Publ. Natl. Astron. Obs. Japan Vol. 7. 53–66 (2004)

Catalogue of Persistent Trains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and theDevelopment of an Optimum Observation Technique
Masayuki T ODA∗ , Masa-yuki YAMAMOTO∗∗ , Yoshihiro H IGA∗ ,and Jun-ichi WATANABE(Received September 30, 2003)
Abstract
Images of persistent meteor trains successfully detected by amateur observers in Japan during 1988–1997
were archived. The archive contains 122 images for 37 persistent meteor trains including six simultaneous image
sequences from multiple-site observations. Photographic technique for detecting the fine structure of the faint luminescence of meteor trains was established in this period. It became clear that snapshots of short exposures arevaluable for the morphological study of persistent trains. As a result of the application of this technique, spatial andtime resolved images of persistent trains were gradually improved during 1988–1997, leading to the MEteor TRain
Observation (METRO) campaign in Japan.
Key words: Persistent meteor train, Imaging, Simultaneous observation, Amateur observers, METRO campaign.

1. Introduction
Meteor trains are identified as faint and thin luminous
plasma clouds that can be seen after the appearance of brightmeteors. Most of meteor trains usually disappear within a few
seconds; however, some meteor trains can present from 10
minutes to 1 hour. These long-lasting trains are defined as persistent trains. However, the detailed mechanism of the luminescence of persistent trains has not been clarified yet. Persistent train phenomena are so rarely observed that the archived
images are very valuable for the investigation of the morphology of persistent meteor trains.
Such persistent trains were reported by general publicfrom ancient times (Watanabe and Nagasawa 2000). Persistent train drawings, shown in Figures 1-1 to 1-3, were quoted
from ancient personal notes or diaries, which were written in
19th century (the “Edo” era) in Japan. Figures 2-1 and 2-2 arerecent sketches recorded by amateur observers in 1982 and in
1992, respectively. The former image shows a spiral structure whereas the latter is a “chopsticks” shaped train. Strong
motivation to observe meteor trains in detail was led by thesestrange images. Assuming the former appeared at 100 km altitude above the observer, the both of diameter and repetition
wavelength of the small-scale spiral can be found to be about
900 m. In order to investigate detailed morphology of persistent trains, photographical observations using telephoto lens
are necessary. Due to the rapid morphological change of meteor trains, quick aiming at persistent trains and short exposures less than 5 seconds are very significant.
Meteor train observations have been led by amateur observers because large amount of their observations could detect the exceedingly rare and unexpected phenomena. The
photographic technique applied to detect the faint lumines∗ Meteor Train Observation Campaign, 1–16–13, Izumi, Suginami, Tokyo 168–0063, Japan.
∗∗ Kochi University of Technology, 185, Miyanokuchi, Tosayamada, Kochi 782–8502, Japan.

cence of meteor trains was the following: high-sensitivity filmof ISO 1600 or grater (frequently with intensifying development), wide aperture lens of F=2.8 or brighter, and short exposure time. Typical instrumentation for meteor train observations is shown in Figure 3. Initially, a 50 mm lens of F=1.4
was mainly used, whereas a 200 mm telephoto lens for detailed
imaging was used in 1997. Meteor train imaging method aswell as photographic resolution and sensitivity had been gradually improved during 1988–1997, leading up to the MEteor
TRain Observation (METRO) campaign in Japan during theLeonids’ storm period 1998–2002 (Toda et al. 2003).
In this catalogue part I, images of persistent meteor trains
which had been successfully photographed by amateur observers in Japan during the period 1988–1997 are archived.
The results obtained during 1998–2002 will be published in
the catalogue part II (Higa et al. 2004).
2. Image archives
37 observations of persistent trains obtained between
1988 and 1997 in Japan were archived. About half of theimages were photographed by the authors. The other images
were observed by a few pioneers in their own trials and werecollected afterward. Table 1 is an observation summary containing the following information: name of the parent meteor
shower, observed date and time, observer, number of obtained
images, focal length f and F-number of lens used, observationsite (city or town, prefecture), and image sequence code.
2.1 Code of image sequence

The observation code of each image is based on the nameof the parent meteor shower, observation date and time, observer, and photographical conditions.
(examples)
123456789012345678901234567 (column numbers)
O198810220231_yamanami1CF01
L200111190116Btodamasa2MF01

54

Table 1. List of archived persistent trains. All cases (37 sequences for 29 trains) were observed in Japan during 1988–1997, including 6 groups of simultaneous observation from multiple sites (Train3, 4, 11, 18, 19, and 23). Images archived in Figures 4-1 to 4-8 are numbered by ‘No.’ and ‘Images’ of this table. Code of each image sequence is labelled by the rule described as the text ofsubsection 2.1. Though the number listed in the column of ‘Images’ means whole obtained samples, not every image was archived in Figures 4-1 to 4-8. Some data were quoted from referred
articles (Ueda 1988, Noda 1993, Toda 1993, and Shiba 1998).

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation TechniqueFig. 1. Ancient sketches of persistent meteor trains. Figure 1-1
is quoted from “Tsurumura Nikki” (Diary of Mr. Tsurumura Kaneko) written in 1813 at Ishikawa prefecture.
In description, the author wrote ‘In the dawn of Dec. 8,
1813, at about 6 o’clock, a fireball flew from east to
west. It looked like a gold shinning gourd and slowly
flew to northern west with remaining white fabric trail
along the path.’ Figure 1-2 is quoted from “Kadoyashiki Kyusuke Oboegaki” (Notes of Mr. Kadoyashiki)
written in 1836 at Iwate prefecture (Watanabe 1994).
The author wrote that ‘A red luminescent cloud appeared in the west at about 2 or 3 o’clock at night inOct. 13, 1836. Its shape was like this.’ Figure 1-3
was quoted from “Kitatani Hanzou Kiroku” (A memorandum of Mr. Kitatani) written in 1862 at Tokushima
pref. The author wrote that ‘About 4 o’clock at night ofNov. 11, 1862, something luminescence like a fireballor a fire on grind stone was found in the sky at slightly
southward from the zenith. Though it was a moonlit
night, the light whose size was a bolt of silk cottonshined into my house for a while and the luminescence
was lasting for about one hour. Then, it became whiteand disappeared.’ These ancient Japanese descriptions
were collected by Watanabe and Nagasawa (2000) and
Watanabe, Y. (private communication, 2003).

(explanations)column 01: Name of the parent meteor shower(‘L’ : Leonids, ‘O’ : Orionids, ‘P’ : Perseids, ‘T’: Taurids, and ‘S’ : sporadic meteor)
column 02–13 : Observation date and time:
02–05 : Year (YYYY)
06–09 : Month and day (MMDD)
10–13 : Hour and minute (HHMM) as Japan Standard Time (JST=UT+9h)

55

Fig. 2. Recent sketches of persistent meteor trains observedwith a binocular. The persistent train shown in Figure 21 was observed 5–10 seconds after the appearance of anOrionids’ fireball of −8 magnitudes on Oct. 23, 1982
(Suzuki 1989). The field of view of 9×35 mm binocular was 7.3 degrees. The train shown in Figure 2-2 wasobserved after an Orionids’ fireball of −7 magnitudes
appeared at 1:31:05 on Oct. 22, 1992. Description of“Dark-striped pattern was spreading as it sprang fromthe center to both sides. The empty space was foundalong the center line and diffused as time went by.” wasadded (Abe, private communication, 2003).

column 14: Alphabetical order if multiple trains appeared within a minutecolumn 15–22 : Observer name code (8 characters)
column 23: Camera number for each observercolumn 24: Type of color (‘C’ for color imaging, ‘M’
for monochrome one)column 25: Type of camera (‘F’ for film, ‘D’ for digital device of CCD or CMOS, and ‘V’ forvideo)
column 26–27 : Image number of each sequence by 2
columns

2.2 Field of view of the image

All observations reported in the period 1988–1997 weretaken with a 35 mm size photographic camera with an objec-

56

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

meteor trains were observed. Six groups of image sequenceswere successfully operated from multiple stations as well as 23
examples were observed from a single site. The archive contains at least one image for almost every sequence, however,
not every image is shown in this paper due to the limitation of
space. Electronic file archives of the 252 meteor train images
are also available on the web site (Yamamoto et al. 2004).
Fig. 3. Typical 35 mm size photographic cameras used for
persistent train imaging. Wide aperture lenses wereselected for detecting faint luminescence. Equipped
lenses are a 50 mm lens of F=1.4 (left) and a 200 mm
telephoto lens of F=2.0 (right), respectively. The camera with telephoto lens should be loaded with anothersub-camera with a 50 mm lens because wide field ofview is effective for determining the direction of field
as well as for fail-safe operation. In addition, a steadysingle-grip and well-balanced camera platform is necessary for quick aiming. A photographic camera with
autowinder and data backup system has great advantage
for accurate persistent train imaging.
Table 2. Field of view of typical lens for 35 mm film camera.
Focal length
(mm)
35
50
85
105
135
200

Field of view
(degrees)
53.0×37.0
39.0×26.0
25.3×17.0
19.5×13.0
15.1×10.1
10.3× 6.8

tive lens except for sequence No. 9 (video observation with a
Hamamatsu VB 1366B image inensifier. Focal length and Fnumber of lens and some other features were varied by eachobserver. The size of each field of view is proportional to the
focal length of each selected lens. Typical focal lengths andcorresponding fields of view are listed in Table 2. The fieldof view for each image sequence is written as ‘FOV’ in the
Figures 4-1 to 4-8 because many samples are trimmed images.
2.3 Other parameters

In Figures 4-1 to 4-8, ‘Ts’ means start time of each exposure, counted from the appearance of the parent fireball.
‘Exp’ represents the exposure period for each snapshot. Because of the rapidly diffusing feature of persistent trains, images with short ‘Ts’ and ‘Exp’ are very significant for morphological study. Some observers selected larger ‘Exp’ near
the end of their observation sequences in order to obtain clear
images of faint long-lasting trains. Absolute observing timeis also significant for multiple site observations. By using atape recorder, click sound of cameras can be simultaneously
recorded with sound of the time signal, so that the exposure
timing of each snapshot was accurately obtained in many recent cases. Accurate time signal can be easily obtained whenever either a GPS receiver or a shortwave radio is available.
Meteor train images obtained in the period 1988–1997
are archived in Figures 4-1 to 4-8. Here, images are orderedby their appearance date and time. In this period, 37 persistent

3. Discussions
The archived persistent trains of Orionids in 1988 (Figure4-1) were the first significant examples for simultaneous observation of the decade 1988–1997. Before 1994, several pioneer examples of photographical persistent train observations
were taken with short exposure time within 15 seconds. In
this trial period, the focal length of each observation was lessthan 105 mm, so that the spatial resolution of each train image
was relatively insufficient. In 1995, simultaneous observationof a Leonids’ persistent train was obtained by two observers(Figure 4-3). However, the triangulation condition was insufficient because one observation was made with a long exposure time. In 1996, two successful multiple-sites observationsof Leonids’ trains were carried out (Figures 4-5 and 4-6). The
triangulation results of simultaneously observed trains wereshown in Table 3. In 1997, three series of close-up Leonids’
train images were successfully taken with a 200 mm telephotolens, so that two spiral-like train image sequences were clearlyobtained (see Figures 4-7 and 4-8). Using two-sites simultaneous observation of the spiral-like train, Shigeno et al. (1998)
reported triangulation results. In this observation period during 1988–1997, amateur observers successfully obtained significant results of persistent trains by repeated attempts with
progressing the spatial/time resolution of each image, leading
up to the subsequent observation campaign (Toda et al. 2003).
After the first simultaneous observations of the Orionids’
train, the following 10 years of effort were devoted to determining optimum technique for fine imaging with high spatial/time resolution, i.e., short exposures less than 4 seconds
with telephoto lenses longer than 200 mm. In this decade before the METRO campaign, there were 17 observers working
to detect persistent train images. The total number of successful results was limited to 37 examples; however, these trials were very worthy to evaluate the observation technique tomeasure persistent train structures in detail.
Upper atmospheric wind with velocity up to 150 m s−1
was reported in the altitude range from 90 km to 100 km(Larsen 2002). The altitude range typically corresponds tothe height of meteor train luminescence. Being affected by
the rapid atmospheric stream, morphological changes of persistent trains were frequently observed with kink and/or large
loop structures. Namely, simultaneous imaging of meteor
trains with long exposure can reveal the wind velocity of the
background atmosphere (Liller and Whipple 1954; Sugimoto1984). However, in order to obtain the fine structures of persistent trains, rapid repetition of short exposure is required.
Comparing the observations in 1988 with that in 1997 (SeeTable 1), exposure time was reduced from 15 s to 4 s and the
focal length of the telephoto lenses changed from 50 mm to
200 mm. The field of view of a 200 mm lens was effective fordetailed imaging. Spatial/time resolution of the images could
be successfully improved by these technical advantages.

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation Technique57

Fig. 4-1. Image sequences of the persistent train No. 1 to No. 6. Image sequences of No. 3 and 4 as well as No. 5 and No. 6 were
simultaneously observed with each other.

58

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Fig. 4-2. Image sequences of the persitent train No. 7, 8, 9, 10, and 12.

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation Technique59

Fig. 4-3. Image sequences of the persistent train No. 11, 13, and 14. A two-sites simultaneous observation was established betwen No. 13
and No. 14.

60

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Fig. 4-4. Image sequences of the persistent train No. 15 to No. 19.

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation Technique61

Fig. 4-5. Image sequences of the persistent train No. 20, 21 and 22. Simultaneous two-sites observation was established between No. 21
and No. 22.

62

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Fig. 4-6. Image sequences of the persistent train No. 23, 24, 25, 26, and No. 28. Image sequence of No. 23, 24, and 25 were simultaneously
observed with each other.

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation Technique63

Fig. 4-7. Image sequences of the persistent train No. 29 and 30. Including image sequence of No. 31, a three-sites simultaneous observation
was established.

64

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Fig. 4-8. Image sequences of the persistent train No. 31, 32, 34, 35, and 37. Image sequence of No. 31 was simultaneously observed with
No. 29 and 30.

Catalogue of PersistentTrains I: Meteor Train Images during 1988–1997 and the Development of an Optimum Observation Technique

65

Table 3. Triangulation results of simultaneously observed persistent trains. ‘Tm’ means time from appearance of parent meteor. Triangulation results of trains 3, 4, 19, and 23 were quoted from referred articles by Urasaki (1989), Suzuki et al. (1989), Suzuki (1998),
and Shigeno et al. (1998), respectively. Residual error of train 23 was calculated by Shigeno (2003, Private communication).
Residual error of train 10 was relatively large because of low time consistency between two independent observations as well as
low time resolution of long exposure image of No. 14-1 (See Figure 4-3). Note that the top and bottom ends of a persistent train
are ordinarily faint and rapidly disappeared. Therefore, if ‘Tm ’ at triangulation time were less than 30 s, the top altitudes of trains
3, 11 and 18 might be about 5 km higher as well as the bottom altitudes might be a few km lower.
Train
Parent meteor shower
Observation date (JST)Triangulation time (JST)Tm at triangulation time (s)Top altitude (km)Bottom altitude (km)Real length of train (km)Average train width (m)3Orionids
10/22/88
04:05:04
62
100
84
19
580

4
Orionids
10/22/88
04:08:51
10
109
88
23
660

Snapshots with short exposures enabled us to clarify
some tiny structures of persistent trains. Knot structures or
spiral-like turbulences were found in many cases. Typical
width of the tiny structure was about 400–1000 m in the first
shot of each sequence. “Chopsticks” type structures wererarely detected in this observation period 1988–1997; however, if higher spatial resolution were realized, clear “chopsticks” structures might be detected in some cases. The morphological classification of persistent trains was introduced inanother paper in detail (Higa et al. 2003). Other large-scalewave or loop shapes were also seen. The 3-dimensionally analyzed results of these shapes might be interpreted as largescale spirals (Yamamoto et al. 2003). Using the results ofmultiple-site observations, altitude distribution of persistent
trains can be obtained. Six triangulation results of persistent
trains were listed in Table 3. Highest top altitude was 109 km
whereas lowest bottom was 75 km. Real length and averaged
width of each train were also shown.
Applying high-sensitivity color films with short exposures, color information was also available in recent train images. At about 30 seconds after parent fireball appearance,
the color ordinarily changed from bluish-white to orange. The
transition was usually seen bottomward first, probably depending on the composition of in-situ atmosphere and the parent
meteor. It was also found that the shape of meteor trainschanged rapidly within 30 seconds of the appearance of parent fireball and remained relatively stable afterward. Therefore, observations of the first 30 seconds are very important to understand not only the morphology of the persistent
train but also its emission mechanism. Using the observationstyle applied here, every amateur observer can contribute meteor train observations because commercially produced instruments are sufficient for the observations. Though the observation method requires human response time, observers candirect a lens to a meteor train within about 10 seconds.
This archive part I includes the persistent train images of
meteor showers of the Orionids, the Perseids, the Leonids, andthe Taurids, together with that of sporadic meteor obtained in
the period 1988–1997. The decade was roughly corresponded
to an encounter “rush” of perihelion passage of each parent
comet: the comet “1P/Halley (Feb. 9, 1986)” for Orionids, the comet “109P/Swift-Tuttle (Dec. 12, 1992)” for Per-

11
Leonids
11/19/95
01:42:30
270
101±3
86±1
25
1400

18
Leonids
11/17/96
04:12:508398±188±0.211750

19
Leonids
11/17/96
05:16:05
15
100
75
26
810

23
Leonids
11/18/97
02:42:3711102±0.3
89±0.218
460

seids, and the comet “55P/Tempel-Tuttle (Feb. 28, 1998)” forLeonids, respectively. Although a difference of train structure due to parent meteor showers was not clearly confirmed,
detection rate of persistent trains for Leonids was larger thanfor other showers. Leonids’ fireballs of the same magnitude
could easily generate persistent trains. It is probably because
the Leonids’ fireballs have the feature of rapid incident velocity, i.e., larger energy. Many failure trials experimentally indicated that meteors fainter than −2 magnitudes may not generate clear persistent trains; however, fireballs brighter than −4
magnitudes can effectively generate brilliant and long-lasting
trains.
4. Conclusion
Persistent train photographs observed in Japan during
1988–1997 were archived. 37 results obtained by amateur observers successfully contributed to the morphological study ofthe exceedingly rare phenomena of persistent meteor trains.
The imaging technique using 35 mm size photographic cameras with high-sensitivity films was established in that 10 years
period. With the efforts of many amateur observers in Japan,
the technique was developed to a systematic observation of
the METRO campaign for obtaining multiple-sites simultaneous imaging of persistent trains. The catalogue of persistent
trains is valuable for clarifying the generation and luminescence mechanisms of persistent trains as well as the composition and microstructure of parent meteors. Moreover, the train
image sequences including the information about the interaction between penetrating meteor and surrounding atmospherecan make a contribution to investigating the upper atmospheric
dynamics.
Acknowledgements
The authors are very grateful to the following observers
who kindly reported their worthy observations to the archives:(sketches) Shinsuke Abe and Kunihiko Suzuki; (photographs)
Mitsuhiro Fujita, Masato Kobayashi, Kouji Maeda, Tatuo
Minobe, Atsushi Narita, Tsukasa Noda, Chikara Shimoda,
Hiroyuki Shioi, Shigetaka Shiraishi, Satoshi Suzuki, Naoko
Tanaka, Oto Watanabe, Hajime Yamanaka, Yoko Yamanami,
and Masakuni Yamasaki; (data collection and calculation)
Kouji Maeda, Yasuo Shiba, Yoshihiko Shigeno, Satoshi

66

M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y. Higa and J.-I. Watanabe

Suzuki, and Taro Urasaki. They also thank Yoshikazu Watanabe for his effort for collecting the ancient sketches. The authors wish to express their sincere thanks to Dr. Kou Nagasawa for his continuous suggestion and encouragement. Finally, they wish to present their gratitude to Drs. Shinsuke
Abe, Kouji Maeda, and Lawrie Hunter for their fruitful suggestions for evaluating this paper.
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adtbk\›UV=yt_X1.5 S…J®¯°±²•PQ»·\Uf$%&'()'gJ¼¶Vš’}!"U½¾[O I]:‰ŠV¿a~\‚d\…¶0†ˆ 105km À¹9JÁÂVÃ}:Fe I, Fe II (368-546nm), CaI (423nm) • Ca II (394, 397nm) YVÄ‚:¹ºVÅ‚ Na I (589nm)• 610-670nm J N2 JW>VÄkJ }mdkyU¦[§\X10 S…am¹ºJ‹=JÆVÇ`:ÈVÉÊ‚•‘pb 10-20 S…JHDCAEm
Mg I (517nm)V„ËÄ‚:Mg I (457nm), Fe I (537nm), Mg I (553m), FeO? (568nm), Na I (589nm)d•V·z§\X30 S…am Na I (589nm)U FeO? (568nm)J€•V£¤¥ad`:ÌÍ•±’J* +"VÎŽ•a[_tbÏÐÑ§bk\X
R ›§z»|UÒ\Uf!"gmŸ ¡¢•[OI]}^`:W>†ˆV 100km ÀÁ:W>ÓÔ0ÄˆV 1/ead\Ž•9V 0.7ƒ0.8 S0[OI]J$¯•ÕÖ&¯•×Ø A21 m 1.3 [sec^-1]Ùˆ:7ÚaLtbÛÜÝd
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f$%&'()'gmW>†ˆ 85-105km?}í+Ž•V 30 SÙˆJîï€••ð
J=åœ•žY:f*+"gmW>†ˆV 85-95km }í+Ž•VØ=yzØŽ•JñAòGóUîï Ÿ‘
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Fig. 1 ÷±¯øaL\NO'ù•ú±@A™û0http://www.spacerocksinc.com/September3.html:
É.ÑüV NMS ½ýaþÿ9

2006JPGU＠幕張メッセ 2006. 5.17

短痕の高度解析
Height analyses of short-duration meteor trains○戸田雅之（日本流星研究会)
山本真行（高知工科大学 電子・光システム）
重野好彦（流星物理セミナー）
春日敏測（国立天文台）
比嘉義裕（日本流星研究会）
渡部潤一（国立天文台）
Masayuki Toda（METRO Campaign／Nippon Meteor Society）
Masa-yuki Yamamoto（Kochi University of Technology）
Yoshihiko Shigeno（Meteor Science Seminar）
Toshihiro Kasuga（National Astronomical Observatory of Japan）
Yoshihiro Higa（NMS）
Jun-ichi Watanabe（NAOJ）

MSS-113痕

はじめに流星出現直後の軌跡上に流星痕が見られることがある。継続時間の長さで短痕と永続流星痕に分けられる。本報告では便宜的に出現後10秒を短痕と永続流
星痕の境界とした。長時間継続する永続流星痕については、永続流星痕の同時観測で立体構造の解明を指向した「流星痕同時観測（ＭＥＴＲＯ）キャンペーン」
は我々観測チームと観測協力者による2001年しし座流星群の大出現で一晩に150例を超える永続流星痕撮像データが取得でき(Higa et. al., 2005）、良好な同時観測例から永続痕の高度解析成果が生み出された（Yamamoto et. al., 2005)。
流星出現直後から 10秒以内で消失する短痕については観測例が極めて少なかった。我々は重野他（1992〜現在）により蓄積された流星の軌道算出を目的にしたI.I.+Video２点同時観測に短痕が多く記録されているのを見いだした。出現してからカメラを向ける永続流星痕観測に対し写野固定のI.I.+Video観測は、従来の流星永続痕観測で手薄だった流星出現直後から１０秒程度の穴を埋めてくれる。今回は2001年しし座流星雨のI.I.+Video動画像から短痕を抽出し、発光高度を求めた。

観測と解析
2001年11月18日17:14-20:17(UT)／19日 02:14-05:17(JST)の183分間にかけて観測した。I. I. （イメージ・インテンシファイア）+ビデオカメラの観測システムを群馬
県赤城山麓（ E:139d11‘ N:36d28’ H:529m）と埼玉県長瀞（ E:139d06‘ N:36d05’
H:230m）に設置した。使用レンズは85mmF1.2。写野（FOV）は8.5°×10.5°。２
観測地点間の距離は 43km。観測最微等級は10.3-9.7等級。
本発表にあたり184分間の動画像から、眼視観測で極大とされた18日
18h30mUT（19日03h30mJST）を中心に前後60分間を使用した。
これらの動画像は動体検出ソフト（UFOCapture：シェアウエア）と動画ファイルを１フレーム毎に分割させるソフト（IrFan View：フリーウェア）、位置測定ソフト（PicturePosition：研究協力者宮本氏作成のソフト）を組み合わせてビデオテープ
をＰＣで処理可能なファイル形式に変換後、短痕の位置測定を実施した。

流星出現時刻と光度短痕の高度分布
160

17:30
-8

Train appear(Upper Alt.)
Train appear(Lower Alt.)
Train maximum(Upper Alt.)
Train maximum(Lower Alt.)
Train disapper - 1Frame(Upper Alt
Train disappear - 1Fr(Lower Alt.)

150
140

-7

18:00

18:30

流星光度 [Meteor mag.]

-6
-5
-4

130

-3

120

-2
-1

110

0
1

100

2
3

90

4

80

5

0

20

40

60

80

100

120

140

160

180

Time [UT]Frame

流星光度別 流星と短痕の高度分布図
170

Meteor Upper altitude
Meteor Lower altitide
train max.(Upper alt.)
train max.(Lower alt.)

160
150
140
130
120
110
100
90
80
70
-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

1

2

3

Brightness [magnitude]

4

5

6

7

8

9

10

19:00

19:30

20:00

短痕の高度グラフ（１）L20011118_174850
mag.:1.8

130
120
110
100
90
80

Upper Altitude
Lower Altitude

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

Videoframe coun

110

120

130

140

150

160

170

180

170

180

170

180

170

180

130
L20011118_175254N
mag.:3.0

Upper altitude
Lower Altitude

120
110

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

110

120

130

140

150

160

Videoframe count110

L20011118_175928N
mag.:0.0

Upper altitide
Lower altitude

100
90

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

110

120

130

140

150

160

Videoframe countL20011118_180640N
mag.:2.5

106
100
94

Upper Altitude
Lower altitude

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

Videoframe count

100

110

120

130

140

150

160

短痕の高度グラフ（２）Upper altutude
Lower altitude
127
120
113

L20011118_181219
N
mag.：－0.9

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

110

120

130

140

150

160

170

180

Video frame countL20011118_181337N
mag.：0.5

130
120
110
100

Upper altitde
Lower altitude
0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

110

120

130

140

150

160

170

180

170

180

Videoframe countL20011118_18171
mag.:－0.5

Upper altitude
Lower altitude

90
80
0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

110

120

130

140

150

160

Video frame cou
120
L20011118_181909N
mag.：0.0110100Upper Altitude
Lower Altitude

90
0

10

20

30

40

50

60

70

80
90 100 110
Video frame count

120

130

140

150

160

170

180

短痕の高度グラフ（３）L20011118_181934N
mag.：－6.3

130
120
110
100
90

Upper altitude
Lower altitude

0

10

20

30

40

50

60

70

80

90

100

Video count frame

110

120

130

140

150

160

170

180

短痕の出現から消失まで（各１秒露出）（2001年11月18日:M.Toda）

短痕の出現から消失まで（各１秒露出）（2001年11月18日:M.Toda）

L20011118181934_Akagi
Mag:−5

L20011118_181934_Nagatoro
Mag:−4

Meteor upper altitude :+120km
Lower altitude : 92-km

Meteor Upper altitude :+123km
Lower altitude : 93-km

短痕の上端／下端高度の時間変化
124
122
120
118
116
114
112
110
108
106
104
102
100
98
96
94
92
90
88

上端高度
下端高度

0

50

100

150

200

観測結果と考察（１）（１）2001年11月18日17:14-20:17(UT) ／19d 02:14-05:17(JST)に撮影されたI. I.
Video動画像から26例の短痕が得られた。内訳はしし座流星群：20例。散在：６例。
・26例の短痕の高度分布は以下の通りである。
高度平均範囲
短痕（出現直後・上端高度）
119.3km107.6〜153.8km
短痕（出現直後・下端高度）117.0km
94.2〜153.0km
短痕（最大長・上端高度）
119.5km101.8〜141.0km
短痕（最大長・下端高度）
98.9km
89.7〜106.1km
短痕（消失直前・上端高度）
110.0km
94.0〜129.1km
短痕（消失直前・下端高度）
105.9km
90.0〜116.6km（参考：短痕を発生させた母流星の高度分布）
高度平均範囲
母流星（上端高度）127.6km113.1〜158.3km
母流星（下端高度）94.1km
86.6〜102.6km

観測結果と考察（２）（２）永続続続流星痕20例の高度分布（Yamamoto et. al.: 2005）と今回明らかになった短痕の高度分布とを比較した。
高度平均範囲
短痕（出現直後・上端高度）
119.3km107.6〜153.8km
短痕（出現直後・下端高度）117.0km
94.2〜153.0km
短痕（最大長・上端高度）
119.5km101.8〜141.0km
短痕（最大長・下端高度）
98.9km
89.7〜106.1km
短痕（消失直前・上端高度）
110.0km
94.0〜129.1km
短痕（消失直前・下端高度）
105.9km
90.0〜116.6km----------------------------------------------------------------------永続流星痕（上端高度）
99.5km
95.0〜106.0km
永続流星痕（下端高度）
86.3km
75.0〜 94.0km
厳密には同一流星の短痕と永続流星痕との比較ではないが、短痕は永続流星痕の上端高度より高い高度で発光している。
（３）短痕発光直後は流星本体後方に「金魚のフン」状態で観測されている。

観測結果と考察（３）（４）高度140kmを超える領域で短痕が観測された。
（５）母流星の等級に短痕の高度分布に差が見られた。
（６）下端高度の地方時依存性（Yamamoto et. al.: 2005）は短痕には見られなかった。
ただし、高度解析を実施したのは観測時間３時間のうち流星数の多い２時間なので、残り１時間分を解析して傾向を見てみたい。
（７）短痕出現中の高度変化が明らかになった。短痕最大伸張後、下端の高度が上昇し、あたかも上端側に収束するものもあった。
（８）2001年しし座流星雨では短痕のカラー撮影に成功している（ポスター参照）。
１秒露出で２コマ写っていて、色は鮮やかな緑。酸素禁制線（ＯＩ557nm）のlifetimeが１秒なので、カラー写真と矛盾していない。今後は通常のI. I.２点観測に併せて分光観測も実施したい。

ＭＳＳ－１１６ 痕

流星痕(りゅうせいこん
meteor train)について
流星痕同時観測キャンペーン事務局
比嘉義裕 (ひがよしひろ)【流星痕とは？】『流星痕』とは、流星が出現した後に、その飛跡に沿って出現する発光体である。
その継続時間により、およそ３秒以下のものを『短痕』、３０秒以上(ときには数十分)継続するものを『永続痕』と呼ぶ。
写真１：2000 年 11 月 19 日 03 時 35 分 31 秒に出現
した、しし座流星群の-5 等の火球に伴って出現した流星痕。撮影：比嘉義裕【流星痕について、わかってきたこと】
１.平均高度は、およそ地上９３ｋｍである(おもに、しし群)[文献１]。
２.出現高度はおよそ地上１００ｋｍ、消失高度はおよそ地上８６ｋｍである。また、出現高
度は、出現時刻(輻射点高度＝大気突入角)により変化が見られないが、消失高度は、出現時刻が遅くなる(輻射点高度＝大気突入角が、大きくなる)と、地上に近づいてくる(おもに、しし群)[文献１]。
３.おもな発光物質は、地球大気の分子である。時系列にあげると、まず酸素( OI, 557.7nm
禁制線)(オーロラグリーン)が見られ、次に Na,Mg,Fe,Ca などの金属や N,O など(高高度より
青～白～赤)が見られ、最後に FeO(赤茶色)が見られる(しし群）[文献２,３]。
しかしこれらは、各々が、次に発光する物質のトリガーにはなっていないようである。
４.全体的な形状は円柱状であり、うち大きな流星痕はチューブ状になっていると考えられる[文献４]。これは 2001 年 11 月 19 日 01 時 47 分に出現した－８等のしし群火球にともなう流星痕が、地上のどの方向からも２本線にみえたこと[文献５]などより、推測できる。
５.部分的な形状は、こぶ形状、らせん形状、あみ目形状に分類できる。これらは一つの流星痕に複数存在することがある[文献４]。

写真２:こぶ形状(2001 年しし群 石塚洋一氏）［文献４］

写真３:らせん形状(2001 年しし群 比嘉)[文献４]写真４：あみ目形状の例(2001 年しし群 撮影:前田幸治氏・II ビデオ映像からコンポジット) ［文献４］６.形状を出現時刻ごとにみると、全体的な形状は、これを見た目で１本線、２本線としたとき、出現率は、１本線が２４％、２本線が７６％で、出現時刻による変化はなかった(しし群)[文献６]。また部分的な形状は、こぶ形状は減少、らせん形状は増加、あみ目形状は変化がなかった(しし群)[文献６]。
時刻(輻射点高度) 別 部分形状パーセンテージ

こ ぶ％
らせん％
あみ目％

100

パーセンテージ

80
60
40
20
0
～０１：３０( ３５゜) ７例～０２：３０( ４５゜) １３例～０３：３０( ５５゜) ２１例～０４：３０( ６５゜) ２０例

０４：３０～
１４例

日本標準時 (輻射点高度) 例数
表１：2001 年 11 月 18/19 日のしし群流星痕の、出現時刻別、部分形状のパーセンテージ[文献５]７.流星の最大発光部に流星痕が出現するわけではないようだ。すなわち大気成分とその濃度の影響が大きいと考えられる。
８.流星痕は、明るく(－４等以上)、または速い流星のときに見えやすいことが経験的にわかっているのだが、１等級程度の明るさで、あるいは遅い流星でも、流星痕が出現することがわかってきた。これらは非常に淡い光で、肉眼で捕らえることは極めて困難である。
この『見えない痕』の発見は、流星痕をコンスタントに観測する上で、重要である。
９.フィルムカメラによる撮影よりも、デジタルカメラによる撮影のほうが、良好なデータが残せるようである。感度特性(デジタルカメラは赤外領域に強い)によるのかもしれない。

【流星痕について、まだわからないこと】
しし群以外の流星痕については、サンプル数が少ない。超高速という特徴を持つしし群による流星痕の解析結果だけで、流星痕のすべてを説明するのは、困難と思われる。
たとえば発光物質であるが、特に、ふたご群に代表される中～低速群では、しし群で見られた、酸素禁制線によるオーロラグリーンや、高高度より青～白～赤に別れて見える発光が、ほとんど観測されていない。
また、出現高度も、しし群以外では、統計的に満足できるデータがなく、いまだ不明といってよい。良好なサンプルを得た例はある。鈴木らは、1999 年 12 月 15 日 04 時 13 分 40 秒に出現した－６等のふたご群に伴う流星痕について、出現高度１０２．１ｋｍ、消失高度８７．２ｋｍを検出した[文献７]。
さらに、形状も不明点が多い。流星痕は、出現してもすぐに消えてしまうし、高層大気風や自己の運動などで、みるみる変化・拡散してしまうから、明瞭な形状を記録することはとても難しい。しし群においては解明が進んだものの、それ以外の流星痕にもこの形態分類が当てはまるのか、未だ不明である。特に、チューブ状(２本線に見える)、非チューブ状(１本線に見える)のできる条件や、そもそも２本線の流星痕は本当にチューブ状なのか(流星体が分裂して２本線になったのではないか？)など、謎は多い。
これらの解明は、これからの“質の高い”観測にかかっている。

【流星痕を観測しよう！】
流星痕の観測だが、できれば精度が高く解析に足るデータを取りたい。特に、現在は、出現
高度のデータが不足しているので、多地点同時観測が望まれる。
以下に、永続痕の撮影方法を示す。(★は必須、☆は可能なら)－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－★一眼レフカメラ(高感度ビデオなら、なお良い)・フィルム、デジタルともにＩＳＯ１６００以上の超高感度を設定する。
・レンズは焦点距離５０ｍｍ以上(望遠ならなおよい)
・絞りはＦ２．８以下(明るければなおよい)・シャッタースピードは５～１０秒
・撮影枚数は、流星痕の動く方向をとらえるために、必ず複数(最低で２枚)★三脚・レリーズなどの、天体写真の撮影道具★流星出現時刻と流星痕撮影時刻が記録できるもの(時計とレコーダー、ビデオなど)・複数名で観測する場合は、記録係をおいてもよい・デジタルカメラなら、撮影後にプロパティで撮影時刻を確認できる☆流星撮影用カメラ(ガイド撮影が望ましい)・母流星の情報を得る(特に、出現高度と、出現座標)－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－－
また、『見えない痕』も積極的に狙いたい。これは視認できないので、０等級以上の流星が出現したら、その座標にカメラを向けて数枚撮影することになる。
出現座標は、“指差し確認”をおこなうと特定しやすくなる。
上記の撮影方法に加え、シャッタースピードを１０～３０秒程度にする必要がある(非常に淡い光なので、早めのシャッタースピードだと、写らない可能性がある)。
２００７年後半は、主要群の活動時に月明かりの影響が少なく、流星群の当たり年である。
流星痕の出現に実績のあるペルセウス群と、オリオン群(昨年突発出現し、今年も期待できる)は、永続痕も『見えない痕』も狙える。おうし群とふたご群は『見えない痕』をメインに狙っていきたい。

【流星痕同時観測キャンペーン事務局】
流星痕同時観測(METRO)キャンペーン事務局は、流星痕の観測・解析研究・データ収集とアーカイブ製作をしている、銀河系で唯一のチームです。
観測データの送付、または、お問い合わせなどありましたら、以下にお願いいたします。

http://www3.plala.or.jp/MY_Yamamoto/campaign/
train@nms.gr.jp【参考文献】
１．Yamamoto, M.-Y., Toda, M., Higa, Y., Maeda, K., and Watanabe, J.-I.: Earth, Moon,andPlanets, Volume 95, Issue 1-4, pp. 279-287, 2005
２．Abe, S., Ebizuka, N., Murayama, H., Ohtsuka, K., Sugimoto, S., Yamamoto, M., Yano,H.,
Watanabe, J, I., Borovicka, J.: Earth, Moon, and Planets, 95, 265, 2005
３．阿部新助,矢野創,海老塚昇,春日敏測,杉本雅俊,渡部潤一.: 流星に生命の起源を求めて,
天文月報,第９５巻,１１号, 515-528, 2002
４．Higa, Y., Toda, M., Yamamoto, M.-Y., Fujita, M., Suzuki, S., Ishizuka, Y., andMaeda,K.: Inst. Space Astro. Sci.Rep. SP 15, 245–252, 2003
５．Yamamoto, M.-Y., Toda, M., Higa, Y., Fujita, M., and Suzuki, S.: Inst. Space Astro.Sci.
Rep. SP 15, 237–244, 2003
６．比嘉義裕.: 流星痕の輻射点高度別および母流星絶対光度別形態分類,天文月報,第９９巻,
７号, 400-401, 2006
７．鈴木智.: ふたご座流星群の永続痕, 第９４回流星物理セミナー, 2000＜＜

２００７年７月１日

流星物理セミナーにて発表＞＞

第１２４回流星物理セミナー 2010 年２月７日(日)超高感度 ISO12800 デジタル一眼レフカメラによる永続流星痕の観測 －2009 年度の成果－
比嘉義裕（日本流星研究会、流星痕同時観測キャンペーン事務局）【１．はじめに】流星痕(りゅうせいこん)は、流星体と地球大気成分が衝突することにより発光した分子雲である。
このうち、寿命が３秒以下のものを短痕、それ以上のものを永続痕と呼ぶ。
永続痕は、マイナス４等
以上の明るい流星に伴い出現しやすいことが知られていた。しかし大流星の出現頻度は多くなく、永続痕の髙精度観測例は、現在でも年間数例にすぎない。
我々流星痕同時観測キャ
表１．流星痕の呼称と、出現ステージ・出現時間の分類
ンペーン事務局は、1998 年
より、流星痕のデータ収集および解析をおこなっている。2001 年しし座流星群により大量に得られた流星痕データは、初期結果３編１）－３）、画像カタログ２編４)、５)、ならびに高度解析結果１編６）を英論文として、永続痕形態分類の成果７）を和文論文として、発表している。
キャンペーン発足時は、銀塩フィルムを用いた永続痕の観測が殆どであったが、永続痕は輝度が淡い
ため、数秒～数十秒の露出が必要となり、詳細構造や発光色などを正確に捕らえるのは困難だった。
一方、同キャンペーンの成果の一つとして、出現時より肉眼では捉えられないほどに淡い輝度である“見えない流星痕(invisible train)”の発見がある（成果の一例として１０） ）。
さて、近年、一眼レフカメラはデジタル化が進み、それに伴い超高感度領域が使用に耐え得るようになった。エントリーモデルでも、ＩＳＯ10000 を超える機能が搭載されているものは少なくない。
流星痕の観測は、デジタル一眼レフカメラを用いることにより、飛躍的に進歩し、特に“見えない流星痕”の観測が容易になった。これは、年間数個しか出現しない永続痕に頼ることなく、流星痕の高精度観測が期待できることを意味する。
本稿では、超高感度デジタル一眼レフカメラを用いた 2009 年オリオン座流星群（以下 Ori 群）、ふたご座流星群（以下 Gem 群）、および散在流星（おおぐま群との判定あり。以下 UMa 群）における流星痕の観測例と、その出現高度について、過去の事例とともに報告する。
【２．方法】
以下の機材を用い、観測した。
２－１．流星痕撮影用機材
Canon EOSKiss DX3 EF50mmF1.8II RAW ISO12800 ノイズリダクション OFF ホワイトバランス太陽光
2 秒露出＆F1.8 開放（オリオン座流星群）、3.2 秒露出＆F2（ふたご座流星群）
１等以上の流星が出現したら、その座標にカメラを向け、撮影を開始する。
このとき“見える流星痕(おもに永続痕。通常マイナス４等か、それより明るい火球に伴い出現する”
なら、見えている間は撮影を継続し、見えなくなった後も、数枚撮影する。視認できなくとも“見えない流星痕”が出現しているかもしれないので、流星出現座標に機材を向け、数枚撮影する。
数枚撮影する理由は、流星痕の移動方向と速度を解析するためである。
なお、ふたご座流星群による流星痕は、他の流星痕に比べ、ひときわ暗いので、露出時間および絞りを工夫する必要がある。

２－２．流星パトロール用機材
Canon EOS KissDX EF-S10-22mmF3.5-4.5 USM mJPG ISO1600 15 秒露出 10mmF3.5 開放
ノイズリダクション OFF ホワイトバランス太陽光
カメラは連続撮影を設定する。レンズが超広角（焦点距離は 35mm カメラ換算で 16mm）なので、15 秒程度の露出であれば、星を点像で撮影できるので、ガイドは不要である。
【３．結果】
観測は、2009 年 10 月 19/20 日から 22/23 日、および同 12 月 13/14 日の、延べ５晩おこなわれ、Ori
群による流星痕を７個（うち１個は“短痕”）、Gem 群による流星痕を１個、UMa 群による流星痕を１個、撮影した。
このうち、2009 年 10 月 22 日 02 時 14 分（Ori 群）、同年月日 02 時 54 分（Ori 群）、同年月日 03 時 21
分（UMa 群）の３個については、流星本体の撮影にも成功した。これらは、SonotaCo ネットワークにても照合が成立したため、出現高度を解析することができた。
３－１．母流星および流星痕の出現高度について
SonotaCo ネットワークのデータをもとに、表２の通り、出現高度が検出された。
-----------------------------------------------------------------------------属性
流星出現時刻 絶対等級
流星出現高度(km)
流星痕出現高度(km)(hhmmss、JST) (mag.)
出現 中間 消滅出現 中間 消滅-----------------------------------------------------------------------------１．Ori
021446-3.4
109.2 100.0 90.8
99.4 95.7 92.0
２．Ori025358-5.3
111.2 101.4 91.6
109.0 100.3 91.6
３．UMa032058-4.0
106.4 97.9 89.3
100.0 95.4 90.8-----------------------------------------------------------------------------表２．Ori 群２例、UMa 群１例の、流星本体と流星痕の出現高度
３－２．流星および流星痕の撮影画像
以下のように、流星および流星痕が撮影された。良好な撮像を示す（画像は反転処理）。

写真１．Ori 群の流星痕※詳細は写真を参照のこと。以下同じ。

写真２．Ori 群の流星と、流星痕

【４．議論】
我々流星痕同時観測キャンペーン事務局は、永続流星痕の出現高度を平均 93km と導き出した６）が、これはおもにしし座流星群の流星痕によるものであった。これが他の流星痕にも当てはまるのかは、観測例が少なく、明言できないものであった。
一方、“見えない流星痕”の観測が確立されていくにつれ、大規模な流星痕でなくても、その出現高度解析に足るデータが得られるようになってきた。
今回の観測により、Ori 群
２例、UMa 群と思われる１例
において、出現高度を検出した。結果は、表３と乖離しな
いものであった。これは、流星痕の出現高度は、流星体の特徴よりも、高層大気成分に強く依存していることを示唆していると考える。
しかしながら、現時点で断定するには、観測例がまだ少ないことを否定できない。
幸いにも、デジタル撮影機
器の技術進歩と価格安定は、流星痕の観測を後押しするものである。流星痕同時観測
キャンペーン事務局としては、今後とも、超高感度カメ
ラを用い、“見えない流星痕”
表３．各流星群による流星痕の、出現高度の比較を狙った流星痕観測を続け、（文献６）、８）－１０）をもとに作成）
また普及させていきたい。

【参考文献】
1) Toda, M., Yamamoto, M.-Y., Higa, Y., and Fujita, M.: 2003, Inst. Space Astro. Sci. Rep. SP
15, 229–236.
2) Yamamoto, M.-Y., Toda, M., Higa, Y., Fujita, M., and Suzuki, S.:2003, Inst. Space Astro.Sci.
Rep. SP 15, 237–244.
3) Higa, Y., Toda, M., Yamamoto, M.-Y., Fujita, M., Suzuki, S., Ishizuka, Y., and Maeda, K.,
2003, Inst. Space Astro. Sci.Rep. SP 15, 245–252.
4) Toda et al., 2004, Publ. Natl. Astron. Obs. Japan, 7, 53-66.
5) Higa et al., 2004, Publ. Natl. Astron. Obs. Japan, 7, 67-131.
6) Masa-yuki Yamamoto, Masayuki Toda, Yoshihiro Higa, Kouji Maeda, and Jun-ichi Watanabe, 2005,
Altitudinal Distribution of 20 Persistent Meteor Trains: Estimates Derived from METRO
Campaign Archives, Earth, Moon, Planets, 95, 279-287.
7) 比嘉義裕, 2006, 天文月報, 99, No.7, 400-401.
8) 鈴木智, 1998, 天文ガイド別冊, 13, 116-121.
9) 鈴木智, 2000, ふたご座流星群の永続痕, 第 94 回流星物理セミナー.
10) 比嘉義裕, 大川拓也, 戸田雅之, 山本真行, 2008, 2007 年ペルセウス座流星群による流星痕の、
出現高度の検出, 日本天文学会 2008 年春季年会, L02b.

METRO/NMS 流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

超高感度デジタル一眼レフによる流星痕観測
Observation of Meteor trains by High sensitivity digital
single reﬂex camera.

○戸田雅之（日本流星研究会 / 流星痕観測チーム）
山本真行（高知工科大学）
前田幸治（日本流星研究会）
重野好彦（流星物理セミナー）
比嘉義裕（日本流星研究会）
渡部潤一（国立天文台）

METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

はじめに:
流星痕は明るい流星や対地速度の速い流星に出現しやすいとされている。2007年に当時最も高感度特性の優れたデジタル一眼レフカメラ、ニコンＤ３を導入
して流星と流星痕の撮影を開始した。
2009年しぶんぎ座流星群（V = 41km/sec.）、オ
リオン座流星群(66km/sec.)、2010年ふたご座流星群(35km/sec.)で統計可能な数の流星痕が観測できた。
流星痕の継続時間や光度変化、出現域や最も明るい領域（最大光輝域）、色について流星痕別に集計した恐
らくはじめての報告である。

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

観測:	

ニコンD3のISO感度は25600。
月明かりや大気の透明度に合わせ感度を6400、12800に変更。
撮影方向は流星群の輻射点付近。シャッタースピードは１秒。
光度見積もりは流星観測用星図と比較。見かけの等級。
恒星と流星の限界等級は６等級から７等級。
◯2009年 しぶんぎ座流星群
2009年1月3日12h12m41sから18h10m10s(UT)にかけて観測.
観測地：山梨県甲斐大泉(138.4E, 35.8N, Height: 1135m, UT+9h=JST).
Table 1-a. しぶんぎ座流星群の流星光度分布.
-------------------------------------------------------------------------------------------------------Magnitude+7 +6 +5 +4 +3 +2 +1 0 -1 -2 -3 -4
Quad.Meteor (n = 48)
1 1 8 13 15 2 1 3 0 0 2 1with Train (n = 31)
1 1 3 109 1 1 3 0 0 1 1--------------------------------------------------------------------------------------------------------

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7◯2009 年オリオン座流星群
2009年10月21日15h27m32sから17h16m23s(UT)にかけて観測.
観測地：山梨県甲斐大泉(138.4E, 35.8N, Height: 1135m, UT+9h=JST).
Table 1-b. 流星の光度分布--------------------------------------------------------------------------------------------------------Magnitude+7 +6 +5 +4 +3 +2 +1 0 -1 -2 -3 -4
Ori. Meteor (n = 85)
0 8 11 20 19 10 5 4 5 1 0 2with Train (n = 70)
0 3 9 17 14 10 5 4 5 1 0 2---------------------------------------------------------------------------------------------------------◯2010ふたご座流星群
2010年12月14日11h30m54sから19h40m27s(UT)にかけて観測.
観測地：高知県香美市ヤ・シィパーク (133.7E, 33.5N, Height: 5m, UT+9h=JST)
Table 1-c. 流星の光度分布--------------------------------------------------------------------------------------------------------Magnitude+7 +6 +5 +4 +3 +2 +1 0 -1 -2 -3 -4
Gem. Meteor (n = 85)
1 4 17 23 18 8 8 7 6 7
0 0
with Train (n = 11)0 0
0 1 0 0 0 2 5 3
0 0---------------------------------------------------------------------------------------------------------

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7◯流星の検出方法
�2009年しぶんぎ座流星群とオリオン座流星群, 2010年ふたご座流星群の合計30000枚以上の画像データセットから流星と流星痕を探し出した.
(1) 画像を１枚ずつPCのディスプレイに表示. 目視で流星を探す.
(2) 流星の光度（等級）:
流星の最も明るい部分を流星観測用星図と比較して光度を決める.
(3) 全ての画像を３回見直して見落としの低減を計った.
(4) 流星出現後の画像に流星痕が写っていないか探した.

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7◯流星痕の検出方法(1) 流星出現直後で最初に流星痕が記録された画像を使う.
（理由）流星痕は短い時間で減光して消失する。
(2) 流星痕の光度（等級） :流星痕の最も明るい所を流星観測用星図と比較する.
(3) 流星痕の出現域と最大光輝域 :a)母流星の流星軌跡を発光側から消失側へTop, Center,
Bottomと３等分する.
b)流星痕の出現域と最大光輝域を分類する.
2区分にまたがる場合は, Top-Center, Center-Bottomとする. ３区分で見られた場合はwholeとする（図２）.

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7◯流星痕の検出方法(続き)(4) 流星痕の色 :(4-1)色判定が容易な緑色を基準.
→流星痕光度の明るい暗いに関わらず緑色を確認.
(4-2)色の許容度は広めにする.
→薄い緑色や黄緑色も広い範囲の緑色にする.
(4-3)色が確認出来ない流星痕
たとえば：限界等級付近で存在のみの確認.
：明るい流星痕で色が確認できない.
→判定不能

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

流星痕の光度と時間変化

縦軸は光度
横軸はフレーム数
１フレーム目は母流星の光度２フレームから６フレームまで
流星痕の光度-6

Magnitude of Meteor and Train

図１は流星痕の光度と時間変化(a)は2009年しぶんぎ座流星群(b)は2009年オリオン座流星群(c)は2010年ふたご座流星群

-4
-2
0
2
4
6
8
1

2

3

4

Number of Picture "1" is Meteor"2" to"6" is Meteortrain

Fig. 1(a) 2009 Quadrantids.�

56

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

-6

-6

-4

-4

Magnitude of Meteor and Train

Magnitude of meteor and Train

Team METRO / NMS

-2
0
2
4
6

-2
0
2
4
6
1

2

3

1

2

3

4

5

6

5

6

8

8

1

2

3

4

5

6

Number of Picture "1" is Meteor"2" to "6" is meteortrain

Fig. 1(b) 2009 Orionids.�

4

Number of Picture "1" is Meteor"2" to "6” is meteortrain

Fig. 1(c) 2010 Geminids.�

Team METRO / NMS 流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

流星痕の出現域と最大光輝域
parent meteors (example)	

disappear�|� � | ��| � ����Bottom �� Center ��� Top	�������appear	appear	|	meteor train (example)	

disappear||
Bottom|Center|	Top	

図２：流星軌跡を３等分して流星痕にあてはめたもの.
上の例では流星痕はTop, Center, Bottomの３区分で確認している.

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

流星痕の出現域と最大光輝域
45
40
35
30
Number

図３, 流星痕の出現域と最大光輝域(a)2009年しぶんぎ座流星群.
(b)2009年オリオン座流星群.
(c)2010年ふたご座流星群.

25
20

16

15

11

10
5

14
8

4 4
0

0

Top
nter
e
C
Top

who

2

1 1

m
ter
Cen ter-Botto
Cen

le

0 1
om
Bott

ClassfiedAppearance range of meteor train

Brightest range of meteor train

Fig. 3(a) 2009 Quadrantids.�

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

Team METRO / NMS

45

45

40

40

40
35

35

29

30

26

25

22

Appearance range of
meteor train

20

Brightest range of
meteor train

15

15

25
20
15
10

10
5

NumberNumber30

4
1

0
Top Center
Top-

who

le

0

23

m
ter
Cen er-Botto
t
Cen

0
om
Bott

Classification

Fig. 3(b) 2009 Orionids.�

2

5

1 1

2 2

4

4
1

1

0
Top Center
Top

who

le

3

1

0

m
ter
om
otto
Cen er-BottBt
Cen

ClassfiedFig. 3(c) 2010 Geminids.�

2

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

流星痕の色	

70

図４ 流星痕の色

60

Number(a)2009年しぶんぎ座流星群
50(b)2009年オリオン座流星群
40(c)2010年ふたご座流星群

Green
Yellow

30

Orange

21

Red

20

White

9

10
0

0

0

0

0

0

Classification

Fig. 3(a) 2009 Quadrantids.�

Blue
Not Classified

Team METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

70

70

60

60

50

50

40

40

NumberNumber

62

30

30

20

20

10

3
0

en
Gre

6
0

0

0

w
nge
Yello
Ora

Red

te
Whi

Classification

Fig. 4(b) 2009 Orionids.�

0Blue lassified
C
Not

10

1

0

1

0

Green

Yellow

Orange

Red

0

5

4
0
White

Classification

Fig. 4(c) 2010 Geminids.�

Blue

Not
Classified

METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7議論:◎対地速度の速い流星群ほど短痕の出現数が多く寿命も長い。
対地速度 有痕率 短痕最長寿命 サンプル数(km/s -1) (%)(s)
痕数/流星数----------------------------------------------------------------------Orionids.
66
85
3
71 / 83
Quadrantids. 41
62
230 / 48
Geminids.
35
11
1
11 / 99-----------------------------------------------------------------------◎ふたご座流星群流星痕が他の流星群と性状が異なる。
しぶんぎ座流星群やオリオン座流星群の流星痕と比べ１：短い時間で減光・消失。
２：緑色の流星痕が少ない。
(1) 流星群ごとに異なる母天体. 彗星起源か小惑星起源か.
→ふたご座流星群は小惑星(3200)Phaethonとされている.
(2)緑色の流星痕→酸素の禁制線557.7nmの発光と考えられる.
→今回観測された流星痕の95%以上が寿命3秒以下の短痕.
→ふたご流星痕の発光高度が酸素が発光しにくい80km以下で出現？

METRO / NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿. 2012.10. 7

結論：
我々は超高感度デジタル一眼レフカメラを使い主要流星群の観測を行った.
2009年しぶんぎ座流星群、オリオン座流星群、2010年ふたご座流星群で得られた合計230個の群流星から発生した112個の流星痕から、流星痕の寿命, 出現域と最大光輝域, そして色について流星群ごとにまとめた最初の報告
である.
流星群の対地速度と有痕率と寿命に相関が確かめられた.
酸素557.7nm禁制線発光によるものと考えられる緑色を基準にして,流星痕の色の判定を試みた. しぶんぎ座流星群とオリオン座流星群では酸素557.7nm禁制線発光と考えられる緑色が多かった.
流星痕の有痕率, 寿命と色でしぶんぎ座流星群及びオリオン座流星群とふたご座流星群とは異なる結果が得られた.
Reference:[1] M. Toda, M.-Y. Yamamoto, Y.�Higa, and M. Fujita (2003) Inst. Space Astro. Sci. Rep.�SP, 15, 229-236.	

[2] Y. Higa, M.-Y. Yamamoto, M.�Toda, K. Maeda, and J.-I. Watanabe (2005) Publ. Natl.�Astron. Obs. Japan, 7, 67-131. 	

[3]戸田雅之, 山本真行, 重野好彦(2010) 高知工科大学紀要, 7, 45-55.

130 km	

Schematic view of altitude range of short-duration trains	

Upper end of short-duration trains	

120 km	120 km	|	

110 km	Altitude range of short-duration trains	(by Toda et al., this conference) 	

110 km	Lower end of short-duration trains	

100 km	

90 km	

80 km	

Altitude range of persistent trains	

(Yamamoto et al. 2005) 	

Time	

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流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

高感度デジタルカメラによる2012年ふたご座流星群の流星痕観測○戸田雅之（日本流星研究会 流星痕同時観測チーム）
山本真行（高知工科大学 システム工学群）
前田幸治（日本流星研究会）
佐藤幹哉（かわさき宙と緑の科学館）
内山茂男、比嘉義裕（日本流星研究会）
渡部潤一（国立天文台）

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

概略:・2007年以来高感度デジタルカメラを用いた流星と流星痕観測を続けている。
・2012年12月14日のふたご座流星群極大夜に110個の流星痕を観測した。これはふたご座流星群で今までにない大量の観測数である。
・ふたご座流星群の流星痕継続時間や光度分布の紹介
し、流星痕観測数の増加について考察した。
V (km/s) %Train / Meteor----------------------------------------------------------------------ふたご座流星群 (2010)： 35
12% (12 / 99)
ふたご座流星群 (2012)： 35
67% (110 / 173)-----------------------------------------------------------------------

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

はじめに・今回も18,000コマを超える大量の画像データから手動で流星と流星痕を抽出した。
・5時間超の撮影から173個の群流星と110個の流星痕を観測できた。
・これらを継続時間3秒（=3コマ目)で短痕と永続流星痕に分けると97個が短痕、13個が永続流星痕。
・流星と流星痕の光度分布、流星痕の時間変化、流星痕の出現範囲と最大光輝範囲などをまとめた。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

観測
観測日時：2012 年12月14日00h29m03s(JST)から
14日05h38m59sまで.
観測地 ：長野県木曽郡木曽町 東京大学木曽観測所
カメラ ：ニコンD3.
レンズ ：28mm/f1.4（対角線画角：74度）.
設定：ISO 感度25,600.
シャッタースピード：1/1.3 秒 (0.769 秒).
インターバル：1 秒.
色温度：5560K
撮影枚数：18,578コマ

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

流星と流星痕の検出:
18,578画像を全てPC のディスプレイ上で目視チェックした。内訳は以下の通り。
全流星：223個.
ふたご座流星群の流星：173個.
ふたご座流星群の流星痕：110個.
（短痕：97個、永続流星痕：13個）
散在流星：50個
散在流星起源の流星痕：35個
流星と流星痕の光度は流星用観測星図と比較して決定した。よって見かけの光度である。精度は １等。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

流星出現数と光度分布
2010. Dec. 14/15
JST UT Gem. Train Spo. Train-----------------------------------------------15d 14d

3 18
43*
5*
9*
4*
4 19
36
5
8
6
5 20
19*
2*
10*
6*
------------------------------------------------5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7------------------------------------------------------------Gem 0 0 0 7 6 7 8 8 18 23 17 4 1
Tr
0 0 0 3 5 2 0 0 0 1 0 0 0
Spo 0 1 1 0 1 1 2 2 4 6 9 0 0
Tr
0 1 1 0 1 1 0 1 2 3 6 0 0------------------------------------------------------------*印は正味60分の出現数ではない。

2012. Dec. 13/14
JST UT Gem. Train Spo. Train-----------------------------------------------14d 13d0h 15h 15* 10*
5*
2*
1 16
29
15
10
7
2 17
37
30
5
2
3 18
35
23
4
3
4 19
38
21
15 11
5 20
19* 11*
11* 10*------------------------------------------------5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7---------------------------------------------------------0 2 10 8 12 25 21 23 22 26 16 7 0
0 2 10 8 10 22 17 16 13 10 1 1 0
0 0 0 1 2 3 7 4 11 11 9 2 0
0 0 0 1 0 3 6 3 8 7 6 1 0----------------------------------------------------------

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

2010. Dec. 14/15

2012. Dec. 13/14

-6

-6

-4

-4

Magnitude of Meteor and Train

Magnitude of Meteor and Train

流星痕の光度と時間変化

-2
0
2
4
6
1

2

3

4

5

-2

0

2

4

6

6

1

8

2

3

4

5

6

8

0

�1

� 2

�

3

4

Number of Picture “0" is Meteor“1" to “4” is meteortrain(2010) 1秒(コマ)で消失した流星痕が多い(11/12個).	

シャッタースピード1秒、インターバル1.1秒

0

�� 1

��� 2
� ��3
���4
5
Number of Picture “0" is Meteor“1" to “5" Meteortrain��(2012) 3秒(コマ)超の継続時間の長い流星痕が多い.
シャッタースピード0.769秒、インターバル1秒

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

METRO/NMS

60

母流星軌跡を３等分して、流星痕の発光範囲と最大光輝部をそれぞれの範囲にあてはめた.
写真（上）流星軌跡を３等分した図（下）流星軌跡に対して流星痕はTopからBottom(=wholeに読み替える)にかけて発光し、最大光輝はCenterが最も明るい。
parent meteors (example)	

50��� � appear

43
33

30
20

18

15

8

10
2

2 1

0
Top

disappear2012 Geminids�

44

40
Number流星軌跡に対する
流星痕とその
最大光輝域

51

er
Cent
Top-

erCenttClassfication Bot om

whol

er
Cent

e

0 1
m
Botto

20	

2010 Geminids.�

10|� � | � � | � � |	���Bottom �� Center �Top	

1 1

2 2

4

1

1

4

3

0

Number�

meteor train (example)	

disappear

appear	||
Bottom|Center

|	

Top	

r
Top
ente
C
p
To

who

le

ter
om
Cen er-Bottt
CenClassfied

1

0

2

om
Bott

図：流星軌跡に対する流星痕の発光範囲と最大光輝域。
上は2012年、下は2010年。
白棒は流星痕全体、緑棒は最大光輝域。
2012年は流星痕の発光範囲、最大光輝域ともにはTop-からCenterにかけてが多い。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

ふたご群流星の光度分布
流星の光度：流星の最も明るい部分の光度を用いた。
明るい流星ほど痕を残しやすい。
ふたご座流星群の流星の光度別観測数(オレンジ）と痕を残した流星数（緑）(2012)
35

30

個数�

25

20

15

10

系列1 ：群流星の光度別観測数	

系列2 ：痕を残した群流星の数	

系列3

5

0

-5

-4

-3

-2

-1

0
1
光度�

2

3

4

5

6

7

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

ふたご群流星痕の光度分布
流星痕の光度：
流星出現後の次のコマで写った痕の最も明るい光度を用いた
ふたご座流星群の流星痕の光度分布(2012)�
35

30

個数�

25

20

15

10

5

0

-5

-4

-3

-2

-1

0

1
2
光度�

3

4

5

6

7

系列1
系列2
系列3 ：ふたご群流星痕の光度別	����������観測数�

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

流星痕の色別光度分布
痕の光度：流星出現後の次のコマで写った痕の最も明るい部分。
痕の色：上と同じ条件で顕著な色を記述。少数だが１つの流星痕
で複数の色を認めたものもある。その場合は痕の実数である合計(ALL)とは一致しない。

-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7	------------------------------------------------------	

Green
3 5 7 4 10 14 12 5	

Yellow
1 2 5 1	Orange
1
2	

White
1 1 1
1	

NoClass
1 12 30	

ALL
3 5 7 4 11 19 26 35	

------------------------------------------------------�
痕の色別光度分布(2012)�

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

継続時間の長いふたご群流星痕
2012年に110個の流星痕を観測。うち97個が短痕、13個が永続流星痕。
出現星座 写真母流星
母流星 コマ数
痕光度
出現時刻 光度(最初の10駒)( 0.5s)---------------------------------------------------------------------------------------------------年月日

20101215 045838

-2mag

4コマ

5,6,6,6.

Gem

1

Per
20121214 003837
0mag
4コマ
4,6,6,6.
Aur
011305-4mag
9コマ
0,5,6,6,6,6,7,7,6.
Leo021351-4mag 25コマ
3,6,7,7,6,6,7,7,6,6…
Aur
021536-2mag
4コマ
0,6,6,7.
Gem
021839-2mag
5コマ
4,6,7,7,7.
Lyn023331-5mag
5コマ
6,7,6,7,6.
Lyn023448-3mag
4コマ
6,7,7,6.
Gem
025300-3mag 11コマ
4,5,6,6,6,7,7,6,7,7…
２
Lyn030801-4mag 55コマ
1,1,2,2,3,3,3,2,3,3…
Lyn033354-3mag
8コマ
5,6,7,7,7,7,6,7.
Lyn035642-3mag
8コマ
5,6,7,6,6,5,5,5.
３
Aur040443-3mag* 45コマ
3,5,5,6,6,6,6,6,7,7…
４
Gem
041924-3mag 22コマ
2,3,4,3,5,5,3,4,4,4…
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

ふたご群流星痕ギャラリー
写真

1

2

3

4
0(流星出現)1

2

3コマ

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

Color of Short duration
Meteortrain

短痕の色
70

Number

60

59

50

44

40
30
20

9

10

3

0

0

4

0

4

0

6
Not
Class
ified

0

Blue

1

White

0

Red

1

Oran
ge

10
0

Yello
w

NumberClassification
Green

METRO/NMSClassification

短痕の色（上:2012年、下：2010年）�

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

2010年と2012年の観測条件
2010年
2012年
-------------------------------------------------------------------------カメラ
ニコンＤ３
レンズ
Ai AF Nikkor 28mm F1.4D
絞り
F1.4開放
ISO感度
25600
観測地
高知県香美市夜須町 長野県木曽町
シャッタースピード
1秒
0.769秒
ホワイトバランス
晴天
5560K
空の透明度
良
特に良い
（参考）
眼視ZHR
84 → 66
125 → 135 → 112---------------------------------------------------------------------------

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

2012年のふたご群流星痕が多かった。
前回2010年のデジカメ観測や長年の観測蓄積のある眼視観測でもこれだけ多く観測されたことが無い。
☆2010年と2012年と変わらないもの
カメラ、レンズ、絞りとISO感度設定。
☆条件が異なるもの
観測地、シャッタースピード、カラーバランズ、空の透明度、観測
時間中の流星出現数(国内流星観測者の眼視観測集計より）。

・シャッタースピードは1秒から0.769秒に。
・空の透明度→良条件透明度で微光流星痕数の増加？
・デジカメ流星痕出現数観測→2010年以前にデータ無METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

まとめ・2012年に大量に観測された流星痕データを用いて、流星と流星痕の光度分布、流星痕の時間変化、出現範囲と最大光輝範囲、色などをまとめた。
・2012年の流星痕観測数が増加したのは観測時の良透明度が一因と考える。2010年比で有痕率が4倍強(12%→67%)。
・この高い有痕率が今後も続くか否か注視したい。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠東京・原宿 2013. 10. 6

おしまいMETRO / NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

概略:

ふたご座流星群の有痕率の変化について○戸田雅之（日本流星研究会 流星痕同時観測チーム）

・毎年12月14日頃に出現数の極大を迎えるふたご座
流星群は、眼視観測で流星痕の出現数が少ないことが知られている。しかし、超高感度デジタル一眼レ
フカメラでは多くの流星痕が観測されている。
・超高感度デジタル一眼レフカメラによるふたご座流星群の2010年から2013年までの観測を紹介する。
・デジタルカメラ観測と眼視観測との流星痕数の違いを考察する。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

観測

流星の検出:

観測日時：2013 年12月14日03h23m52s(JST)から
14日05h39m59sまで.
観測地 ：山梨県北杜市大泉町西出井
カメラ ：ニコンD3.
レンズ ：28mm/f1.4（対角線画角：74度）.
設定：ISO 感度25,600.
シャッタースピード：1/1.3 秒 (0.77 秒).
インターバル：1 秒.
色温度：5560K
撮影枚数：6,934コマ

今回も取得した6,934画像を全てPC のディスプレイ
上で目視チェックし、流星と流星痕が写った画像をピックアップした。内訳は以下の通り。
全流星：117個.
ふたご座流星群の流星：96個.
ふたご座流星群の流星起源の流星痕：47個.
（短痕：38個、永続流星痕：9個）
散在流星：22個
散在流星起源の流星痕：15個
流星と流星痕の光度は流星用観測星図と比較して決定したので見かけの光度である。誤差は １等。

1	

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6流星の出現数（2010年）

流星の出現数（2012年）

2010. Dec. 14/15
JST UT Gem. Train Spo. Train-----------------------------------------------15d2012. Dec. 13/14

3h 18h* 43*
5*9*4*4h 19h 36
58
65h 20h* 19*
2*
10*
6*
-----------------------------------------------*印は正味60分の出現数ではない。

JST UT Gem. Train Spo. Train---------------------------------------14d
0h 15h* 10*5*2*
1h 16h2915
10
7
2h 17h3730
52
3h 18h35
23
4
3
4h 19h38
21
15 11
5h 20h* 19* 11*
11* 10*---------------------------------------*印は正味60分の出現数ではない。

光度分布

光度分布
2012.
-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7----------------------------------------------------------------Gem 0 2 10 8 12 25 21 23 22 26 16 7 0
Tr
0 2 10 8 10 22 17 16 13 10 1 1 0
Spo 0 0 0 1 2 3 7 4 11 11 9 2 0
Tr
0 0 0 1 0 3 6 3 8 7 6 1 0-----------------------------------------------------------------

2010.
-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7-------------------------------------------------------------------Gem 0 0 0 7 6 7 8 8 18 23 17 4 1
Tr
0 0 0 3 5 2 0 0 0 1 0 0 0
Spo 0 1 1 0 1 1 2 2 4 6 9 0 0
Tr
0 1 1 0 1 1 0 1 2 3 6 0 0--------------------------------------------------------------------METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6流星の出現数（2013年）
2013. Dec. 13/14
JST UT Gem. Train Spo. Train----------------------------------------14d

3h 18h* 14*2*2*0*4h 19h45 20
108
5h 20h* 36* 21* 10*7*----------------------------------------*印は正味60分の出現数ではない。

光度分布
2013.
-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7-----------------------------------------------------------------Gem 0 3 2 3 8 8 3 11 12 23 17 5 0
Tr
0 3 2 1 6 6 2 2 2 4 6 1 0
Spo 0 1 0 0 0 3 2 0 0 5 8 3 0
Tr
0 1 0 0 0 3 1 0 2 3 3 0 0------------------------------------------------------------------METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

有痕率
有痕率（＝流星痕出現数／流星出現数）
ふたご座流星群（V (km/s) = 35)
Year% Train / Meteor Methodauthor------------------------------------------------------------------------------------------------1990 : 3.5% (80 / 2318)
NE S. J. Evans and N. M. Bone(1993)
1991 : 1.8% (21 / 1167)
NE S. J. Evans and N. M. Bone(1993)
1993 : 5.4% (149 / 2763)
NE S. J. Evans and N. M. Bone(1996)
1996 : 4.0% (101 / 2543)
NE S. J. Evans and N. M. Bone(2001)
1999 : 3.7% (56 / 1510)
NE N. M. Bone(2005)
2001 : 3.6% (101 / 2839)
NE N. Bone(2007)2012 : 2.8% (14 / 501)
NE Fuchu Astron. Soc. (2013)2010 : 12%(12 / 99)
DC 2013秋季年会
2012 : 67% (110 / 173)
DC 2013秋季年会
2013：48%(47 / 96)
DC 2014春季年会------------------------------------------------------------------------------------------------Method : NE = Naked Eye, DC = Digital Camera.

2	METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

流星痕の光度と時間変化

ふたご座流星群の有痕率
100.0

2010. Dec. 14/15

67
48

12

10.0

5.4
3.5 4.03.7

3.6

2.8

2012. Dec. 13/14

JBA
A

-4
-2
0
2
4
6
1

2

3

4

5

8

1.0
1980 1990 2000 2010 2020

-6

6

-4

-4

-2

-2

0

0

2

2

4

4

6

6
1

2

3

4

5

6

�� 2

���3

��4

8

8

0

�� 1

�

0
1
2
3
4
5
1 � 2
3
4
5 5 Number of Picture “0" is Meteor
Number of Picture
Number of Picture “0" is“1" to “5" Meteortrain�
"0" is Meteor "1" to "5" is Meteortrain
Meteor
“1" to “4” is(2010) 1例を除く全ての流星痕が1秒(コマ)で	

(2012・2013) １秒で消失するものが大多数だが、meteortrain�
消失した.	

2010年と比較して3秒(コマ)超の継続時間の長い流星痕が増えている.	

0

1.8

2013. Dec. 13/14-6-6
Magnitude of Meteor and Train

有痕率 (%)

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

Magnitude of Meteor and Train

METRO/NMS

シャッタースピード1秒、インターバル1.1秒

シャッタースピード0.77秒、インターバル1秒

西暦

METRO/NMSMETRO/NMS

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ふたご群流星痕ギャラリー

継続時間の長いふたご群流星痕
写真 年月日母流星
母流星 コマ数 痕光度
出現時刻 光度(最初の10駒)( 0.5s) [mag.]----------------------------------------------------------------------------＊１ 20101215 045838-2

4

5,6,6,6.

20121214 003837
011305021351021536021839023331023448025300＊２030801033354035642＊３040443＊４041924

0
-4
-4
-2
-2
-5
-3
-3
-4
-3
-3
-3
-3

4
9
25
4
5
5
4
11
55
8
8
45
22

4,6,6,6.
0,5,6,6,6,6,7,7,6.
3,6,7,7,6,6,7,7,6,6…
0,6,6,7.
4,6,7,7,7.
6,7,6,7,6.
6,7,7,6.
4,5,6,6,6,7,7,6,7,7…
1,1,2,2,3,3,3,2,3,3…
5,6,7,7,7,7,6,7.
5,6,7,6,6,5,5,5.
3,5,5,6,6,6,6,6,7,7…
2,3,4,3,5,5,3,4,4,4…

20131214 043549
043923045923050331050432051314051830053412

-1
-1
-3
0
-3
-1
-4
-4

5
13
4
4
30
4
16
8

5,6,7,6,7
5,6,6,7,7,7,7,7,7,7…
3,6,7,7.
7,7,7,7.
3,4,4,4,4,4,4,4,4,4,4…
4,7,7,7.
7,6,7,7,7,6,6,6,7,6…
5,7,7,7,7,7,7,7.

継続時間４秒以上の流星痕リスト
ふたご座流星群の流星痕で継続時間の長いものをリストアップした。左から年月日、流星出現時刻（JST)、母流星
光度、撮影コマ数、痕の光度。

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

写真

1

2

3

4

--------------------------------------------------------------------------------0(流星出現)

1

2

3コマ

3	

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

デジタルカメラによる流星痕観測数が多い

デジタルカメラによる流星痕観測数が多い

2012年ふたご座流星群の観測で173個の群流星と110個の流星痕を観測。2013年では96個の群流星に対し47個の流星痕を観測した。

眼視観測との有痕率の違いを、観測条件由来のものとして考察した。
変わらない：カメラ、レンズ、絞りとISO設定。

流星痕の有痕率（＝出現確率）は2010年12％、2012年67%、2013年は48％。
眼視観測で高い出現確率で観測されたことはない。

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

デジタルカメラによる流星痕観測数が多い

異なるもの：観測地、透明度、シャッタスピード（１秒→0.77秒）、
カラーバランス、
観測時間中の流星出現数。

METRO/NMS

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まとめ・ふたご座流星群の有痕率は眼視観測と比べると１ケタ多い。

考察を進めてみた。
デジタルカメラの高感度特性が大きく貢献。
（１）眼視観測では捉えにくい暗い流星による流星痕
や１秒以内で消失する流星痕を撮像している。

・デジカメ観測による流星痕有痕率の多さは、超高感度に助けられていると考える。デジカメ観測は眼視観測と比べて（１）見逃しが少ない（２）暗い流星による流星痕は眼視では捕獲不能？
（３）流星痕と認知するまで時間がかかるので、その間に流星痕は消えてしまう。

（２）デジタルカメラでは見逃しが発生しない（３）眼視観測で流星痕と判定するのに若干の時間を要する。

・流星痕出現数の変動と流星群活動との関連はあるか？
（例えば母彗星回帰を前に流星痕出現数が変化するか）

4	

METRO/NMS

METRO/NMS

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

ふたご群流星の光度分布(2012)

ふたご群流星痕の光度分布(2012)

流星の光度：流星の最も明るい部分の光度を用いた。
明るい流星ほど痕を残しやすい。

流星痕の光度：
流星出現後の次のコマで写った痕の最も明るい光度を用いた

ふたご座流星群の流星の光度別観測数(オレンジ）と痕を残した
流星数（緑）(2012)

ふたご座流星群の流星痕の光度分布(2012)�
35

30

30

25

25

20

20

個数�

個数�

35

15

10

10

系列1

5

系列2
0

15

系列1：群流星の光度別観測数	

系列2：痕を残した群流星の数	

系列3

-5

METRO/NMS

-4

-3
5

-2
6

-1
7

0

1

2
光度�

3

4

系列1

5

系列2
0

系列3：ふたご群流星痕の光度別	����������観測数�

系列3

-5

-4

-3
5

-2
6

-1
7

0

1

2
光度�

3

4

流星物理セミナー＠原宿 2014. 7. 6

流星痕の色別光度分布
痕の光度：流星出現後の次のコマで写った痕の最も明るい部分。
痕の色：上と同じ条件で顕著な色を記述。少数だが１つの流星痕
で複数の色を認めたものもある。その場合は痕の実数である合計(ALL)とは一致しない。

-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5 6 7	------------------------------------------------------	

Green
3 5 7 4 10 14 12 5	

Yellow
1 2 5 1	Orange
1
2	

White
1 1 1
1	

NoClass
1 12 30	

ALL
3 5 7 4 11 19 26 35	

------------------------------------------------------�
痕の色別光度分布(2012)�

5