SL9舒马aker Levy 陨石撞击木星

SL9舒马克-列维撞击木星

关于SL9档案的研究综述

2003年12月9日

第一部分

人们还记得，一份神秘的文件曾在互联网论坛上被发现，并从波尔多的一家网吧上传，质疑了后来被描述为1994年7月由天文学家尤金·舒马克和卡罗琳·列维发现的物体发生分裂与撞击的事件是否具有人为性质。该文本全文可参见我最新著作我的最新书末尾的附录之一。本研究由天文学家A.科恩完成，他是**GESTO** 的成员，他列出了支持或反驳各种理论的事实，并引用了相关参考文献。

简要总结： A.科恩揭示了官方关于“彗星被木星捕获、解体并撞击”的理论中存在许多异常之处。主要问题包括：

• 难以理解一颗“彗星”或任何其他物体如何被一颗巨行星“捕获”。这本质上是一个“二体问题”，仅涉及开普勒运动定律。彗星通常具有非周期性或极长周期的轨道，沿以太阳为焦点的圆锥曲线运行。而“捕获”则涉及一个“三体问题”（J.M.苏里欧）。最多只能设想彗星与木星相互作用时轨道发生剧烈改变（三体问题：彗星-木星-太阳）。但在这种情况下，彗星始终被太阳引力吸引，即使其椭圆轨道的偏心率发生变化。关于太阳系行星的卫星，人们指出，这些不同类型的地表物体的捕获很可能发生在我们太阳系诞生初期，当时系统极为动荡，以太阳为中心。此外，文献中提到一次发生在1920至1930年的捕获事件。非分裂状态的SL9物体在那之后围绕木星运行了近七十年，却始终未被探测到。

• 物体（彗星或小行星）在穿过行星的“洛希极限”区域时发生分裂甚至解体，是天体物理学家熟知的现象。土星环以及各巨行星环的形成很可能源于此。需要指出的是，21个物体于1993年3月由尤金·舒马克（三年后在澳大利亚因车祸去世）和卡罗琳·列维发现时，仍处于远离木星的位置（接近远日点）。随后它们坠向这颗巨行星。科恩怀疑SL9物体是否真的是一颗彗星（为何它在70年中未释放气体，却在解体后突然开始释放？）。此外，环绕物体的云气的发射光谱与经典彗尾光谱不符。这些被天文学家称为“异常”的物体释放出锂。更令人费解的是，物体G在坠入木星前数小时释放出镁离子（Mg+），这一点完全无法解释。 科恩最终认为，该物体最多可能是一颗碳质球粒陨石，反照率极低，这可以解释其在解体前为何未被探测到（……）。若接受这一假设，仍需解释为何所有物体在解体后突然开始释放气体环境。将一个物体称为“异常彗星或小行星”（这是官方结论），实际上是一种委婉说法，意味着我们最终无法从这些物体的数据分析中得出任何确定性结论。

• 在下图照片中可见，环绕物体的云层发出红色光（这是真实颜色）。这并非彗星通常的颜色，且锂正是在这一波长发射。因此，这是一颗非常奇特的彗星。科恩本人支持一种假设：即在木星附近解体后，一团粉末状物质被抛散。这些释放出的微小颗粒重新发射红色光。但这一点仍很模糊，不得不承认。

• 然而最令人费解的是，这些物体理论上在1992年7月8日解体后立即应成为发光体，却直到1993年3月才被探测到。当然，木星并非随时可观察。行星并非静止不动，地球也在旋转。但行星的排列配置意味着，该事件本应在1993年3月前的几个月内被观测到，当时木星仍非常可观测。一旦木星进入可观测状态，便立即会被大量天文学家追踪。科恩指出，即使使用配备CCD的小型望远镜（仅10厘米镜面）的业余爱好者，也能在探测后获得极佳的照片！他还提到了利用大型天文台广角望远镜进行的探索木星环境的项目。因此，一个价值百欧元的问题是：为何在1993年3月前的几个月里，尽管这些物体已原则上可用相对简陋的手段观测到，却没有任何探测记录？

A.科恩的评论：

1/ 引言与部分图像

本文旨在综合分析SL9物体的各种特征，列出其来源，并将其与已知天体（彗星、小行星、柯伊伯带等）的数据进行比较，最终强调其中存在疑点或需要更深入研究的方面。

分析将按事件时间顺序展开：彗星被俘获并绕木星运行、解体、撞击前观测、撞击期间观测，以及撞击后观测。

多个网站中展示的哈勃空间望远镜拍摄的SL9照片

上图是一颗所谓的经典彗星 海尔-博普

2/ 轨道分析、发现与1993年3月前未被探测

其发现背景在多个文章和网站中均有提及，包括（2）、（3）、（4）：

(2) « 舒马克-列维9号彗星 »

(3) http://www.astrosurf.org/lombry/sysol-jupiter-sl9-2.htm，全面回顾了从发现到撞击的全过程，并配有精美照片集

(4) http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/berdtb00.htm，简述了业余爱好者用小型仪器探测到该物体的过程

根据关于SL9的多篇文章，天文学家对其轨道的分析（5）显示，它大约在1920至1930年间被木星捕获，并自此绕木星运行，从未被探测到，直到1992年7月7日（由Z.塞卡纳确认，精确到一小时）在低于洛希极限时解体，随后于1993年3月被发现。****

通常彗星被业余天文学家晚发现是正常的，因为专业大型望远镜的观测范围和工作方式通常无法覆盖此类目标。但SL9物体围绕木星运行了超过70年，这并非偶然经过，而是反复出现，且轨道平面接近黄道面（轨道周期估计约为两年）。***

2.1 它是否太暗而无法被探测到？

我们需区分两个阶段：1992年7月7日木星洛希极限内解体前与解体后。

2.1.1 解体后的探测（1992年7月7日后）

事实上，根据魁北克网站（4）显示，仅10厘米的小望远镜就可勉强记录到它，而25厘米望远镜则能毫无疑问地确认。因此，其探测并非仅限于富裕的业余爱好者，而是普通甚至小型设备用户也能实现，尤其因为该物体位于木星“郊区”，而木星正是业余爱好者频繁观测的目标。

显然，解体后的探测是可能且必然的，只要有人在1992年7月至1993年3月间拍摄了该区域的照片。 最令人惊讶的是，成千上万甚至数百万张木星的业余照片被拍摄。然而，在1992年7月至8月期间，这颗视星等为13至14、紧邻木星的物体本应出现在这些照片中。若能找回这些照片将极为有趣！截至目前，尚无任何专业机构在该时期拍摄的木星照片被找到。以下摘自魁北克网站的内容，引用了1994年2月《天空与望远镜》杂志，提供了一张每月定位图，显示了木星（上方）和彗星（下方）的位置，直至1994年7月撞击。

以下是魁北克网站的摘录，展示了业余爱好者如何用小型望远镜将其记录在个人相机上：

“我急忙向他询问彗星的确切位置，他告诉我它正好位于星历表所指示的位置。当我检查与丹尼斯·马泰尔同时拍摄的、使用我10厘米F6小望远镜的CCD图像时，我发现它确实在那里，但亮度非常微弱。我只是因为望远镜焦距短而缺乏分辨率。我将相机重新安装到主望远镜上，1994年3月11日，终于获得了我的第一张彗星图像。其视星等约为+16，核的视星等为+17至+18。正如预期，它的位置与星历表完全一致。在电脑屏幕上看到一颗像‘天空中一串点线’的彗星，真是令人震撼！”

“设备方面，我使用的是25厘米F10 Meade Schmidt-Cassegrain LX-200望远镜，配备F10至F6的焦距缩短镜（1500毫米焦距），SBIG ST-6 CCD相机，以及可显示视星等达+9.5恒星的URANOMETRIA 2000星图。我从美国《天空与望远镜》和《天文》杂志中获取了彗星的位置，并将其转录到我的星图上。我的首次尝试始于1994年2月。木星在清晨东南方向可见，我必须在凌晨3点左右起床安装设备并尝试定位彗星。我不得不忍受极寒，温度有时接近-37°C。请记住1994年冬天的创纪录低温！（定位困难源于25厘米卡塞格林望远镜视场已非常狭窄）”

2.1.2 解体前的探测（1992年7月7日前）

至少有两个专业研究项目未探测到它：一个致力于搜寻太阳系遥远天体（柯伊伯带，简·卢和大卫·杰维特）（6），另一个则专注于搜寻木星附近彗星（坦克雷迪和林德格伦）（7）、（8）。

卢和杰维特的文章：

“自1987年起，我们便启动了观测计划，以确定太阳系在冥王星轨道之外是否真正空旷，还是充满大量冰冷的小天体。为了捕捉这些遥远天体反射的微弱光线，我们放弃了传统的照相底片，转而使用更灵敏的电荷耦合器件（CCD）探测器，并将其安装在大型望远镜上。我们主要在夏威夷茂纳凯亚山顶的2.2米望远镜上进行研究。通过将CCD探测器与该望远镜连接，我们拍摄了天空某区域的四张图像序列。每张图像曝光15分钟，计算机快速显示这四张图像的连续画面。那些相对于背景恒星略有移动的物体即为太阳系成员。五年内我们一无所获……”

坦克雷迪和林德格伦报告称，在1992年3月于欧洲南方天文台（ESO）进行的搜寻中，未发现木星附近的彗星，即在SL-9发现前一年，且在解体前数月。所用望远镜为ESO 100厘米施密特望远镜。探测极限视星等估计为B = 21.5（参见附录2，计算SL9可能的视星等）。在该距离下，如此亮度的物体应具备何种特征？

我们参考Z.塞卡纳（14）、（16），他推断（14）最大碎片直径约为4公里（假设反照率为0.04），其他物体直径约2至4公里（14）图2和（14）表1。至于其在进入洛希极限前的彗星尺寸估计，塞卡纳（16）第6节指出约为10公里，质量为10¹⁷克，假设密度为0.2克/立方厘米。这些基于观测数据的数值得到了塞卡纳模型（16）第5.4节的证实。

根据J.克罗维齐（5），依据坦克雷迪和林德格伦（7）的数据，视星等21.5应对应最大直径约7.2公里的天体。

因此，该物体在解体前本应可被探测到（从7公里到10公里的尺寸变化意味着等效表面积翻倍，反射光也翻倍，粗略估计亮度提升约一星等）。

此外，这一估算假设彗星在解体前完全不活跃。若非如此，观测到的视星等（D.E.特林、等（15）图1中红/蓝/绿曲线）显示，不同碎片（W、V、S、R、Q、L、K、H、G）的视星等在21.5至18之间（直径约1至4公里！），红色波段视星等约为18至19。也可参考G.P.切尔诺娃等（11）图1，显示直径4公里的碎片Q视星等为18.2，而更小的碎片（直径约1公里或更小）视星等约为20.8。

再考虑D.杰维特（9）图2，所有碎片在1993年3月的红色滤镜下视星等介于17.5至19.2之间，1994年6月则为20至22。这表明其消光过程正在减弱，暗示1992年7月至8月期间视星等应更高（高一至两星等，即约15/16星等？）

关于反照率的量级：月球：0.073，埃特纳火山熔岩：0.04，玄武岩：0.05，维苏威火山灰：0.16（19）《天文学图集》；小行星951Gaspra：0.23；小行星253马蒂尔德：0.04；地球：0.36；碳质球粒陨石（C型）反照率：0.03-0.08（20）《新宇宙》第3.3.2节，第71页。

马蒂尔德被认为具有极低的反照率。

因此，该SL9物体在如此长时期内未被察觉显得极为异常。

为继续深入研究，我们将尝试收集1992年7月至1993年3月期间专业与业余爱好者拍摄的木星照片，并尝试联系卢和杰维特，以更精确了解其探测极限、观测时间和方向。

目前来看，这一现象并不否定SL9文件。根据其逻辑，该物体未被探测到完全合理，因为它此前并不存在。在当前研究阶段，尚无任何理由能解释其解体前或后的未被探测情况，也无法证明该物体具有典型或“正常”特征。

我们估计，能够找回1992年7月至1993年3月期间木星及其周边的照片极为重要。

3/ SL9：一颗罕见的绕木星运行的彗星？？

(6) 《柯伊伯带》——简·卢等

“库柏理论长期不为人知，直到麻省理工学院的保罗·乔斯在20世纪70年代计算出，木星引力捕获的低概率与观测到的大量短周期彗星数量不相容。……

1988年，加拿大人马丁·邓肯、托马斯·奎因和斯科特·特雷梅恩利用数值模拟研究巨行星如何捕获彗星。与乔斯一样，他们得出结论：捕获机制效率极低……”

(19) 《太阳系 / 彗星 II》第121页和第126页

“最显著的扰动是当长周期轨道在靠近某行星时转变为椭圆轨道，其远日点位于木星轨道附近或稍远：这些被捕获的彗星构成一个家族。木星家族拥有68颗彗星甚至更多，周期为5至8年。”

但在这68颗中，没有一颗是绕木星运行的，全部都是绕太阳运行的。参见第126页

因此，即使“彗星”被木星捕获并进入其轨道，这一事件在太阳系历史中也极为罕见。对这颗彗星轨道的分析进一步表明，其轨道延伸至木星引力区的极限。****

现在我们来看关于该物体外观的观测：

D.杰维特（9），“物理观测未能解答彗星与小行星之争。”

R.M.韦斯特等（10），“主要结果是每个凝聚体有两个‘尾巴’，一个较暗的看似‘正常’，另一个更强、顺时针弯曲，并持续指向木星。目前尚不清楚为何存在这种异常尾巴及其形状。”

G.P.切尔诺娃等（11），“当彗星经过最小相位角时，其外观未发生改变。这表明次核的尾巴是同步的，即观测期间尘埃并未同时产生。”

“由于我们观测时接近冲日，靠近次核的尾巴的冲日角应显著变化。但事实并非如此，这与塞卡纳所支持的持续尘埃产生理论相悖。如果我们认为尾巴是同步特征，它们应位于彗星轨道平面内，若彗星仅受太阳力作用。由于地球必须在彗星过零角时穿越该平面，从地球观测到的尾巴外观应发生变化。但并未观察到，因此我们必须得出结论：由于木星对彗星轨道的影响，该轨道已不再位于一个平面内。毫无疑问，当将彗尾机械理论应用于这一特殊物体时，可为所观测尘埃云的历史提供重要线索。”

J.A.施特韦等（12），“表3列出的所有碎片和所有数据集的平均色指数显示，SL-9的尘埃比太阳略红，这与微米级尘埃颗粒反射阳光的预期一致。”

“我们对320纳米至940纳米波段光谱的分析与太阳光反射一致，无额外发射。”

F.科拉斯等（13），“只有大于0.1毫米的颗粒才能在两年内保持足够靠近碎片，从而在CCD图像上被观测到。我们认为，这更可能是因为我们未观察到云层结构，而这是碎片活动产物所应具备的特征。” …/ ..

“这表明这些颗粒可能是1992年7月彗星解体的残余物，尽管部分可能来自碎片微弱的小颗粒发射。”

“这些彗发和尾巴的确切解释并不明确。可能是弱彗星活动的结果，或1992年7月解体时产生的大尘埃或次碎片。”

D.E.特林等（15），“我们未在碎片间发现显著的颜色差异。我们发现碎片比太阳更红，且SL-9的颜色与典型彗星一致。然而，颜色随距离碎片中心变化的趋势异常。”

“另一方面，切尔诺娃等（1995）发现，许多但非所有碎片在距离增加至50,000公里时呈现变红趋势。颜色随距离增加的趋势可能表明颗粒大小分布随距离变化。”

兹德内克·塞卡纳（16），“尽管P/舒马克-列维9号的外观在已观测彗星中无可争议地独一无二，但某些遥远的相似性仍可与另外两颗潮汐分裂彗星相比，即P/布鲁克斯2号（1889 V）和太阳掠过者1882 II。”

综合分析各项观测（9,10,11,12,13,14,15,16），该物体的异常特征被绝大多数人认同。其捕获与轨道现象（6）、（19）同样如此。

“尾巴”并非典型彗尾，更可能被解释为1992年7月彗星解体时产生的尘埃残余物（红色、毫米至厘米级尘埃、逐渐消退），尤其值得注意的是G.P.切尔诺娃等（11），光谱分析也显示（见下文）完全缺乏特征性气体发射（OH、CN等）。此外，所有碎片外观完全相同。**

目前来看，这并不否定SL9文件（红晕源于荧光锂/钡，反射太阳光）。消退现象可由气体稀薄解释，无尘埃产生（G.P.切尔诺娃等（11））在此情况下显而易见，无脱气现象亦然。距离相关的微弱红色差异仍需解释。

4/ SL9物体撞击前的组成与光谱分析

SL9文件引用AMPTE实验作为前提，以生成“假彗星”。详见附录1中的专门档案，其结论证实了曾为该目的使用人工钡和离子化锂云进行试验。

目前这尚不足以证明其余推理的真实性。****

还应提及UCL（21）

http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html

“锂和钡离子是优良的‘示踪离子’，因为它们在自然空间等离子体中极为罕见，因此一旦被探测到，几乎可确定IRN是其来源。”

伦敦大学学院（UCL）是提供AMPTE实验三个卫星之一的实验室。

因此，我们将重点研究全球各天文台对SL9物体进行的所有光谱分析及其他研究。

值得注意的是，所有在彗发中进行的、无论是地面望远镜还是哈勃空间望远镜（HST），以及射电望远镜的观测，均未检测到以下物质：OH、CN、CO+、CO。

J.A.施特韦等（12）表4——“该区域各核的光谱未显示分子发射证据……由于未检测到发射，我们确定了五块碎片的CN生成速率的3σ上限。Qcn的上限比之前对整个彗星列车测定的值低一个数量级（Cochran等，1994，Icarus）。然而，我们的平均值log(Qcn)=23.4仍在低活动彗星如P/豪威尔（23.3）或P/半田-坎波斯1978 J（23.6）的实测范围之内。”

J.克罗维齐（5）表2——撞击前SL9气体生成速率的光谱极限（3σ），证实了五大专业天文台均未探测到，且上限值在同一量级。

当提到在超过5UA距离进行此类光谱探测极为罕见时，这一论点值得商榷，因为已有探测实例（如希隆10UA、P/SW1 6UA、P/哈雷4.8UA），且使用的是更弱的设备。

J.克罗维齐（5）第2节——“事实上，对近圆形轨道（Rh=6UA，即在木星之外）的活跃彗星P/施瓦斯曼-瓦赫曼1（P/SW1）的近期射电观测揭示，其活动可能由CO升华驱动。随着现代技术灵敏度的提高，远离太阳的彗星中越来越多地观测到此类活动——这很可能归因于此类极挥发性物质的升华。”

迄今为止，没有任何彗星被如此多团队、使用如此多且先进的望远镜、持续如此长时间地观测。可以合理推断，若将这些探测方法应用于一般彗星，应在这些距离上发现大量此类天体。

海尔-博普（23）

这颗彗星曾被详细研究，提供了不同物质在彗星上探测的量级关系。我们可假设这些比例会因观测对象而异，但主要物质的比例量级应具特征性。**** * ***** ** ** * *****

第二张图非常有趣，它展示了彗星开始蒸发并产生气体的最小距离，以及不同距离下气体类型和数量的量级。

显然，水和一氧化碳占主导地位，且远超其他物质，大约从5UA开始出现。

关于水的缺失，太阳距离为5UA时，J.克罗维齐（5）第3节指出，理论上达到的温度不足以使水升华。然而，它已在类似距离的其他彗星上被观测到：

· 其他位于相似距离的彗星已有探测记录，且发射率远高于此（10²⁹），如Bowell 1982 I，J.克罗维齐（5）第3节 / (A.赫恩等，1984)

以及（20）《新宇宙》第3.1.2节，第48页

“另一方面，对主要行星（木星、土星、海王星）的红外测量显示，其辐射损失是吸收太阳辐射的2至3倍。木星：1.7 ± 0.1。这种能量来自引力能释放或行星形成时期残留的热量。”

· 若要对SL9进行完整的能量平衡分析，除接收到的太阳能量外，还需加上木星自身辐射的能量（占前者的70%），以及部分被木星反射的太阳能量（反照率0.73，即木星接收的太阳能量中约3/4被重新辐射）。若考虑SL9与木星的最小距离为50,000公里，以5.4UA处的太阳常数计算，木星接收太阳辐射为45W/m²，其内部能量额外提供32W/m²，加上反照率反射的31W/m²，这意味着SL9在考虑1km²横截面积时，总接收能量约为50W，相对于45W/m²的太阳常数可忽略不计。

因此，木星的“接近”并未改变SL9在绕行星运行过程中接收到的总能量。

最后，再次强调探测计算中采用的反照率假设：0.04，极低，意味着96%的太阳辐射被SL9物体吸收，即约43W/m²，相当于等效平衡温度117K。我们在此处与J.克罗维齐所列的120K数值一致。显然，该物体的温度不足以引起水的显著升华。事实上，真实反照率可能更高，此时温度会更低。

综上所述，我们注意到，尽管在长达数月的时间里，由多支经验丰富的团队使用地球上和太空中的最强大望远镜，对SL9彗星的毛发状结构进行了全面观测，却始终未能检测到任何种类的气体（OH、CN、CO+、CO）——这一现象在气体OH的探测层面并不根本异常；然而，对于CO这类物质，与其他典型彗星的观测数据相比，似乎表明SL9彗星要么本身具有极低的CO释放率，更可能的是，实际上并未发生真正的气体释放。

最后一点极为重要：1994年7月14日（撞击前四天），哈勃望远镜在碎片G上偶然探测到Mg+（280纳米双线）的发射信号。迄今为止，尚未找到任何合理且有充分事实依据的解释。

J. Crovisier* （5）§3 第9页 / Weaver等人，1995；Feldman等人，1995***

5/ SL9撞击前的物体分析结论

在撞击前进行的分析（§2/3/4）得出以下事实：

SL9物体从本质上来看是异常的：其轨道、捕获过程、1993年3月之前未被探测到、非标准的彗尾、完全无气体释放。这一异常特征得到了所引用的大多数作者的确认或提及。****

((27) Sichao Wang等人)
「未检测到气体释放，仅在撞击后的暗斑中探测到少量水蒸气，且暗斑反照率低，表明舒梅克-列维9号彗星属于一种与已知彗星和小行星不同的全新类型物体。」

让我们根据潜在解释对这些不同特征进行分类：

图例：NC：不兼容，C：兼容，I：需进一步调查

至少需要在以下三个问题上获取更多调查或信息：

I1：获取1992年7月至8月期间围绕木星的影像资料
I2：获取距离超过5天文单位的彗星CO释放统计的最新数据
I3：获取关于尾部颜色轻微变红与距离关系的更多信息

目前阶段，三种可能性均无法排除。然而，从现有证据来看，SL9更可能是一颗碳质球粒陨石类型C的小行星，而非彗星（((20)《新宇宙》§3.3.2，第71-72页）；((27) Sichao Wang等人）
这类天体通常位于小行星带外侧，具有极低的反照率（约0.04）和较低密度，因引力扰动被木星捕获。

文档SL9的假设本身也无法被排除，因为所有提及的事实均与该解释一致。

尽管其被捕获、轨道特征及未被探测到的可能性极低，这些因素虽令人困扰，但尚不足以构成决定性证据。

6/ 撞击后SL9物体分析

必须指出，考虑到撞击释放的巨大能量，极有可能发生了强烈的重新结合与多种化学反应，导致SL9物体中原本存在的分子和离子部分或全部被重组或分解。(26) Borunov等人

因此，光谱学研究仅能识别原子，而无法确认那些可能具有多种来源且经历剧烈化学演变的分子。此外，木星高层大气（即撞击层）的成分分析显示：完全缺乏金属元素，同时存在由NH3、NH4SH、H2O等组成的多样化云层。因此，试图从撞击后检测到的这些分子或其衍生物推断任何信息是不现实的。

需要特别指出的是，观测到的最强撞击并非来自最初估计体积最大的碎片。这一点已被多位观测者强调。

6.1 / 撞击后的光谱分析SL9

J. Crovisier (5) §4
J. Crovisier的文件中清晰列出了已识别的谱线，我们在此提供一份稍作简化的版本：

表4-1

另一份列表见于**(24) M. Roos-Serote等人，表2**。

一方面，部分谱线未能识别；另一方面，众多观测者在撞击后检测到了极为重要的Na、Ca、Fe和Li谱线。

文中指出，这些谱线甚至无需经过处理，直接在原始光谱中即可被识别！此外，Mg、Mg+、Fe、Fe+的检测也再次确认。所有谱线均严重饱和，这意味着无法准确估算总量，只能得出一个严重偏低的估计值。

此外，锂（Li）谱线的极高强度令人极为困惑。

在**(24) M. Roos-Serote等人**中提到：「金属原子或化合物通常不会出现在木星大气中。因此我们推断，在撞击L和Q1期间观测到的金属来自彗星中的耐熔物质。在SL9事件之前，这类原子谱线仅在流星火球（Borovicka 1993, 1994）和掠日彗星的光谱中被观测到。最著名的案例是1965年Ikeya-Seki彗星，它于1965年10月21日距离太阳仅0.0078天文单位（即进入日冕内部）。当时观测到了多种金属原子的谱线（Na、K、Ca、Ca+、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu），并成功测定了相对丰度（Preston 1967；Arpigny 1979）。但当时未能检测到锂共振线。」

「钠共振线也在多颗距离太阳不足1天文单位的彗星中被观测到。通过VEGA和Giotto探测器进行的原位质谱分析，也研究了哈雷彗星尘埃的元素组成，包括从碳到镍的金属元素。结果显示这些元素的丰度接近太阳值，但锂仍未被观测到。」J. Crovisier (5) §4 第14页「饱和谱线强度不可能超过……而IUE观测到的谱线以及可见光区大多数谱线均超过了这一强度」

另参见反应(28) http://www.jpl.nasa.gov/sl9/news35.html，引用如下。

接下来，我们回顾彗星、小行星和太阳系的参考成分：

(5) J. Crovisier 表1，(24) M. Roos-Serote等人 表4，(20)《新宇宙》§7.2.7 表7.5 第216-217页

锂在彗星中完全缺失；锂存在于陨石和太阳系中，Li/Na比值约为0.001。（20）《新宇宙》指出，太阳系中锂的丰度比陨石低约1000倍，因为锂在太阳核反应中被逐步破坏。但该文献也确认，在碳质球粒陨石（特别是C1型）中，Li与Na的比值为1000。

因此，撞击后光谱中检测到锂，证明SL9不可能是彗星。

SL9中锂的丰度对小行星（C1型）解释构成挑战，因为其锂含量似乎高出约60倍！然而，参考**(24) M. Roos-Serote等人 表3**，我们发现钠、钙和钾的谱线已饱和，这意味着它们的估算值被严重低估；而锂谱线并未饱和。在此情况下，若接受钠、钾和钙的含量因饱和效应而被低估，并进行适当上调，则C1型小行星的解释仍有可能成立，且与经典的1000倍Li/Na比值一致。

至于分子谱线，由于撞击能量巨大，且可能与木星大气中已存在的成分发生复杂化学反应，因此很难从中提取任何可靠信息。我们极难判断所检测到的水及其他分子的真实来源——它们很可能来自木星大气组分在撞击后的重新组合。

唯一具有判别力的测量（氘/氢比）并未进行。

(5) J. Crovisier §4.4 来自气溶胶的线索 / Nicholson等人，1995

在撞击后立即，帕洛马山天文台在10微米波段检测到气溶胶，对应约6×10¹²克的硅酸盐颗粒，粒径约为1微米，密度为3.3克/立方厘米。

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