home *** CD-ROM | disk | FTP | other *** search
/ Ian & Stuart's Australian Mac: Not for Sale / Another.not.for.sale (Australia).iso / Dr. Doyle / Jupiter Comet / Education Notes / sl9-jpl.07 < prev    next >
Text File  |  1994-04-15  |  19KB  |  318 lines

  1.  
  2. 7. The Collisions
  3.  
  4.         Exactly what will happen as the fragments of Shoemaker-
  5. Levy 9 enter the atmosphere of Jupiter is very uncertain, though 
  6. there are many predictions. If the process were better understood, 
  7. it would be less interesting. Certainly scientists have never 
  8. observed anything like this event. There seems to be complete 
  9. agreement only that the major fragments will hit Jupiter and that 
  10. these collisions will occur on the back side of Jupiter as seen 
  11. from Earth. 
  12.  
  13. Any body moving through an atmosphere is slowed by atmospheric 
  14. drag, by having to push the molecules of that atmosphere out of 
  15. the way. The kinetic energy lost by the body is given to the air 
  16. molecules. They move a bit faster (become hotter) and in turn heat 
  17. the moving body by conduction. This frictional process turns 
  18. energy of mass motion (kinetic energy) into thermal energy 
  19. (molecular motion). The drag increases roughly as the square of 
  20. the velocity. In any medium a velocity is finally reached at which 
  21. the atmospheric molecules can no longer move out of the way fast 
  22. enough and they begin to pile up in front of the moving body. This 
  23. is the speed of sound (Mach 1 -- 331.7 m/s or 741 mph in air on 
  24. Earth at sea level). A discontinuity in velocity and pressure is 
  25. created which is called a shock wave. Comet Shoemaker-Levy 9 will 
  26. enter Jupiter's atmosphere at about 60 km/s, which would be about 
  27. 180 times the speed of sound on Earth (Mach 180!) and is about 
  28. 50 times the speed of sound even in Jupiter's very light, largely 
  29. hydrogen atmosphere. 
  30.  
  31. At high supersonic velocities (much greater than Mach 1) enough 
  32. energy is transferred to an intruding body that it becomes 
  33. incandescent and molecular bonds begin to break. The surface of 
  34. the solid body becomes a liquid and then a gas. The gas atoms 
  35. begin to lose electrons and become ions. This mixture of ions and 
  36. electrons is called a plasma. The plasma absorbs radio waves and 
  37. is responsible for the communication blackouts that occur when a 
  38. spacecraft such as the Space Shuttle reenters Earth's atmosphere. 
  39. The atmospheric molecules are also dissociated and ionized and 
  40. contribute to the plasma. At higher temperatures, energy transfer 
  41. by radiation becomes more important than conduction. Ultimately 
  42. the temperatures of the plasma and the surface of the intruding 
  43. body are determined largely by the radiation balance. The 
  44. temperature may rise to 50,000 K (90,000 deg F) or more for very 
  45. large bodies such as the fragments of Shoemaker-Levy 9 entering 
  46. Jupiter's atmosphere at 60 km/s. The loss of material as gas from 
  47. the impacting body is called thermal ablation. The early manned 
  48. spacecraft (Mercury, Gemini, and Apollo) had "ablative heat 
  49. shields" made of a material having low heat conductivity (through 
  50. to the spacecraft) and a high vaporization temperature (strong 
  51. molecular bonds). As this material was lost, as designed, it 
  52. carried away much of the orbital energy of the spacecraft 
  53. reentering Earth's atmosphere.
  54.  
  55. There are other forms of ablation besides thermal ablation, the 
  56. most important being loss of solid material in pieces. In a comet, 
  57. fragile to begin with and further weakened and/or fractured by 
  58. thermal shock and by melting, such spallation of chips or chunks 
  59. of material has to be expected. Turbulence in the flow of material 
  60. streaming from the front of the shock wave can be expected to 
  61. strip anything that is loose away from the comet and send it 
  62. streaming back into the wake. The effect of increasing 
  63. temperature, pressure, and vibration on an intrinsically weak body 
  64. is to crush it and cause it to flatten and spread. Meanwhile the 
  65. atmosphere is also increasing in density as the comet penetrates 
  66. to lower altitudes. All of these processes occur at an ever 
  67. increasing rate (mostly exponentially).
  68.  
  69. On Earth a sizable iron meteoroid or even some relatively low 
  70. velocity stony meteoroids can survive all of this and impact the 
  71. surface, where we collect them for study and exhibition. (Small 
  72. bodies traveling in space are called meteoroids. The visible 
  73. phenomena which occur as a meteoroid enters the atmosphere is 
  74. called a meteor. Surviving solid fragments are called meteorites. 
  75. There is no sharp size distinction between meteoroids and 
  76. asteroids. Normally, if the body has been detected telescopically 
  77. before entering the atmosphere, it has been called an asteroid.) 
  78. Many meteoroids suffer what is called a "terminal explosion" when 
  79. crushed while still many kilometers above the ground. This is what 
  80. happened in Tunguska, Siberia, in 1908. There a body with a mass 
  81. of some 109 kg (2.2 billion lb.) and probably 90 to 190 m in 
  82. diameter entered Earth's atmosphere at a low angle with a velocity 
  83. of less than 15 km/s. It exploded at an altitude of perhaps 5-
  84. 10 km. This explosion, equivalent to 10-20 megatons of TNT, 
  85. combined with the shock wave generated by the body's passage 
  86. through the atmosphere immediately before disruption, leveled some 
  87. 2,200 km^2 of Siberian forest. The Tunguska body had a tensile 
  88. strength of some 2x10^8 dynes/cm^2, more than 100,000 times the 
  89. strength of Shoemaker-Levy 9, but no surviving solid fragments of 
  90. it (meteorites) have ever been found. The fragile Shoemaker-Levy 9 
  91. fragments entering an atmosphere of virtually infinite depth at a 
  92. much higher velocity will suffer almost immediate destruction. The 
  93. only real question is whether each fragment may break into several 
  94. pieces immediately after entry, and therefore exhibit multiple 
  95. smaller explosions, or whether it will survive long enough to be 
  96. crushed, flattened, and obliterated in one grand explosion and 
  97. terminal fireball.
  98.  
  99. Scientists have differed in their computations of the depths to 
  100. which fragments of given mass will penetrate Jupiter's atmosphere 
  101. before being completely destroyed. If a "terminal explosion" 
  102. occurs above the clouds, which are thought to lie at a pressure 
  103. level of about 0.5 bar or roughly 0.5 Earth atmosphere (see 
  104. Section 5), then the explosion will be very bright and easily 
  105. observable by means of light reflected from Jupiter's satellites. 
  106. Using ablation coefficients derived from observation of many 
  107. terrestrial fireballs, Sekanina predicts that the explosions 
  108. indeed will occur above the clouds. Mordecai-Mark Mac Low and 
  109. Kevin Zahnle have made calculations using an astrophysical 
  110. hydrodynamic code (ZEUS) on a supercomputer. They assume a fluid 
  111. body as a reasonable approximation to a comet, since comets have 
  112. so little strength, and they predict that the terminal explosions 
  113. will occur near the 10-bar level, well below the clouds. Others 
  114. have suggested still deeper penetration, but most calculations 
  115. indicate that survival to extreme depths is most unlikely. The 
  116. central questions then appear to be whether terrestrial experience 
  117. with lesser events can be extrapolated to events of such magnitude 
  118. and whether all the essential physics has been included in the 
  119. supercomputer calculations. We can only wait and observe what 
  120. really happens, letting nature teach us which predictions were 
  121. correct.
  122.  
  123. O.K. So an explosion occurs at some depth. What does that do? What 
  124. happens next? Sekanina calculates that about 93% of the mass of a 
  125. 10^13-kg fragment remains one second before the terminal explosion 
  126. and the velocity is still almost 60 km/s. During that last second 
  127. the energy of perhaps 10,000 100-megaton bombs is released. Much 
  128. of the cometary material will be heated to many tens of thousands 
  129. of degrees, vaporized, and ionized along with a substantial amount 
  130. of Jupiter's surrounding atmosphere. The resulting fireball should 
  131. balloon upward, even fountaining clear out of the atmosphere, 
  132. before falling back and spreading out into Jupiter's atmosphere, 
  133. imitating in a non-nuclear fashion some of the atmospheric 
  134. hydrogen bomb tests of the 1950s. Once again, the total energy 
  135. release here will be many thousands of times that of any hydrogen 
  136. bomb ever tested, but the energy will be deposited initially into 
  137. a much greater volume of Jupiter's atmosphere, so the energy 
  138. density will not be so high as in a bomb, and, of course, there 
  139. will be no gamma rays or neutrons (nuclear radiation or particles) 
  140. flying about. The energy of these impacts will be beyond any prior 
  141. experience. The details of what actually occurs will be determined 
  142. by the observations in July 1994, if the observations are 
  143. successful. 
  144.  
  145. If differential gravitation (tidal forces) should further fragment 
  146. a piece of the comet, say an hour or two before impact, the pieces 
  147. can be expected to hit within a second of each other. In one 
  148. second a point at 44 deg. latitude on Jupiter will rotate 9 km 
  149. (5.6 mi.), however, so the pieces would enter the atmosphere some 
  150. distance apart. Smaller pieces will explode at higher altitudes 
  151. but not so spectacularly. If smaller pieces do explode above the 
  152. clouds, they may be more "visible" than larger pieces exploding 
  153. below the clouds. It is also possible that implanting somewhat 
  154. less energy density over a wider volume of atmosphere might create 
  155. a more visible change in JupiterUs atmosphere. Sekanina notes that 
  156. pieces smaller than about 1.3-km mean radius should not be further 
  157. fragmented by tidal forces unless they were already weakened by 
  158. earlier events.
  159.  
  160. One of the more difficult questions to answer is just how bright 
  161. these events will be. Terrestrial fireballs have typically 
  162. exhibited perhaps 1% luminous efficiency. In other words about 1% 
  163. of the total kinetic energy has been converted to visible light. 
  164. The greater magnitude of the Jupiter impacts may result in more 
  165. energy appearing as light, but let's assume the 1% efficiency. 
  166. Then Sekanina calculates that a 10^13-kg fragment, a reasonable 
  167. value for the largest piece, will reach an apparent visual 
  168. magnitude of -10 during the terminal explosion. This is 
  169. 1,000 times Jupiter's normal 
  170. brilliance and only 10 times fainter than the full moon! Sekanina, 
  171. of course, calculates that the explosions will occur above the 
  172. clouds. And, remember that, unfortunately, these impacts will 
  173. occur on Jupiter's back side as seen from Earth. There will be no 
  174. immediate visible effect on the appearance of Jupiter. The light 
  175. of the explosion may be seen reflected from the Galilean 
  176. satellites of Jupiter, if they are properly placed at the times of 
  177. impacts. Ganymede, for example, might brighten as much as six 
  178. times, while Io could brighten to 35 times its normal brilliance 
  179. for a second before fading slowly, if the explosions occur above 
  180. the clouds. This would certainly be visible in an amateur 
  181. telescope and could conceivably be visible to the naked eye at a 
  182. dark mountain site as a tiny flash next to Jupiter at the location 
  183. of the normally invisible satellite. Emphasis on "tiny"! The 
  184. brightness of explosions occurring below the clouds will be 
  185. attenuated by a factor of at least 10,000, making them most 
  186. difficult to observe. In the best of cases, these events will be 
  187. spectacles for the mind to imagine and big telescopes to observe, 
  188. not a free fireworks display.
  189.  
  190. The most recent predictions are that at least some of the impacts 
  191. will occur very close to the planetary limb, the edge of the 
  192. planetUs disk as seen from Earth. That edge still has 11 degrees to 
  193. rotate before it comes into sunlight. This means that the tops of 
  194. some of the plumes associated with the rising fireballs may be 
  195. just visible, although with a maximum predicted height of 3,000 km 
  196. (0.8 arc second as projected on the sky) they will be just 
  197. "peeking" over the limb. The newly repaired Hubble Space Telescope 
  198. (HST), with its high resolution and low scattered light, may offer 
  199. the best chance to see such plumes. By the time they reach their 
  200. maximum altitude the plumes will be transparent (optically thin) 
  201. and not nearly so bright as they were near the clouds. Some means 
  202. of blocking out the bright light from Jupiter itself may be 
  203. required in order to observe anything. A number of observers plan 
  204. to look for evidence of plumes and to attempt to measure their 
  205. size and brightness.
  206.  
  207. It also is difficult to predict the effects of the impacts on 
  208. Jupiter's atmosphere. Robert West points out that a substantial 
  209. amount of material will be deposited even in the stratosphere of 
  210. Jupiter, the part of the atmosphere above the visible clouds where 
  211. solar heating stabilizes the atmosphere against convection 
  212. (vertical motion). Part of this material will come directly from 
  213. small cometary grains, which vaporize during entry and recondense 
  214. just as do meteoritic grains in the terrestrial atmosphere. Part 
  215. will come from volatiles (ammonia, water, hydrogen sulfide, etc.) 
  216. welling up from the deeper atmosphere as a part of the hot buoyant 
  217. fireballs created at the time of the large impact events. Many 
  218. millimeter-sized or larger pieces from the original breakup will 
  219. also impact at various times for months and over the entire globe 
  220. of Jupiter. There is relatively little mass in these smaller 
  221. pieces, but it might be sufficient to create a haze in the 
  222. stratosphere.
  223.  
  224. James Friedson notes that the fireball created by the terminal 
  225. explosion will expand and balloon upward and perhaps spew 
  226. vaporized comet material and Jupiter's entrained atmospheric gas 
  227. to very high altitudes. The fireball may carry with it atmospheric 
  228. gases that are normally to be found only far below Jupiter's 
  229. visible clouds. Hence the impacts may give astronomers an 
  230. opportunity to detect gases which have been hitherto hidden from 
  231. view. As the gaseous fireball rises and expands it will cool, with 
  232. some of the gases it contains condensing into liquid droplets or 
  233. small solid particles. If a sufficiently large number of particles 
  234. form, then the clouds they produce may be visible from Earth-based 
  235. telescopes after the impact regions rotate onto the visible side 
  236. of the planet. These clouds may provide the clearest indication of 
  237. the impact locations after each event.
  238.  
  239. After the particles condense, they will grow in size by colliding 
  240. and sticking together to form larger particles, eventually 
  241. becoming sufficiently large to "rain" out of the visible part of 
  242. the atmosphere. The length of time spent by the cloud particles at 
  243. altitudes where they can be seen will depend principally on their 
  244. average size; relatively large particles would be visible only for 
  245. a few hours after an impact, while small particles could remain 
  246. visible for several months. Unfortunately, it is very difficult to 
  247. predict what the number and average size of the particles will be. 
  248. A cloud of particles suspended in the atmosphere for many days may 
  249. significantly affect the temperature in its vicinity by changing 
  250. the amount of sunlight that is absorbed in the area. Such a 
  251. temperature change could be observed from Earth by searching for 
  252. changes in the level of Jupiter's emitted infrared light.
  253.  
  254. Glenn Orton notes that large regular fluctuations of atmospheric 
  255. temperature and pressure will be created by the shock front of 
  256. each entering fragment, somewhat analogous to the ripples created 
  257. when a pebble is tossed into a pond, and will travel outward from 
  258. the impact sites. These may be observable near layers of condensed 
  259. clouds in the same way that regular cloud patterns are seen on the 
  260. leeward side of mountains. Jupiter's atmosphere will be 
  261. sequentially raised and lowered, creating a pattern of alternating 
  262. cloudy areas where ammonia gas freezes into particles (the same 
  263. way that water condenses into cloud droplets in our own 
  264. atmosphere) and clear areas where the ice particles warm up and 
  265. evaporate back into the gas phase. If such waves are detected, 
  266. measurement of their wavelength and speed will 
  267. allow scientists to determine certain important physical 
  268. properties of Jupiter's deep atmospheric structure that are very 
  269. difficult to measure in any other way. 
  270.  
  271. Whether or not "wave" clouds appear, the ripples spreading from 
  272. the impact sites will produce a wave structure in the temperature 
  273. at a given level that may be observable in infrared images. In 
  274. addition there should be compression waves, alternate compression 
  275. and rarefaction in the atmospheric pressure, which could reflect 
  276. from and refract within the deeper atmosphere, much as seismic 
  277. waves reflect and refract due to density changes inside Earth. 
  278. Orton suggests that these waves might be detected "breaking up" in 
  279. the shallow atmosphere on the opposite side of the planet from the 
  280. impacts. Others suggest the possibility of measuring the small 
  281. temperature fluctuations wherever the waves surface, but this 
  282. requires the ability to map fluctuations in Jupiter's visible 
  283. atmosphere of a few millikelvin (a few thousandths of a degree). 
  284. Detection of any of these waves will require a very fine infrared 
  285. array detector (a thermal infrared camera).
  286.  
  287. Between the water and other condensable gases (volatiles) brought 
  288. with the comet fragments and those exhumed by the rising 
  289. fireballs, it is fairly certain that a cloud of condensed material 
  290. will form at the location of the impacts themselves, at high 
  291. altitudes where such gases seldom, if ever, exist in the usual 
  292. course of things. It may be difficult to differentiate between the 
  293. color or brightness of these condensates and any bright material 
  294. below them in spectra at most visible wavelengths. However, at 
  295. wavelengths where gaseous methane and hydrogen absorb sunlight, a 
  296. distinction can easily be made between particles higher and lower 
  297. in the atmosphere, because the higher particles will reflect 
  298. sunlight better. Much of the light is absorbed before reaching the 
  299. lower particles. Observing these clouds in gaseous absorption 
  300. bands will then tell us how high they lie in the atmosphere, and 
  301. observations over a period of time will indicate how fast high-
  302. altitude winds are pushing them. The speed with which these clouds 
  303. disappear will be a measure of particle sizes in the clouds, since 
  304. large particles settle out much faster than small ones, hours as 
  305. compared to days or months.
  306.  
  307. Orton also notes that in the presence of a natural wind shear (a 
  308. region with winds having different speeds and/or directions) such 
  309. as exists commonly across the face of Jupiter, a long-lived 
  310. cyclonic feature can be created which is actually quite stable. It 
  311. may gain stability by being fed energy from the wind shear, in 
  312. much the same way that the Great Red Spot and other Jovian 
  313. vortices are thought to be stabilized. Such creation of new, 
  314. large, fixed "storm" systems is somewhat controversial, but this 
  315. is a most intriguing possibility!
  316.  
  317.  
  318.