流星の発光メカニズム

超高速で地球大気に突入する塵粒が作るプラズマ「ながれ星」とは何だろう? ひとことでいえば、生成（アブレーション）、熱輻射、あるいは熱宇宙空間にあった小さい塵粒が高速で地球に伝達など他のエネルギーへと変換される。つま解説／春日敏測（国立天文台 天文情報センター）

極めて大きい速度）となる。

それぞれ地上高度約 120kmと80km 程度であいエネルギー状態の原子や分子の分布やふる

この時、高温ガスの温度は塵粒の表面近く

り図 1 の紫に着色された領域に含まれる。このまいを温度の関数として扱うことができる（ボで最も低く4,000K 程度、最も高いのは塵粒か中間流（遷移流）領域では気体分子の熱運動ルツマン分布やマクスウェル速度分布など）。

らやや距離をおいた領域で 18,000Kぐらいと見

流星発光の先端部では衝撃波に加え、塵表理論が適用される。
コンピュータによるシミュレーションから、流面からの高温ガスの吹き出しと大気との接触面

星の発光は非平衡と平衡状態が混在すると考も考慮する必要があるため、時間変化を考慮えられている。「非平衡状態」とは原子や分子した非平衡状態が適用される。一方で「ウェイ

流星光には塵粒からの物質と地球大気成分の分布が場所的に不均一であると同時に、そク（wake）」とよばれる後方部は平衡状態での両方が含まれている。これらは流星を分光することにより調べることができる（図 3）。流星

飛び込んできて大気と衝突し発光する現象であり、塵粒のサイズが大きければ大きいほど、そネルギーが高まり、高温の衝撃波が形成される。の速度分布なども絶えず時間的に変化している

ほぼ説明でき、この部分が流星光の大部分をして突入速度が速ければ速いほどガスは多く生その衝撃波からの輻射により塵粒が加熱される状態を示す。一方「平衡状態」においては高占めると考えられている。

本体からではなく、その周辺に発生した高温ガ成され、流星光はより明るく高温になるのであのである。塵粒は気化に伴って小さくなり最後スによるものである。高温ガス中では原子や分る。流星の発光する高度についても同様で、には消失してしまう。

子が高いエネルギーを持って存在し、その多く運動エネルギーが大きいほど（速度が速いほが電離してイオンと電子に分かれている。これど）高い高度で発光する。

により研究されている。計算モデルは塵粒本体がプラズマとよばれる状態である。夜空にこの「アブレーション」とは塵粒から高温ガスがとそれをとり囲む塵粒表面から気化した高温ガ高温ガス（プラズマ）が生成されることにより、生成される現象である。熱により塵粒の表面物ス、そして、それらの大気との相互作用を考慮

われわれは光を確認することができる。これが質が少しずつ気化され、塵粒の周辺に高温のしている。大気は高度により密度が異なるため流星とよばれる天文現象である。

ガスができる。この熱は塵粒が地球大気に突塵粒周りの気体流の性質が異なる。さらに塵出発点は塵粒の運動エネルギー入した時に発生する。高速移動する塵粒の前粒のサイズ、突入速度、地上高度を考慮する方の空気が急激に圧縮されるため熱くなるのと図 1 のように区分される。図 1で紫に着色しである。

た領域では塵粒本体と大気分子の衝突の他、高速・高温ガス体の大気中での挙動塵粒から気化した分子と大気分子の衝突が起の運動エネルギーが出発点となる。つまり、塵粒の地球への突入速度と質量である。質量はサイズとして置き換えられることも多い。流星

塵粒は音速（高度約 100kmで秒速およそ

群の塵粒のサイズは、ダスト・トレイルの観測300m）よりも200 倍 ほ ども 速 い 秒 速 50〜

輝線波長で流星物質を特定する

その状況下で圧縮された空気では、内部エる。われわれが目にする光の大部分は、塵粒流星の発光メカニズムを理解するには塵粒積もられている。

光の大部分は輝線である。輝線は特定の波長だけで光る物質特有の光であるため、流星の撮影／川村 晶

スペクトルからそこに含まれる中性の原子、分アブレーションの物理状態はシミュレーション子、あるいはイオンを特定できる。例をあげると、マグネシウム、鉄、ナトリウム、カルシウム、ケイ素イオン、カルシウムイオン、マグネシウムイオン、窒素などである。
ケイ素イオンやマグネシウムイオンなどの輝線は高速度の流星で検出されやすいが、これらが発光するには高いエネルギーが必要だ。
プラズマ中の原子は高温になるほど高エネルギー状態になる確率も増える。そのため、これらが高い温度を生み出す高速度流星で見えやこっている。この状態が一般的な流星の発光メカニズムとして考察されている。
一般的な流星の発光は、塵粒の突入速度をから、おおまかにミリメートルからセンチメート70kmで大気に飛び込んでくるため、塵粒の周秒速 70kmと仮定すると、ミリメートルからセルであることがわかっている。速度は秒速数りの気体の流れは極超音速流（音速に比べてンチメートルクラスの塵粒の発光点と消滅点はすいのは理にかなっている。流星のスペクトルからはその成分といくつかの温度領域が存在

ペルセウス座流星群の明るい流星は、最後に爆発したような増光を起こすことがある。また、明るい流星が飛んだ後に「流星痕（りゅうせいこん）」が見えることがある。いくつかのタイプがあり発光メカニズムの多様性が推測されている。
1cmすることも伺える。
以上、流星の発光メカニズムについて紹介

1cmさせていただいた。ある夏の夜、流星を見か10kmと非常に速い（ペルセウス座流星群のけた時に上空 100kmで起こっている物理過程■流星発光メカニズムの概念図

場合、対地速度およそ秒速 60km）。
そのような塵粒が地球大気と衝突すると急激に減速する。言い換えれば、塵粒の運動エネルギーが減少する。その減少分が高温ガスの塵粒の速度は、ペルセウス座流星群で秒速 59km、しし座流星群は秒速 72km。にも思いを巡らせてみてほしい。
流星の元になる塵粒が地球大気に突入

強度6.05.0高度（km）
140

塵粒の速度を秒速70kmに想定

塵 粒 の 大 きさにもよるが、
上 空 110〜120km で 流 星の発光が始まる。

3.02.01.00

自由分子流

100
中間流（遷移流）

連続流

ウェイク

600.010.1

1

粒子のサイズ（cm10対数目盛り）

図 1 気体流の性質。塵粒のサイズ、突入速度、発光高度と相関。紫色の部分は中間流 ( 遷移流 ) 領域で一般的な流星の発光メカニズムが考察されている（Popova
2004 による論文掲載の図をアレンジ）。

634.6
SiⅡ4.0

超高速で地球大気に突入した
塵粒の前面では、大気が圧縮されて高温となり、塵粒が気化しプラズマが発生する。

12080589.1
NaⅠ

塵 粒 本 体はだん
だんと小さくなって いきや が て 消失してしまう。

流星プラズマからの輝線は原子、分子、イオンの「励起発光」によるものである。
原子を例に説明する。塵粒が持っていた運動エネルギーの一部は基底状態にあった原子に与えられる。すると最外殻の電子がさらに外側の軌道へと遷移してエネルギーを持った励起状態となる。励起状態は短寿命のため（約ミリ秒〜ナノ秒 )、すぐに基底状態に戻る。
このときのエネルギー差を光として放出する。これが励起発光である。
物質を特定するときにはこのエネルギー差を利用する。原子が量子化条件に従って取りうるエネルギー値を準位という。その準位の差は波長に対応しており原子の種類ごとに決まっている。そのためスペクトル観測から輝線の波長を測定すれば原子の種類がわかるのである。分子やイオンでも同様である。

図 2 流星発光のシミュレーション 塵粒のサイズ 1cm、秒速 70km、高度 100kmにおいて発光した場合。
「塵粒が気化したガスと大気の相対密度分布図（左）」と「内部エネルギー分布図（右）」（Popova 2000、2004）。

おうし座北流星群の火球（−7 等）のスペクトル597.8
SiⅡ615.7
OⅠ

600

620

637.0
656.2
SiⅡ
HαⅠ648.3
NⅠ

640

660

680

700 波長（nm）

図3 イタリア・パドバ天文台の口径182cmの可視望遠鏡で偶然に観測された流星のスペクトル。ナトリウム（NaⅠ）
やケイ素イオン（SiⅡ）
、酸素原子（OⅠ）
、窒素原子（NⅠ）
、窒素分子（N2 ）などの輝線スペクトルが含まれている。観
測された輝線と期日（2004年11月18日）
から高速のしし座流星である可能性が高い。下は、流星のスペクトル画像。流星本体や大気の各気体成分の輝線が写っている。

2011 年 11 月 25 日 21 時 33 分 46 秒に出現

●参考文献 「流星と流星群−流星とは何がどうして光るのか−」長沢工（地人書館）／「しし座流星雨がやってくる」渡部潤一（誠文堂新光社刊）／ Boyd（2000）、EM&P、82/83、93-108 ／Ishiguro et al.（2002）、ApJ、Vol.572、L117-L120 ／ Ishiguro et al.（2003）、ApJ、Vol.589、L101-L104 ／ Olga et al.（2000）、EM&P、Vol.82/83、109-128 ／ Olga（2004）、EM&P、Vol.95、303-319

撮影／鈴木 智