğunu buldum.
Bu, Lindgren'in hesaplamalarını yaklaşık olarak doğrular. Gerçekten de yıldız maviydi, ancak o dönemde plakasının veya CCD'nin duyarlılığı muhtemelen daha çok kırmızıya dayanıyordu; mesafe değerleri hafif yuvarlanmıştı, ancak büyüklük sırası doğruydu.
Albedoyu değiştirirsek: çok düşük albedo 0,04'ten 0,08'e çıkarsa 0,75 büyüklük kazanırız (çapın karekökü kadar bir değişime karşılık gelir).
Bu nedenle, Roche sınırına geçmeden önce parçalanmadan önceki nesnenin büyüklüğü yaklaşık 21-22 arasında olmalıdır.
Bu da nesnenin kesinlikle tespit edilme sınırında olduğunu gösterir. S/N oranının ne olması gerektiğini hesaplamak için ESO'nun 1 m'lik Schmidt teleskobunun ve odak noktasındaki plakaların veya CCD'lerin tam özelliklerine ihtiyaç vardır, ancak genel olarak gerçekten tespit edilebilirlik sınırında olduğunu söyleyebiliriz.
(Doğal gökyüzü gürültüsünün yaklaşık 22 büyüklükte, bir açısal saniyenin karesi başına olduğu unutulmamalıdır)
Bu nedenle tespit edilememesi mümkün olabilir; bu durum temel olarak tespit cihazının ve bu arama sırasında yapılan poz sürelerinin özelliklerine bağlıdır. ****
Bu sayfaya 3 Aralık 2003'ten beri yapılan ziyaret sayısı:
En Yenilere Dön Kılavuza Dön Ana Sayfaya Dön
