星 食☆ この資料は星食観測ハンドブックの一部です．「本書の〇〇を参照」という箇所がありますが、本資料内には記載がありませんのでご了承ください．

月は 27 日余りで天球を一周している．その運イエル記号の順に記してある．47 B. Ari のよう行の途中，背後にある星を隠す現象が見られるこに数字の後に B.，H1.，G.，H. が付いているのとがある．この現象を星食という．

は，それぞれ J.E. ボーデ (ドイツ)，E. ハイツ

暗い恒星は，月が近くにくると，月の明るさに(ドイツ)，B.A. グールド (アメリカ)，J. ヘベリ

じゃまされて，望遠鏡を使っても見えなくなってウス (ドイツ) の星表中の番号を意味する．星座しまう．そのため，観測できる星食は数が限られ名の略号がかっこでくくられているのは，現在のる．ここでは主として口径 10cm 程度で観測でき星座境界線によった場合には所属する星座が異なる比較的条件のよい星食の予報を掲げる．

ることを意味する．星座名の略号がなく，単に＋01°4773 や 24°15383 と記してあるのは，予報の見方

ボン掃天星表 (赤緯－22°以北) またはコルドバ

札幌，仙台，東京，京都，福岡，那覇の 6 地点

掃天星表 (赤緯－23°以南) の星表番号である．

で見られる主な星食の予報を表に示す．予報地点

星表番号はロバートソン黄道帯星表中の恒星のの経緯度は次のとおりである．

番号で，観測結果を報告する際は，星表コードを

表１ 予報基地の経緯度R として，恒星番号にこの番号を記すとよい．

都市

東経

北緯

札幌

141°21′43°04′

仙台

140°52′38°16′

東京

139°45′35°39′

京都

135°45′35°01′

福岡

130°24′33°35′

那覇

127°41′26°13′

現象欄には 2 つのアルファベットがあるが，初めの文字は D が潜入 (Disappearance)，R が出現(Reappearance) を意味し，2 番目の文字は D が暗縁 (Dark limb)，B が明縁 (Bright limb) での現象であることを意味する．したがって，例えば，DD は暗縁への潜入，RB は明縁からの出現の意味である．一般に，潜入の方が出現より観測しやすく，明縁での現象は 1 等星程度の明るい星の星食を除いて観測は困難である．

表 2 星座名の略号

惑星食では，初めの文字を D や R の代わりに 1，2，3，4 としている．これは惑星に大きさがあるためで，1 が潜入開始，2 が潜入終了，3

星名は，バイエル記号やフラムスチード番号が付いている恒星の場合には星座の略号の前にその記号や番号が記されている．たとえば，λ Psc やb Sco のλ や b がバイエル記号，22 Psc の 22がフラムスチード番号である．バイエル記号とフラムスチード番号の両方がついた星の場合には，
82 π Cnc のように，フラムスチード番号，バが出現開始，4 が出現終了を意味する．
各地点の予報には，現象の時刻，北極方向角P，他の地点における予報時刻を計算するための係数 a と b の値が掲げられている．現象の時刻は日本標準時で，24 時以降も 25 時，26 時と数える 30 時制をとっている．たとえば，28h11.7m とあるのは翌日の 4h 11.7m のことである．P は星が月の縁のどのあたりから潜入または星が見えるから，その星が月に隠されるまで追い出現するかを知るためのもので，月の中心に対すかければよい．出現の観測では，予報にある出現る星の位置を天の北極方向から反時計回りに測っ点の北極方向角から出現する場所の見当をつけてた角度である． 観測地点 (東経λ，北緯φ) に望遠鏡の視野の中央付近に星が出現するようにすおける予報時刻 T は最寄りの基地 (東経λ0，る．

北緯φ0) での時刻 T 0 と表に示された a と b

時刻測定には外国の短波無線報時や GPS によの値を用いて次の式で計算できる．

る時計を利用するとよい．測定方法には，ストッT = T 0 + a (λ－λ0) + b (φ－φ0)

プウォッチを使って，現象時に時計をスタートさ

ここでλ－λ0 とφ－φ0 を角度の度単位で与えせ，1～2 分後の 0 秒のときにストップさせて，ると a (λ－λ0) + b (φ－φ0) は時間の分単位

その時間から現象の時刻を知る方法，現象時に声で得られる．角度の分単位を度単位に変換するを発して時報といっしょに録音する方法などがあ際,る．いずれの方法でも，現象を確認してからスト1°=60′であることに注意しよう．例えば

ップウォッチのボタンを押したり声を発したりす141°21′=141.35°である．例として，2011 年

るまでに時間がかかる．この時間を個人差とい2 月 14 日の 13 μ Gem (2.3 等) の星食(暗縁潜い，普通は 0.3～1.0 秒程度である．個人差の小入)のさい観測方法として，時報を耳で聞きながら現象

青森 (λ = 140°44′，φ = 40°49′) におけを目で追って時刻を測定する，目耳法と呼ばれるる予報潜入時刻を計算してみる．札幌を基地とし方法がある．て計算すると家庭用のビデオカメラでも星食観測が可能であT = 25h 14.3m + 0.9m (140°44′－ 141°21′)

る．正確な時刻信号といっしょに録画できれば個+ (-0.5m)(40°49′－ 43°04′)

人差なしで 1/30 秒以内の精度で観測できる．その際，手ぶれ防止はオフにすること．携帯電話= 25h 14.9mとなる．同じ予報を仙台を基地として計算すると(PHS を含む) を使う場合の電話の時報や電波時

T = 25h 16.9m + 0.7m (140°44′－ 140°52′)

計では 0.2 秒前後の遅れがありうることに留意さ+ (-0.8m)(40°49′－ 38°16′)

れたい．ビデオタイムインサータを利用すると正確な現象時刻の測定が容易になる．それらの観測= 25h 14.8mとなる．2 通りのやり方で，このように小差が出方法について，詳しくは星食観測日本地域コーデることがあるが，それは上記の計算式が近似式のィネーター (JCLO) のウェブサイトためである．この計算式による誤差は，普通，基http://astro-limovie.info/jclo/index.html や本書

地から 400km 以内で 1 分以内である．a と b ののビデオ観測の項に記載されているので参照され値が与えられていないのは，接食に近く，このよたい．星食を正確な時報とともに録画できたが正うな簡単な式では予報できない場合である．

確な時刻を測定することができないという場合
は，そのビデオテープ (ダビングしたものでも観測の方法可)を，〒895-0005 鹿児島県薩摩川内市永利町
2133 番地 6 せんだい宇宙館 早水勉 宛に，観測観測は，星が潜入または出現する時刻を正確に地と連絡先，ビデオテープ返送の必要性の有無を測定する．潜入の観測では，予報時刻の数分前に明記の上，お送りください．観測者に正確な現象

望遠鏡を月に向けると月のすぐ東側に星食される

時刻が報告されるとともに，観測結果は星食解析に利用される．

一方，ヨーロッパ共同の機関 ESA によって1989 年に打ち上げられた位置天文衛星

星食観測結果を報告する際には，測定時刻のほHipparcos (ヒッパルコス) は 1993 年まで観測をか，観測方法，機械，個人差補正の有無 (補正し行い，約 12 万星の位置を 0.001”という高精度でたときはその値)，測定時刻の精度，観測地点の測定し，その結果は 1997 年に公表された．この経緯度と標高 (国土地理院発行の 2 万 5 千分の 1星表では，恒星の固有運動も全体としては遠方の地形図から読み取る)，経緯度の測地系 (現在の電波源位置によって定められる天文座標系

地形図は世界測地系によっているが，古い地形図(ICRS) に対して 1 世紀あたり 0.025”の精度で結は日本測地系の可能性がある) を明記する．経緯び付いているとされている．恒星の位置はこれま度は GPS を用いても測定できる．標高についてで基本星表 FK5 に基づいて定められてきたが，は GPS の測定では精度が若干落ちるので，従来電波源の位置の解析から，FK5 の採用していたどおり地形図から読み取るのが望ましい．星食観

歳差定数は 1 世紀あたり約 0.3”だけ大きすぎるこ

測結果は従来，海上保安庁海洋情報部の星食国際とがわかっていた．したがって Hipparcos と中央局 (ILOC) で収集されていたが，現在は国FK5 の両星表を直接比較すれば，FK5 の歳差定際掩蔽観測者協会 (IOTA) で収集している．こ

数の誤差に相当する系統差が現れるはずである．の日本の窓口は上記の JCLO で，宮下和久が中しかし，実際に比較して求められた系統差は予想心となって担当している．観測報告の仕方についよりかなり小さいものであった．つまり，ても上記の JCLO のウェブサイトに解説されてHipparcos 星表の固有運動システムには大きな誤いるので，参照されたい．

差が残っている可能性があるのである．この問題を解決する一つの方法は，力学の法則にしたがっ

星食観測の意義
星食観測結果は，もともとは月の運動を調べるて運動する太陽系天体の位置を恒星に相対的に測定することで，そのために星食観測が使用されることになる．

ために用いられた．そして，その結果，月の運動

星食観測から月縁地形を求めることもできる．には理論で説明できない動きがあることが判明

月縁の情報は日食観測から議論されている太陽のし，長い間，問題になっていたが，1930 年代に直径の変化を調べるためにも重要である．月の地なって，それが地球の自転速度の変動のためであ形は 2008 年に日本の月探査機「かぐや」によっることが明らかになった．地球の自転角によってて精密に求められた．星食観測は，そのかぐやに定められる平均太陽時の進み方が一様でなかったよる月面地形データの誤差や精度を調べるためにのである．そこで，天体力学や天体暦では天体力も使用される．

学の法則に基づいて一様に進む暦表時を使用する

星食される星が重星の場合には，星食時の光度ことにした．そして，星食観測がこの暦表時を決変化が階段状になる．その時間差と光度比から，定するために使われることになった．

重星の位置関係や重星を成す各星の等級を正確にところが，原子時計の発達によって，一様な時求めることが可能である．さらに，これまで知ら刻は原子時計で得られるようになり，さらに，月れていなかった新たな重星が発見されることもあの運動は月のレーザ測距観測から精密に求められる．詳しくは本書「星食を利用した重星の観測」

るようになったため，星食観測はこれらの目的での項を参照されたい．

は使用されなくなった．

2023 年

星食予報(東日本) [1]2023 年

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