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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012

特集「将来木星圏・土星圏探査計画へのサイエンス：その2」

トロヤ群小惑星の形はどこまでわかったか
佐藤 勲 ，浜野和 弘已
122011年9月27日受領，2011年12月21日受理．

（要旨）木星のトロヤ群小惑星は，まだ探査機が到達していない天体で，その素性はよくわかっていない．
小惑星による恒星の掩蔽観測は，地上観測によって遠方の天体でもその大きさや形が正確に測定できる重要な手段である．これまで，いくつかのトロヤ群小惑星による恒星の掩蔽の観測が行われ，その大きさや形が次第に明らかになってきた．特に，将来の国内トロヤ群ミッションの検討例の一つに挙げられた（624）ヘク
トル [1] については，日本でその掩蔽が観測され，本体が非対称な 2 成分の接触連星であるというモデルが出されている．今後，すばる望遠鏡や掩蔽観測によって，これらトロヤ群小惑星の詳しい研究が進むことが期待される．

1. 小惑星による恒星の掩蔽とは1976 年 1 月 24 日にアメリカで起こったアモール型
小惑星（433）エロスによるふたご座κ星（3.7 等）の掩

小惑星による恒星の掩蔽とは，小惑星が天球上を動蔽は，小惑星が小さかったにもかかわらず，地球に近いていく時に，その経路上にある恒星を隠す現象であかったことと，隠された恒星が 4 等星と明るかったこる．この現象が見られる範囲（掩蔽帯）は，皆既日食がとから，8 ヶ所で観測され（全て眼視観測），エロスが見られる地域のように，小惑星の大きさ程度の幅の帯

12 × 23 km のおむすび型のいびつな形をしていること状の地域であり，現象が起これば，隠される恒星と小がわかった [3]．後にエロスがニア・シューメーカー

惑星の合成された明るさから小惑星のみの明るさまで，によるターゲットとなったのは，この掩蔽観測成功が数秒から数十秒にわたって減光する．多くの場合は，もとで，エロスに対する関心が高まったことが理由の小惑星が 10 等級以下の暗さであるため，恒星が一瞬一つと考えられる．にして消えたように見える．この現象を掩蔽帯内の複この成功の後，1970 年代後半から，アメリカ，日本，数の地点で恒星が隠された時刻を観測することにより，ヨーロッパなどでアマチュア天文家を中心に盛んに観隠した小惑星の断面の大きさと形を知ることができる．

測が行われるようになったが，予報の対象となる小惑

その精度は，一般的に IRAS などの赤外観測によるサ星の多くは，メインベルトの直径数十 km 以上の大きイズ推定より高い．

な小惑星で，しかも大きいものでも直径数百 km 程度

小惑星による恒星の掩蔽の可能性は，1952 年にイの小惑星の大きさに対して，予報の精度が 1000 km 以ギリスの G.E. テーラーが 4 大小惑星による恒星の掩蔽上と悪く，どこで現象が見られるのかわからないといの予報を出したことに始まり，1958 年にスウェーデう状態だったため，予報された現象の多くは観測されンのマルメで，世界で最初の成功となる（3）ジュノー

ず，観測に成功しても 1 ヶ所ないしは数ヶ所という場による恒星の掩蔽が観測された［2］．

合が大半だった．しかし，小惑星の断面形状を求めるには，もっと多くの地点での観測成功が必要である．

1. 中野星の会
2.浜野和天文台
satoisao@nifty.com■2012遊星人Vol21-1.indd4

1991 年 1 月 13 日に起こった小惑星（381）ミルラによるふたご座γ星（1.9 等）の掩蔽は，当時としては史上

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トロヤ群小惑星の形はどこまでわかったか／佐藤，浜野和

最輝の 2 等星が隠される現象（後にレグルスの掩蔽が

5

2. トロヤ群小惑星による恒星の掩蔽観測観測されて記録は更新された）が日曜の夜 9 時に東京や横浜などの首都圏で観測されたことから，肉眼や眼トロヤ群小惑星は，木星軌道上の，木星と太陽と正視，写真，ビデオ，光電管による観測を含む約 30 ヶ三角形をなすラグランジュ点の周辺にある天体である．

所で観測され，日本で最初の本格的な観測成功例とな

ラグランジュ点は，制限 3 体問題の安定解で，木星のった．この現象の観測結果から，小惑星の形が楕円形

前方 60 ﾟにある点を L4，後方 60 ﾟにある点を L5 と言う．

をしていることや，分光連星として知られていたふた18 世紀にラグランジュが制限 3 体問題の特殊解としてご座γ星の 7.5 等級の伴星が初めて直接的に観測され正三角形解を発見した当時は，トロヤ群小惑星は発見た [4]．この観測成功をきっかけとして，日本では筆されていなかったので，ラグランジュ解は数学上の産者による多数の現象の予報計算が始められ，本格的な物としか考えられていなかったが，1906 年に最初の小惑星の掩蔽観測の時代に突入していった．

トロヤ群小惑星（588）アキレスが発見されると，ラグ

1997 年以降，位置天文衛星ヒッパルコスの観測にランジュ解は，にわかに注目されるようになった．

よる高精度の星表の完成と，アメリカ海軍天文台のトロヤ群小惑星は，このラグランジュ点の周りにCCD 子午環による恒星と小惑星の高精度な位置観測あるゼロ速度曲面（木星を固定した回転座標系で見て，により，掩蔽の予報精度は大きく向上した．現在では，速度が 0 になる点の包絡面）の内側領域を秤 動 し，木ものによっては小惑星の大きさと同程度あるいはそれ星に接近することはない．エネルギーが保存されてい以上の予報精度にまで向上し，現象や天候の条件さえる制限 3 体問題では，この領域に外部から天体が入り良ければ，多くの地点で現象が観測されるようになっ込んでも，いずれ出て行くことになるので，現実のトている．現在，世界では約 2000 回，日本でも約 200 回

ロヤ群小惑星は，ガス抵抗や小惑星同士の衝突や他天の現象が観測されている．しかし，対象の多くは直体の摂動などの非保存なメカニズムによって，この領径数十 km 以上のメインベルトの大きな小惑星である．

域内に捕らえられたと考えられる．

ひょう どう現在の予報精度では，直径 10 km 以下の小さな小惑星

そのようなメカニズムによってトロヤ群小惑星の起や彗星に対しては，予報精度と観測者の分布密度の両源を説明するシナリオとしては，ニースモデルが最近面の理由から，なかなか観測は成功していない．

注目されている [7]．それによれば，今より内側の軌

小 惑 星 に 探 査 機 が 飛 ぶ 前 の 時 代， こ の 掩 蔽 現 象道にあった土星が，付近の微惑星に摂動を与えて内側は，小惑星の大きさを直接測定できる重要な方法で，の軌道に落としていった反作用で外側の軌道に移動し，IRAS の赤外放射観測によって多くの小惑星の大きさ

その途中で木星との 2：1 の不安定共鳴を通過する際が熱的に測定された時も，その熱モデルの校正としてに軌道離心率が大きくなる．その際に海王星は土星に掩蔽の観測結果が利用された [5,6]．現在，探査機によ接近して外側の軌道に飛ばされ，木星トロヤ群の領域っていくつかの小惑星（ガスプラ，イダ，マティルド，は不安定になって，この領域での微惑星の出入りが激エロス，イトカワ，シュテインス，ルテティア，ベスタ）しく起こる．このような出来事によって，太陽系がでの大きさが直接測定されているが，それらはメインベ

きて約 7 億年後に起こったとされる後期重爆撃期仮説

ルトより内側の小さな小惑星が大半であり，ベスタとをうまく説明できる．土星が 2：1 の不安定共鳴からルテティア以外は，多くの掩蔽現象が観測されている

外れると，トロヤ群領域は再び安定化し，その時にト大きなサイズの小惑星ではない．探査機によって既にロヤ群領域内にあった微惑星が捕らえられて現在に至直接観測された小惑星による掩蔽現象が観測されても，ったというのである．このモデルでは，現在のトロヤそこから得られる新たな知見は少ないので，掩蔽観測群の総数や軌道傾斜角の分布を見事に説明できるといはまだ探査機の行っていない天体に対して有効な手段う．だが，このようなシナリオが実際に起こったかどである．

うかは，今後のトロヤ群小惑星の観測的研究によって検証される必要がある．トロヤ群小惑星の研究によって，太陽系誕生の謎に迫ることができるわけである．
パリザの提案により，トロヤ群小惑星には，ギリシ■2012遊星人Vol21-1.indd

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6

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012km

Probability distribution of orientation of spin vector of (1437) Diomedes (ecliptic coordinates)

Occultation of HIP014402A (7.4mag) by (1437) Diomedes on 1997/11/ 7+400a Y.

NEW
Maeno

S+300

KiharaNakajimH.

Ayabe( occultation : 1997/11/7 )( lightcurve : 1997 , 1988 )A. O.
Bisei A.
O
Akazaw .
Ikuta S.
a H.
OTsukad hkura N.
a Y.

PAO

lambda = 275˚ _+ 32˚beta= +34˚ _+ 27˚+90˚360˚180˚

0.01"
Nan’yoOgawa

A. O.

Ida M.
DynicTenkyu
kan(cloudy)

A. O.

Y +200Kitahara Y.

270˚90˚0˚

Ohtsu

ki I.

Tateba+100

UeharayashiS.

S. C.
Matsu

Sato I.

basa Y.

-90˚+0+0+100+200+300
X+400+500km

図1 : 1997年11月7日 L4トロヤ群小惑星（1437）ディオメデスによるHIP014402Aの掩蔽の観測結果．国内の7 ヶ所で現象の観測に成功した．縦軸，横軸の目盛りは10 km間隔，各観測地点における恒星の軌跡の時間間隔は1秒．立体形状
は，測光観測との組み合わせから最も可能性の高い推定形状で，当てはめられた楕円は，（180±28 km）×（96±5．
km）lightcurve of (1437) Diomedes

V mag
15.000

図3 : L4トロヤ群小惑星（1437）ディオメデスの自転軸方向の確率分布．1997年11月7日の掩蔽の観測結果と，その時の測光観測および1988年の測光観測の結果を組み合わせて得られたもの．黄道座標で表されている．中央の正弦曲線は天の赤道を表し，主な恒星がプロットされている．黄経275ﾟ，黄緯+34ﾟ（左上のへびつかい座）付近に最も確率の高い領域がある．

km

Occultation of HIP053416 (8.5mag) by (1867) Deiphobus on 2007/ 5/13+200

NEWS

Y +0Ito T.

15.50

Ishida M.

Anpachi A. O.

0.01"

Tanaka T. H.

+100

Tanase R.
Uchiyama M.
Watanabe Y.

Epoch (JD) = 2450759.74755
Period= 1.020554 _+ 0.000502 days
Amplitude = 0.320 _+ 0.019 mag
RMS= 0.065 mag
Terms= 2MAX-100-200

16.00-180˚-90˚

0˚90˚

180˚-300-200

rotation phase from occultation-100+0X+100+200+300 km

図2 : 1997年11月 三鷹（右側）とチェコのオンドジェヨフ（左側）でのトロヤ群小惑星（1437）ディオメデスの測光観測結果．
縦軸はV等級，横軸は極小からの自転位相角．自転周期は24時間29.6±0.7分，当てはめられた正弦曲線の変光幅は0.64等級．三鷹での測光精度は，空の状態の悪さのために，オンドジェヨフの観測に比べてあまりよくない．

図4 : 2007年5月13日 L5トロヤ群小惑星(1867）デイフォブスによるHIP053416の掩蔽の観測結果．国内の7 ヶ所で現象が観測された．縦軸，横軸の目盛りは10 km単位．各観測点における恒星の軌跡の目盛りの時間間隔は1秒．当てはめられた楕円は，（147±15 km）×（110±6 km）．

ャ神話のトロヤ戦争に関係した人物の名前がつけられ木星の前方にある L4 にはギリシャ側，後方にある L5るようになった．トロヤ戦争とは，ホメロスの叙事にはトロイ側の人物の名前がつけられる慣習になって詩「イリアス」に記述されたギリシャとトロイの戦争（617）パトロクルスと L4 の（624）ヘクト
いるが，L5 ので，シュリーマンらによるトルコのトロイ遺跡の発掘

ルは，パリザの提案の前に命名されたために，例外とにより，紀元前 1200 年ごろに起こった歴史的史実となっている．

判明したもので，2004 年に「Troy」として映画化された．

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これらのトロヤ群を含む木星軌道より外側にある天2012/03/15

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トロヤ群小惑星の形はどこまでわかったか／佐藤，浜野和

7

表1 : これまでに観測されたトロヤ群小惑星による恒星の掩蔽．

年月日小惑星1997.11.₇ （1437）Diomedes
2001.₃.21 （911）Agamemnon

L4/L5
L4L4

観測地点数
観測地
7
日本
2

アメリカ

2001.₄.25 （2920）Automedon

L41

ニュージーランド

2004.₅.₆ （911）Agamemnon

L42005.₁.28 （617）Patroclus
2005.₉.29 （23135）2000 AN146

L5L421

ニュージーランド
アメリカ

1

フランス

2007.₅.13 （1867）Deiphobus

L57

日本

2008.₁.24 （624）Hektor

L42

日本

2010.₆.₁ （1867）Deiphobus

L51

アメリカ

2010.₈.17 （3317）Paris

L52

オーストラリア2010.10.30 （624）Hektor

L41

アメリカ

2011.₄.17 （1538）Antilochus

L42

アメリカ

表2 : これまでに発見されたトロヤ群小惑星の衛星．

小惑星名（617）Patroclus

L4/L5L5

本体の大きさ 衛星の大きさ

公転周期121.8±3.2 km 112.6±3.2 km

4.283日（624）Hektor[12]

L4363×207 km

15 km

50時間

[11]

（17365）1978 VF11L592 km

77 km

12.672時間[13]（29314）1994 CR18

L532 km

24 km

15.035時間[13]

体による掩蔽の観測は，遠いために予報精度上とても出典

りも強い制限となる．

難しく，大きなガリレオ衛星や土星の衛星ティタン，その後，日本では，2007 年 5 月 13 日に L5 トロヤ群

（2060）キロン，（134340）冥王星による恒星の掩蔽観測

小惑星（1867）デイフォブスによる HIP053416（8.5 等）がやっと成功する程度だった．現在でも難度が高い．の掩蔽が 7 ヶ所（石田正行，田中利彦，田名瀬良一，そんな中，1997 年 11 月 7 日，トロヤ群小惑星によるkm

ものとしては世界初となる（1437）ティオメデス
（L4）

N

による HIP014402A（7.4 等）の掩蔽が東日本の 7 ヶ所+300（北原勇次，大國富丸，大槻功，小島卓雄，松葉佐陽子，上原貞治，佐藤勲）で観測され，（180 ± 28 km）
×ェヨフでの追跡測光観測によって，ディオメデスの光EW30s

S0.01"30s+200（96 ± 5km）の細長い断面形状が得られた（図 1）．その後の国立天文台三鷹の 50 cm 反射とチェコのオンドジ

Occultation of TYC057700887 (10.1mag) by (624) Hektor on 2008/ 1/24To

mioUeYharakaH.

S.

+10040s度曲線が得られ，自転周期が 24 時間 29.6 ± 0.7 分であることなどがわかった（図 2）．この掩蔽と測光観測の+0

結果から，小惑星の自転軸の方向や立体形状についての強い制限が得られ，（284 ± 61 km）×（126±35 km）
×（65 ± 24km）の 3 軸不等楕円体モデルが得られた [8]．
図 3 において，ディオメデスの自転軸の方向は，黄経275 ﾟ，黄緯 +34 ﾟ（左上のへびつかい座）付近に最も確率の高い領域があることがわかる．掩蔽観測と測光観測の組み合わせによる制限は，一般に測光観測だけによるエポック法やライトカーブインバージョン法よ■2012遊星人Vol21-1.indd

7-100+0+100X+200+300+400km

図5 : 2008年1月24日 ト ロ ヤ 群 小 惑 星（624）ヘ ク ト ル に よ る
TYC057700887の掩蔽の観測結果．縦軸と横軸の目盛り間隔は10km，各観測地点における恒星の経路の目盛りの時間間隔は1秒．潜入・出現を示す黒丸に付随する太線は，測定時刻の誤差を表す．上側の富岡啓行氏はビデオ観測，下側の上原貞治氏は眼視観測である．上原氏の地点では恒星が2回減光した．ヘクトル本体が非対称な2成分の接触連星であることが示唆される．

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21h28m"+0.12".09"+09m

""

h20m

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012h3821

2012. 4. 18. (Wed) 21h35m JST
TYC 247100540 by (624) Hektor
Asteroid : Diam. = 181 km
Star :R.A.2000 = 07h56m54.4249s +_ 0.031"= 0.049"
Dec.2000 = +32˚02’54.709" +_ 0.017"
error = 0.022"
Mv.
= 11.02 mag
Mv. = 15.0 mag
Sp. type =Vra = +4.7’/dayVar.
=- �mag
Vdec = -4.3’/day
Sep.
=dist. = 5.11156AU
PA=
group = Trojan
dmag=Sun :elong.= 86˚Partial duration=Moon : elong.= 115˚
Diffraction 1/4 time = 0.028 sec
sunlit = -7�%Extinct. : Dur.
= 11.0 sec
Cond. : score = 91 pt.
drop= 4.0 mag
Visibility : centerline = 53.92% +0.5sigma_= 28.44% +2.0sigma_= 2.25%+0.5_r= 50.95% +1.0sigma_= 15.20% +2.5sigma_= 0.62%
N/S edge = 42.99% +1.5sigma_= 6.53% +3.0sigma_= 0.13%21h28m00s - 21h38m30s
step 1 min.

恒星の掩蔽は 12 回あるが，そのうち 3 回が日本で観測され，延べ 29 地点での観測成功のうち半数以上の 16地点での観測を日本が占めている（表 1）．日本は，トロヤ群小惑星による恒星の掩蔽観測で，世界のトップを走っているのである．

3. トロヤ群ミッションへ向けて

6m
h37m

8m

図7 : 2012年4月18日 L4トロヤ群小惑星（624）ヘクトルによるふたご座の11等星の掩蔽の予報図．中央の3本実線は，予報掩蔽帯の北限界線，中心線，南限界線，その両脇の3本の破線は，限界線から誤差の±1σ～±3σのラインを表す．
図左側の破線は，日没薄明線を表す．上部には，現象の起こる日時（日本時間），隠す小惑星の光度，大きさ，移動速度，地心距離，太陽と月からの離角，隠される恒星の位置や光度，減光の継続時間や等級，掩蔽の起こる確率などが示されている．小惑星の影は，21h35mごろ，推定直径181 kmの幅で日本海から太平洋に向かって西日本を通過し，現象が起これば最長11秒間にわたって，11.0等から15.0等まで4.0等級の減光が起こる．ヘクトルには，本体のほかに直径15 kmの衛星があり，その掩蔽帯は示されていないが，軌道半径が約1200 kmであるため，全国が可能性圏内にある．

h3

これまでに世界で観測されたトロヤ群小惑星による21

形状が得られた（図 4）．

h3台）で観測され，（147 ± 15 km）×（110±6 km）の断面

21

内山雅之，渡部勇人，伊藤敏彦，ハートピア安八天文21

図6 : 2007年12月29日～ 2008年1月17日の浜野和天文台（福島県郡山市）でのトロヤ群小惑星（624）ヘクトルの測光観測結果．
縦軸はRバンドでの相対光度，横軸は自転位相．自転周期は6.92時間．接触連星に特徴的なV字型に切れ込んだ極小が見られる．

21
h35m

21

h34m

21

h33m21h32m

21h31m".0606.09.12+0-0.

21-0-0

日本では，木星に接近した後に L4 のトロヤ群小惑星を探査するミッションが計画されているが，その探星としては初の直径約 15km の衛星が発見され，本体査候補天体の一つとして（624）ヘクトルが挙げられた．

が接触連星であるらしいことなどがわかった．衛星のヘクトルについては，既に 40 年以上前の 1960 年代に公転周期は，3.61 ± 0.09 日，軌道長半径は 1178±4 km

ダンラップらによって測光観測が行われ，円筒状の形とわかった [11]．衛星を持つトロヤ群小惑星としては，状をしているのではないかというモデルが出されてい（617）パトロ
ハップル宇宙望遠鏡による観測から L5 のた [9]．

クルスの衛星メノエティウスが 2001 年に発見されて1993 年には，ハッブル宇宙望遠鏡によってヘクトいるほか，表 2 のような結果が得られている．衛星がルの観測が行われ，370 × 190 × 190 km というサイズ発見されると，ケプラーの第 3 法則を使って系の総質が得られたが，分解能が足りなかったために，接触連量がわかるので，本体の大きさがわかれば密度が推定星か分離連星かはわからなかった [10]．

できる．密度は，その天体の組成や成因を探る上で重2006 年 7 月には，ハワイのケック望遠鏡の補償光学要なパラメーターである．従って，衛星が発見されたを使ってイメージング観測が行われ，L4 トロヤ群小惑

小惑星本体の正確な大きさを知ることは，とても重要■2012遊星人Vol21-1.indd

8

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16:00:55

トロヤ群小惑星の形はどこまでわかったか／佐藤，浜野和

9な意義を持つ．掩蔽観測によって衛星が検出され，本デオに映らない場合は，望遠鏡を固定して，CCD カ

体と衛星の大きさがわかった例としては，2006 年 11

メラの流し撮りで撮影する方法もある．時刻同期は，

月 7 日に日本で観測された（22）カリオペとその衛星リ市販の GPS 時計をビデオに同期する方法や，短波ラヌスによる掩蔽があり，相互食の観測との組み合わせジオや NTT の時報を同時録音する方法がある．フレから，その形や大きさ，密度がわかった [14]．

ネル回折により，恒星は瞬間的に消えたり出現したり2008 年 1 月 24 日，関東の 2 ヶ所（富岡啓行，上原貞

することはなく，通常は数フレームかかるので，時刻治）で（624）ヘクトルによる TYC057700887（10.1 等）のの精度は，0.1 秒程度あれば十分である．一ヶ所で高掩蔽が観測された．このうち一ヶ所では，2 回の減光精度で観測することよりも，多くの地点で観測するこが捕らえられ，整約の結果，ヘクトル本体が非対称なとの方が，全体としての観測精度の向上のためには重2 成分の接触連星であると仮定するとうまく説明でき要である．より詳しいやり方については，[16] などをることがわかった（図 5）．この観測の後，福島県郡山参照のこと．

市の浜野和天文台で追跡測光観測が行われ，図 6 に示

小惑星による恒星の掩蔽観測では，隠される恒星すように，自転周期 6.92 時間で，接触連星に特徴的なが 2 重星であることや，小惑星の衛星が検出されるこV 字型の極小と非対称な形の光度曲線が得られ，ヘクとがあり，日本でもこれまでにいくつかの実例がある

トル本体は非対称な 2 成分からなる接触連星であると[4,8]．掩蔽観測では，分解能などの点で，すばる望遠いうモデルを支持する結果となった．

鏡などの大口径望遠鏡による観測よりも高精度な観測ヘクトルには，衛星がある．探査機による直接探査結果が得られる可能性がある．是非，多くの観測が得に当たっては，予め本体の形状だけでなく，衛星の軌られ，トロヤ群小惑星の形状の解明が進むことを期待

道や大きさに関する情報も十分に得ておく必要がある．

したい．

すばる望遠鏡の AO イメージング観測によって，本体の形状や衛星の軌道に関する詳しい情報が得られるこ参考文献とが望まれる．
ヘクトルによる恒星の掩蔽は，今後は 2012 年 4 月
18 日にふたご座の 11 等星の掩蔽が西日本方面で起こ[1] Bellerose, J. and Yano, H., 2009, Proc. ISTS (JSASS),
2009-k-48.

ることが予報されている（図 7）．現象が起これば，最[2] Taylor, G. E., 1962, Observatory 926, 17.

長 11 秒間にわたって 4.0 等級の減光が起こると予報さ[3] O’Lealy, B. et al., 1976, ICARUS 28, 133.

れている．ヘクトル本体がどんな形をしているのかを[4] Sato, I. et al., 1993, Astron. J. 105(4), 1553.

明らかにする重要なチャンスであるが，ヘクトルにあ[5] Harris, A., 1998, ICARUS 131, 291.

る直径 15 km の衛星の掩蔽帯は，軌道が詳しくわか[6] Tedesco, E. et al., 2002, Astron. J. 123, 1056.っていないために示されていない．軌道長半径が約[7] Morbidelli, A. et al., 2005, Nature 435, 466.

1200 km あるため，全国で衛星による掩蔽が捕らえら[8] Sato, I. et al., 2000, ICARUS 145, 25.

れる可能性がある．かつては，この明るさの恒星の掩[9] Dunlap, J. L. and Gehrels, T., 1969, Astron. J. 74(6),蔽観測は，大口径望遠鏡でないと難しかったが，現在796.

は高感度の CCD カメラが普及したために，アマチュ[10] Storrs, A. et al., 1999, ICARUS 137, 260.

アの機材でも観測できるようになっている．そして現[11] Marchis, F. et al., 2006, IAUC 8732.

在では，これ以外のトロヤ群小惑星による恒星の掩蔽[12] Merline, W. J. et al., 2001, IAUC 7741.

も多数予報され，その予報精度も格段に良くなってき[13] Rita, K. et al., 2007, Astron. J. 134, 1133.ている．筆者による予報は，[15] に随時掲載されている．

[14] Decamps, P. et al., 2008, ICARUS 196, 578.

掩蔽の観測の方法は，例えば WATEC 社製の高感度 CCD ビデオカメラを赤道儀式望遠鏡の直焦点に取り付け，通常のビデオレートまたは数フレーム蓄積モ[15] http://www.toybox.gr.jp/mp366/[16] 広瀬敏夫（監修），相馬充（編集），2009，天体観測の教科書「星食・月食・日食観測編」（誠文堂新光社）．

ードで撮影する方法が一般的である．恒星が暗くてビ■2012遊星人Vol21-1.indd

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