流星の放射電波観測
上村 敏夫（新潟支部）
1. はじめに流星観測者の間では流星出現時に音が聞こえることがあると言われてきた。⾧い間これは錯覚によるもので、科学的な研究はタブーとされていたが、オーストラリア・ニューキャッスル大学教授 Colin.S.L.Reay 博士が 1978 年 4
月 7 日早朝のシドニー市をかすめた大火球の調査・研究からイオン化された火球飛跡と地球磁場との相互作用によって VLF(Very Low Frequency:超⾧波電磁波) が発生することがあると説明した。VLF の周波数は人間の可聴音の周波数と重なっており、VLF を『音』として認識している人がいるのだという。この『音』は電磁波音（Electrophonic Sound）とも呼ばれるようになっている。
流星観測を始めたころから流星音に興味を持ち流星出現時には注意をしてきたが、一度もそれらしき音を聞かなかった。そこで方針を変えて 1989 年 8 月から、この『音』の原因ではないかという VLF の受信を試みてきた。ビデオカメラとキャプチャ・ソフトを使用することにより他の観測者と同一流星の同時観測も多くなり、軌道から見た VLF を放射する流星（以下『VLF 流星』と記します）の特性がおぼろげながら見えてきた。
このような観測を継続している観測者は国内では他にいなく、プロの学者も継続的には行っていなく、軌道から見た研究も論文もないので、報告することにした。
2. 観測と方法(1) LF での観測（1989 年 8 月～1991 年 9 月）
VLF の前に LF (Low Frequency) から始めてみた。ソニー製 ICF-PRO70 を使用し、眼視観測中に 150kHzを受信した。26 ヶ月の観測で、観測時間 10,725 分、流星数 553 個であったが流星出現時に異音は無かった。
(2) VLF での観測
① 1991 年 10 月～1994 年 12 月
自作の受信機と自作の 3.4kHz 同調形ループアンテナで眼視観測中に受信音を聞いていた。観測夜数120、観測時間 12,730 分、観測流星数 1,261 個だったが、流星出現時の異音は 2 回だけだった。
②

2005 年 9 月～現在

ビデオカメラと市販の受信機を組み合わせた観測を続けている。今回の報告はこのシステムによる 15 年間の観測結果である。1 台のカメラから始め、2013 年 9 月から 7 台のカメラでほぼ全天を観測している。
カメラ: WAT-100N レンズ 6mm F0.8 4 台 (北東、南西、北西、天頂 方向）
WAT-902H2-ULTIMATE レンズ 8mm F0.8 2 台（北、東南東 方向）
ソニーα7ｓ レンズ 35mm F2.8 1 台（南南東 方向）
それぞれのカメラはキャプチャ機器に接続し PC2 台に接続
ソフト:UFO Capture V2（キャプチャ用) UFO Capture HD（ハイビジョン・キャプチャ用）
UFO Anlyzer V2（解析用） UFO Orbit V2（軌道解析用）
受信機:AR7030PLUS（AOR 製） 受信周波数:7.5kHz
ヘッドホン用出力を PC の LINE 端子に接続
アンテナ:自作 920mm×920mm×26 回巻き方形ループアンテナ
ループ面を垂直に北西－南東方向に設置
受信周波数など受信機の設定は観測開始から変えていない。アンテナも同一のものを使用している。録画した流星の出現時にバックグラウンド・ノイズと違う音がした場合に VLF 流星として記録している。ビデオカメラによる流星観測者グループ SonotaCo Network に参加しており、他の観測者との同時観測になった VLF 流星は軌道を求めている。

写真 2 観測中の PC と受信機
写真 1 ループアンテナ

写真 3 モノクロカメラとハイビジョン用カメラ(奥）アンテナは観測のときだけ屋根に上げるようにして、⾧寿命化を図っている。

３．観測結果と考察
現在のシステムによる結果は、2005 年 9 月～2019 年 12 月までの観測流星数 114,572 個でVLF 流星は 830 個（0.72%）。他の観測者と同時観測になった VLF 流星は 313 個だった。（表 1）(1) 時間帯別観測流星数
VLF 流星の数を時間帯別にグラフにするとすべての観測流星と同じような傾向で、夜半過ぎに多い。VLF流星の出現割合が特に多くなる時間帯はないように見える。（図１）(2) 月別観測流星数に対する VLF 流星の割合
VLF 流星は 5・6 月と 10・11 月に多い。これは、その頃に活動する流星群の軌道や物質などの性質が影響していると考えられる。（図 2）
表 1 観測結果

図 1 時間帯別 VLF 流星数

図 2 月別 VLF 流星の割合（％）⑶ VLF 流星の等級分布『音』のする流星は 1 等級以上の明るいものと言われている。VLF 流星の場合はそれよりも暗いものが検出されている（図３）。SonotaCo Network での通常流星の観測等級のヒストグラムでは 0～1 等を中心としたほぼ対称の分布になっていることが多く、絶対等級（天頂の高度 100 ㎞に持ってきたときの光度）のヒストグラムではー1 等を中心としたほぼ対称の分布になっている。図 3 からは VLF 流星は見かけ上も明るいものが多いという結果になった。
同時観測によると、図４から絶対等級の明るい流星が VLF を放射しやすいということを示している。大きなエネルギーを持つ流星ほど、大気を高密度にイオン化して高強度の VLF を放射するということではないだろうか。

図 3 VLF 流星の観測等級分布

図 4 VLF 流星の絶対等級分布⑷ VLF 流星の突入角度と地心速度
図 5 からは大気への突入角度の集中は無い。
地心速度は 60～70km/s に集中が見られる。
速度が大きいほど大気をイオン化する作用が大きいことを示しているのかもしれない。
突入角度が 90deg に近いほど流星物質と大気との摩擦が大きくなりイオン化が大きくなると考えていたが否定的な結果になった。
多くの流星の地心速度は 11～72km/s 付近に分布していると考えられており、60～70km/sの集中は VLF 流星の特徴と考えられる。
図 5 VLF 流星の突入角度－地心速度⑸ 流星群別 VLF 流星の割合

表 2 観測流星数の多い群＊略符:IAU (国際天文連合)

図 6 群別観測流星数と VLF 流星の割合（％）＊名称:国立天文台 「流星群の和名一覧」＊地心速度:IMO (国際流星機構)

図６は VLF 流星が 4 個以上の流星群のグラフである。観測数に対する VLF 流星の割合は群によってかなり差がある。spo は群に属さない散在流星で VLF 流星の割合は 0.80％で、全体の割合の 0.72%に近い。VLF 流星が 10以上の群（図６の spo～OLY）では ORI、NTA、STA、ETA、KCG、LEO、OLY の割合が大きい。
ETA が活動する 5 月が、ORI、NTA、STA、LEO、SPE、OLY が 10～11 月に活動するので、これらの月が VLF流星の割合が大きい要因の一つになっている。(図 2 参照)

ORI、ETA、SPE、LEO、OLY の地心速度は 60 km/s 以上で図５の集中帯に属するが、NTA、STA、KCG は 20km/s 台であることから推定できるのは、VLF 放射は地心速度だけでなく、流星物質（大きさなど）の関係も大きいということだろう。NTA、STA は共にエンケ彗星起源であり、ORI と ETA の VLF 流星の割合はほぼ同じでこの 2 つの群はハレー彗星起源という共通点がある。つまり VLF を放射しやすい物質の母彗星があるということではないか。
8 月に活動する PER の地心速度は 60km/s で流星数は多いが、VLF 流星の割合が小さいというのは、地心速度だけではなく流星物質に関係するというのを裏付けているかもしれない。
VLF の受信音を聞いていると放射するタイミングは流星の末端で爆発する瞬間が多い。これが多いのは NTA、STA、KCG で、割合はやや小さいが CAP も爆発流星が多く VLF は高強度のものが多い。これらの群に共通するのは地心速度が 20kⅿ/s 台であり、流星物質はもろい構造なのかもしれない。
⑹ VLF 流星の高度
発光点高度は 82～115 ㎞、消滅点は 70～105 ㎞付近に集中している。特有の傾向は見られなく、通常の流星と同じ傾向ではないかと思われる。
矢印はアースグレージング VLF 流星で、突入角 1.8deg で大気中に飛び込んできて 767 ㎞飛行後、再び宇宙に戻ったもので、発光点より消滅点の方が高くなっている。（2016 年 11 月 5 日、18 時 24 分 02 秒出現）
消滅点高度が 30 ㎞以下であれば隕石落下の可能性があるが、この 15 年間の VLF 流星には可能性のあるものはなかった。
図 7 VLF 流星の発光点―消滅点⑺ VLF 流星の輻射点方位観測点（私の家）から見た VLF 流星の輻射点方位である。30～60deg と 90～150deg に集中があるように見える。ループアンテナの設置位置からは最大利得の方位は北東―南西（45―225deg）最低利得は北西―南東（135―315deg）になるが、グラフからはアンテナの指向性には無関係のようである。
輻射点方位分布は偏りがあるが、原因ははっきりしない。観測システムあるいは空の状態（空の明るさ、透明度など）に関係しているのかもしれない。
図 8 VLF 流星の輻射点方位分布

4. 結論
流星の VLF 受信を思い立ったときは、本当に VLF を受信できるかがテーマだった。流星からのほぼ確実な VLF を受信できるようになったときに、次のような仮説を立てた。
⑴ 地心速度が大きいほうが、大気のイオン化が多く、VLF 流星は多い。
⑵ 大気への突入角度が 90deg に近いほど、大気のイオン化が多く、VLF 流星は多い。
⑶ 地磁気の磁力線に平行、あるいは垂直に飛ぶ流星ほど、VLF 流星は多い。

⑷ 絶対等級が明るいほど、高強度 VLF を放射している。
⑸ すべての流星は電磁波を放射している。
⑴ VLF 流星は地心速度 60～70 ㎞/s に集中があるが、速度の小さい流星群でも VLF 流星の割合が大きいものがあり、速度が大きいほうが VLF を放射しやすい傾向にある、ということになるだろう。
⑵ 今までの観測では無関係のような結果になった。地心速度と流星物質の何かが効いているようである。
⑶ 現在の観測システムでは関係性が得られなかった。ループアンテナでは能力不足なのかもしれない。
⑷ 受信音を聴くとかなり相関がありそうである。明るい流星はイオン化された大気が多いということで、相互作用する地球磁場の磁力線密度も高くなるからではないか。
⑸ 観測流星数に対する VLF 流星の割合は 0.72％で小さい。流星は可視光の発生時には VLF も発生すると思うが、カメラの性能が上がり暗い流星の撮影が可能になっていても、流星からの弱い信号は自然界で発生する VLF に埋もれてしまっていると考えられる。また流星の高度には電離層の D と E 層があり、電離層の電子密度は夜間に低くなっても消滅しないだろうから VLF はここで反射・吸収される可能性がある。
以上の 5 つの仮説については検証が難しいものもあるが、更に観測を続け究明したい。
流星からはマイクロ波の放射もあると考えられているが、誰も受信に成功していない。2012 年 4 月から周波数3GHz で受信を試みたがバックグランド・ノイズが大きく受信できなかった。現在この観測は行っていないが、受信周波数を変更するなどしてノイズの小さな帯域で観測再開したいという希望を持っている。
5. 終わりにSonotaCo Network の多くのデータを使用させて頂きました。観測者の皆様ありがとうございました。
VLF 流星のいくつかは次のところに掲載してあります（音付きの動画がダウンロードできます）。
http://tunguska.html.xdomain.jp/VLF/VLF.html
6. 参考文献⑴ Colin S.L.Keay : Anomalous Sounds from the Entry of Meteor Fireballs :SCIENCE 3 October 1980, Volume 210⑵ George John Drobnock : Radio Waves from a Meteor ? :Sky & Telescope, March 1992