Schumaker Levy SL9 impacts sur Jupiter

En reprenant le tableau des conclusions partielles de l’analyse avant impact, il ressort que

Légende : NC : non compatible , C : compatible , I : investigations complémentaires à mener

Les informations supplémentaires (raie de Lithium, Silicates , absence de Baryum) permettent d’avancer dans l’interprétation . Il ne s’agit pas d’une comète (absence de Li)

L’hypothèse d’un astéroïde de type Chondrites carbonné de type C1, dans la ceinture extérieure d’astéroïdes capturé par Jupiter permet d’expliquer toutes les observations : absence de degazage, albedo trés bas 0.04 expliquant à l’extrême limite la non détection (point qui reste problématique), pseudo queue composé des débris de la dislocation, présences de Silicates, raie de Lithium cohérente avec les autres si l’on tient compte de la saturation différentielle .

Concernant le document SL9, la présence de Silicates et la détection de nombreux métaux est problématique ainsi que l’absence complète de Baryum .

Concernant la quantité d’énergie du à l’impact, en prenant les hypothèses suivantes (Z Sekanina (16) § 6, masse de 10¹⁷g , diamètre de 10 km, densité de 0.2, vitesse de 10 km/sec (et non pas 60km/sec car il est certainement plus juste de prendre la vitesse d’entrée classique des météores après freinage atmosphérique pour calculer l’énergie au point d’impact) , cela donne une énergie de l’ordre de 5. 10²¹Joule soit en équivalent E = mc2, une masse totale de l’ordre de 50 tonnes (soit la moitié d’antimatière) , pour la somme de tous les impacts.

En prenant une hypothèse d’entrée à 30 km/sec, globalement on aurait de l’ordre de 500 tonnes, soit environ 250 tonnes d’antimatière à produire pour la somme de tous les impacts .

Pour l’impact le plus important correspondant au fragment de 4 km de diamètre, avec une vitesse d’entrée de toujours 30 km/sec (très vraisemblablement largement surévalué), 32 tonnes donc la moitié d’antimatière à produire .

Donc les ordres de grandeur de masse à embarquer ne sont pas en contradiction avec les capacités d’emport et le nombre de voyages.

Il semble donc que l’hypothèse la plus probable soit celle d’un astéroïde de type chondrite carbonnée C1, l’hypothèse comète doit être éliminée, quant à l’hypothèse document SL9 elle n’explique pas la présence de silicates, de nombreux métaux et l’absence de baryum, bien que tous les calculs de masse soient cohérents.

Le seul point restant à élucider est la non détection avant Mars 1993, seule des clichés pris de Jupiter pendant les mois de Juillet / Août 1992 permettrait de trancher définitivement la question.

(1) European SL-9/Jupiter Workshop February 13-15 1995 ESO Headquarters, Garching bei München , Germany – Proceedings N° 52 Edited by R. West and H. Böhnhardt – ISBN 3-923524-55-2

(2) « La comète de Schoemaker-Levy 9 », Pour La Science Numéro Spécial Avril 1999 « Les Terres Celestes «

(5) Observational Constraints on the Composition and Nature of Comet D/Shoemaker-Levy 9 Jacques Crovisier Observatoire de Paris Meudon

(6) Pour La Science Numéro Spécial Avril 1999 Les Terres Célestes pp 120-126 Jean Luu et David Jewitt 1999 La Ceinture de Kuiper

(7) Searching for Comets encountering Jupiter : first campaign Icarus 107, 311-321 Tancredi G. Lindgren M 1994

(9) Pre-Impact Observations of P/Shoemaker-Levy 9 – David Jewitt – Institute for Astronomy, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822

(10) A Morphological Study of SL-9 CCD Images Obtained at La Silla (July 1- 15, 1994) RM West (ESO), RN Hook (ESO), O. Hainaut (Institute for Astronomy, Honolulu, Hawaï, USA)

(11) Imaging Photometry and Color of Comet Shoemaker-Levy 9 G.P. Chernova, N.N. Kiselev, K Jockers , Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany

(12) NTT Observations of Shoemaker-Levy 9 – Imaging and Spectroscopy J.A Stüwe, R Schulz and M.F. A’Hearn , Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany, Department of Astronomy, U of Maryland , College Park, Md 20742 USA

(13) Pre-Impact observations of Shoemaker-Levy 9 at Pic du Midi and Observatoire de Haute Provence F Colas, L Jorda, J Lecacheux, JE Arlot, P Laques, W Thuillot, Bureau des Longitudes, 3 rue Mazarine, F-75003 Paris FRANCE, Observatoire de Paris-Meudon, ARPEGES, F-92195 Meudon Cedex FRANCE, Observatoire du Pic du Midi, Bagneres de Bigorre, FRANCE

(14) Nuclei of Comet Shoemaker-Levy 9 on images taken with the Hubble Space Telescope, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology Pasadena, California 91109, USA

(15) Observations of P/Shoemaker-Levy 9 in Johnson B, V, and R Filters from Calar Alto Observatory on 2/3 June 1994, D.E. Trilling, H.U. Keller, H. Rauer, R. Schulz, N. Thomas Max Planck-Institut für Aeronomie, 37189 Katlenburg Lindau Germany

(16) The Splitting of the Nuclueus of Comet Shoemaker-Levy 9, Zdenek Sekanina, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology Pasadena, California 91109, USA

(17) Dust Magnetosphere Interaction at Comet Shoemaker-Levy 9 Impacts W.-H .Ip Max Planck Institut für Aeronomie, Postfach 20, D-37189 Katlenburg-Lindau Germany, Department of Astronomy

(18) Some timing and Spectral Aspects of the G and R Collision events as observed by the Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer, R.W. Carlson, P.R. Weissman, J Hui, M Segura, W.D. Smythe, K.H. Baines,T.V. Johnson (Earth and Space Sciences Division, Jet Propulsion Laboratory), P. Drossart and T. Encrenaz (DESPA, Observatoire de Paris), F Leader and R Mehlman (Institute of Geophysics and Planetary Physics UCLA)

(20) The New Cosmos 5^th Edition - 2002 –An Introduction to Astronomy and Astrophysics A. Unsöld / B. Bascek Springer

(21) University College of London Exp. AMPTE http://www.mssl.ucl.ac.uk/www_plasma/missions/ampte.html

(23) Composition typique d’une comète Comète de référence : la comète Hale Bope

Référence : 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, New molecules found in comet C/1995 O1 (Hale-Bopp). Investigating the link between cometary and interstellar material. Astronomy and Astrophysics 353, 1101

Contacts : Dominique Bockelée-Morvan, Jacques Crovisier, Observatoire de Paris, ARPEGES

(24) Pic du Midi Observations of Atomic Lines Following impacts L and Q1 of Comet SL-9 with Jupiter / M. Roos-Serote, A Barucci, J. Crovisier, P. Drossart, M. Fulchignoni, J. Lecacheux and F. Roques Observatoire de Paris (Section de Meudon)

(25) Fast Spectral Variability of the Plumes on Jupiter from the Secundary Nuclei of D/Comet Shoemaker-Levi 9 / Churyumov K.I, Tarashchuk V.P. (Astronomical Observatory of Kiev University, Ukraine), Prokof’eva V.V (Crimean Astrophysical Observatory , Ukraine)

(26) High temperature chemistry in the fireball of the SL9 impacts / S Borunov, P. Drossart, Th Encrenaz / DESPA, Observatoire de Paris-Meudon

(27) Observations and Studies of Chinese Jupiter Watch / Sichao Wang, Bochen Qian , Keliang Huang / Purple Mountain Observatory Chinese Academy of Sciences, Shangaï Observatory, Department of Physics Nanjing University

L’expérience AMPTE est citée dans le document SL9 comme étant une expérience préliminaire ayant servi à tester le maquillage de l’objet SL9 à partir de re largage d’ions Lithium et Baryum qui auraient été rendus fluorescents par le vent solaire, donnant ainsi l’illusion d’une comète .

- de voir quelles sont les hypothèses et contraintes nécessaires pour que cela soit transposables au cas SL9

L’expérience AMPTE a bien eu lieu . Elle a été l’objet d’un développement conjoint de l’ Allemagne, l’ Angleterre et les USA . Elle se compose de trois satellites :

CCE : Charge Composition Explorer

IRM : Ion Release Module

UKS : United Kingdom Satellite

NASA

Allemagne

evidemment GB

Applied Physics Laboratory
John Hopkings Laboratory

Max Planck Institut
for Extraterrestrial Research

Mullard Space Center (UCL)

Source : NASA Historical Handbook pp 386-388 et Table 4-36, 4-37, 4-38

Type

CCE

IRM

UKS

Apogée

49 618 km

113 818 km

113 417 km

Périgée

1174 km

0402 km

1002 km

Inclinaison

02.9°

27.0°

26.9°

Période

939.5 mn

2653.4 mn

2659.6 mn

Masse

242 kg

705 kg

077 kg

Fin de vie

14/07/1989

Nov 1987

en panne après 5 mois

Le module IRM contient (entre autre) 16 boîtiers d’éjection assemblés par pair, 8 contenant un mélange de Li-CuO et 8 autres contenant Ba-CuO, qui mis à feu à plus d’un kilomètre du satellite éjecte du gaz chaud de Lithium et de Baryum .

Source : NASA Historical Handbook pp 455 Table 4-37 « Ion Release Module Characteristics »

Les modules contiennent une grande variété d’appareils de mesure , spectrographes, analyseurs d’ions, mesureurs de champs magnétiques, analyseurs d’energie de particules etc etc ..

L’une des missions de AMPTE est de (entre autre) : « Study the interaction between an artificially injected plasma and the solar wind »

Il est aussi clairement mentionné : « One expected result was the formation of artificial comets, which were observed from aircraft and from the ground »

Source : NASA Historical Handbook p 386

Il y a eu quatre éjections de Lithium / Baryum . Il est clairement mentionné :

« In addition to the spacecraft observations, ground stations and aircraft in the Northern and Southern Hemispheres observed the artificial comet and tail releases »

« No tracer ions were detected in the CCE data , a surprising result, because, according to accepted theories, significant flux of tracers should have been observed at the CCE »

ainsi que : « The spacecraft also formed two barium artificial comets . In both instances a variety of ground observation sites obtained good images of these comets » .

Source : NASA Historical Handbook p 387

2 largages de baryum et deux largages de Lithium les 21 Mars, 11Avril, 23 Avril et 13 Mai 1985

où l’on voit que les nuages de Lithium semblent extrémement étendus alors que les comètes de Baryum sont beaucoup plus ramassées .

La description complète est donnée dans IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Numéro spécial

Ce qui est dommage est que le 6.4 minutes CDAW9 Mass Energy Spectra Data on Magnetic Tape concernant le HPCE du CCE NSSDC ID : SPMS – 00170 , 84-088A-01C est classifié ! il dépend du Applied Physics Laboratory, contact Mr Stuarrt R. Nylund stuart_nylund@jhuapl.edu

Une description intéressante est donnée dans : Ion Release Experiment NSSDC ID : 1984-088B-1

Où il est dit qu’une paire de containers de Li/Ba produisait un total de 2^E25/7^E24 Li / Ba atomes .

Voir plus particulièrement l’article : IEEE Transactions on Geoscience and Remote Sensing GE-23 1985 Numéro spécial p.253 G. Haerendel

Ainsi que Dr Gerhard Haerendel , investigator Max Planck Institute , hae@mpe.mpg.de

Il est donc établi que l’expérience AMPTE a bien eu lieu . Elle a bien largué des ions baryums et lithium dans le but d’étudier la magnétosphere terrestre et de créer des comètes (et/ou nuages ?) artificielles .

Les articles sont récupérés grâce à www.ntis.gov, puis en utilisant le moteur de recherche

« Observations and Theory of the AMPTE magnetotail barium releases » LA-10904-MS

Science and Engineering Research Council, Chilton (England). Rutherford Appleton Lab.;

The Ampte spacecraft releases in 1984 involved two chemical species: Lithium which ionises by photoionization in about 1 hour and barium which ionizes in about 30 seconds. Both types of chemicals were used to study different physical processes, the lithium releases were used to investigate the path solar wind particles enter earth's magnetosphere the barium releases were used to investigate the interaction of a neutral gas and a flowing plasma. The barium releases produced for the first time man-made artificial comets while the lithium releases produced the largest man-made objects. The Ampte releases have been simulated using 2- and 3-D hybrid codes with kinetic ions and massless fluid electrons. The codes are generalized to include the production of plasma by a gradually ionizing gas in a flowing plasma. In the simulations of the AMPTE artificial comet, the authors have been able to demonstrate the generation of a diamagnetic cavity, which slows and deflects the solar wind protons, comet particle acceleration and the sideways deflection of the comet head and density ripples appearing on one side of the comet head which are explained in terms of the Rayleigh Taylor instability.

Deux point sont particulièrement à noter : les ions baryums ont produit les premières comètes artificielles et les ions Lithium ont produit les plus gros objets jamais fait par l’homme .

A noter aussi dans un deuxième rapport, les ions Baryums seraient à l’origine de la formation d’une cavité diamagnétique plus ou moins instable dans le vent solaire .

Cette instabilité est aussi rappelée dans « Hall magnetohydrodynamics in space and laboratory plasmas » par J.D Huba

Beam Physics Branch, Plasma Physics Division, Naval Research Laboratory, Washington DC 20375

Où il est fait allusion à l’expérience AMPTE (et aussi à son successeur l’expérience CRRES G-10 le 20 Janvier 1991) :

« During the NASA AMPTE mission, barium release were made in the earth magnetotail at an altitude R = 11 Re. In these experiments, the neutral barium atoms expand radially with a velocity of 1 km/sec and photoionize on a time scale of 28 sec . The ensuing plasma expansion is a high kinetic beta plasma (betak= 4piMoVo²/B²>>1, where Mo is the mass of the barium ions) and is sub Alfvenics (Vo<<Va=180km/sec). The following dynamic occured : (1) the barium plasma formed a dense shell ; (2) a diamagnetic currents were set up on the surface of the shell which generate a magnetic cavity ;(3) the expansion stopped when the initial kinetic energy was comparable to the « swept up » magnetic field energy ;(4) the magnetic cavity eventually collapsed, returning the system to prerelease conditions .

One unexpected feature of the experiment was the onset of instability during the expansion phase of the releases, large scale, field aligned density perturbatioins formed on the shell. ... additional high-altitude barium releases were made during the NASA CRRES (Combined Released and Radiations Effects Satellite) mission, and similar phenomena were observed . During the CRRES G-10 release, analysis of in situ magnetometer data revealed large scale oscillations in the magnetic field . Finally , Hall MHD has also been used to explain the unexpected transverse motion of the AMPTE barium release in the solar wind . »

Il semble donc que il existe des phénomènes mal compris d’interactions, des ions et la non détection d’ions (Li et Ba) aprés les ejections est souligné sur plusieurs papiers :

in « Multipoint Magnetospheric Measurements » Advance in space Research 8(9) . Pergamon Press Oxford 1988

« Studies of the interaction with the cloud were spectacularly successfull but no ions were detected in the inner magnetosphere as a result of these releases » .

« Clouds of barium ions » qui explique la méthode et l’apparence avec une belle photo « soon a bluish ion cloud separate from the green one, usually elongated or striped in the direction of the magnetic field lines, which guide the ions » sans oublier les nuages de Lithium

A lithium canister was ejected from the satellite as planned, resulting in formation of a glowing reddish cloud at 11 :20 pm CST (Jan. 17)

Les deux types d’ions sont utilisés , Baryum et Lithium. Le baryum apparaît vert avec de légères traces bleues. Le lithium apparaît rouge

Il semble ? ? que le baryum soit instable ? Il semble que le Lithium forme des traces plus stables sur de plus vastes étendues ?

Il reste néanmoins à élucider le baryum, qui n’a pas été détecté / observé .

il est à remarquer qu’elle sort du spectre du Pic du Midi et est limite pour La Palma

En prenant les hypothèses suivantes P = 45W/m2 (soit constante solaire sur Jupiter )

Puissance reçue sur terre : 4 10¹⁷ Watts/m2 (j'ai arrondi Jupiter - Terre à 4 UA)

J'ai pris comme référence l'étoile Standard Vega (Alpha Lyrae) Mag 0 environ dont la distribution spectrale est donnée Fig 6.7 p 176 de "New Cosmos"

J'ai approximé une densité spectrale moyenne sur le spectre de 400 à 800 nm et j'ai intégré pour avoir la puissance moyenne sur le visible comme référence de magnitude 0 .

Puis en appliquant la formule classique dite de Pogson (M2-M1=-2.5 logM2/M1) on trouve une magnitude visuelle de l'objet SL9 de 21.7 .

Ceci confirme grossièrement les calculs de Lindgren, en effet l'étoile est bleue, hors la sensibilité de sa plaque ou de son CCD à l'époque est certainement plutôt rouge, les valeurs des distances sont légèrement arrondies, néanmoins l'ordre de grandeur y est.

Si l'on change d'albedo : trés faible en passant de 0.04 à 0.08 on gagne 0.75 Mag (l'équivalent d'un changement de diamètre d'un facteur racine (2)).

Donc la magnitude de l'objet (si il n'émettait pas) avant sa désintégration au passage de la limite de Roche, devrait être dans la gamme de Magnitude 21 / 22 .

Ceci signifie qu'il était très certainement à la limite de la détection, il faudrait avoir les caractéristiques exacte du télescope de Schmidt de 1 m de l' ESO et des plaques ou des CCDs au plan focal pour conclure en calculant le rapport S/N nécessaire, mais globalement on peut vraiment dire que c'est en limite de détectabilité .

(Il ne faut pas oublier le bruit du ciel qui est de l'ordre de Mag 22 par arcseconde au carré)

Donc il n'est pas impossible que sa détection ait échoué, cela dépend essentiellement du matériel de détection et des temps de poses qui ont été effectués lors de cette recherche .