ＭＳＳ－１１４
観測結果

ペルセウス群輻射点拡大撮影
重野好彦
２００６年のペルセウス群は満月のため、試しに輻射点方向の拡大撮影を行ってみた。
極大日は曇りのため、翌日の観測となり流星数が少ないのが残念。最大光度が発光点側に偏っており、通常の末端爆発のイメージと異なる。
撮影日時

２００６年８月１３／１４日

００時００分から０４時１０分（ＪＳＴ）

観測地

新潟八海山

撮影機材

ＩＩによる動画像(DV-AVI)撮影 高橋Ｐ型＋ビクセンモードラ自動ガイド
レンズ８５ｍｍＦ１．２×２倍テレコンバータ（１７０ｍｍＦ２．４相当）

写野

６．０度×４．５度

撮影方向

ペルセウス座流星群輻射点

画像処理

ペルセウス群６流星をコンポジット[＋]印
1997.08.12/13 の同時ＴＶ観測による補正輻射点[47○]印：47,+58[48○]印：48,+58

ＭＳＳ資料集文書管理のため発表原稿に「分類」を記載ください
原稿のページの右上に「ＭＳＳ－○○○回数」を記載いただいていますが、今後は以下の分類も記載ください。
隕石
解析法 軌道計算研究発表 空間密度
出現予報 電波発光
隕石落下ｼﾐｭﾚｰｼｮﾝ 観測機器 軌道計算精度
構造
スペクトル 同時観測
輻射点
遠征観測報告
観測結果 軌道計算論文
痕
測光
同時観測 MSS-WG 豆まき現象
音
観測理論 軌道ｼﾐｭﾚｰｼｮﾝ
シューメーカーレビー9 その他
同時観測理論ＭＳＳ－１１５
観測結果

ふたご群輻射点拡大撮影
重野好彦

ペルセウス群で輻射点の拡大撮影を行ったところ、最大光度が発光点側に偏っており、通常の末端爆発のイメージと異なることが分かった。そこで速度や性状の異なるふたご群でも輻射点の拡大撮影を行ってみた。極大日は曇り予報のため前々日の観測となり、流星数が少ないのが残念だが、ペルセウス群と同様に最大光度が発光点側に偏っている結果が得られた。
従来、写真(トライＸ)で流星を撮影していたときは、前半に最大光度がある流星はほとんど得られなかった。その後、ハイスピードインフラレッドフィルム(赤外フィル
ター付き)でも数十個撮影したが、明らかに前半に最大光度のある流星は記憶にない。
フィルムと較べてＩＩの違いは以下であり、何が原因なのか検討を続けたい。
1)暗い流星が写る
2)よってより高々度の流星が写る
3)可視光から赤外まで写る
撮影日時

２００６年１２月１０／１１日 ００時１０分から０５時３０分（ＪＳＴ）

観測地

埼玉登谷山

撮影機材

ＩＩによる動画像(DV-AVI)撮影 高橋Ｐ型＋ビクセンモードラ自動ガイド
レンズ８５ｍｍＦ１．２×２倍テレコンバータ（１７０ｍｍＦ２．４相当）

写野

６．０度×４．５度

撮影方向

ふたご座流星群輻射点

画像処理

ふたご群２流星をコンポジット

フィルター無し (ＩＩ分光感度：350-900?nm)[＋]印
1999.12.12/13 の同時ＴＶ観測による補正輻射点フィルター SCHOTT BG18 2.0t
透過範囲：340-620nm(透過率 10%)
おおよそ眼視の夜間分光感度

ＭＳＳ－１２１用
観測結果

ペルセウス群輻射点拡大撮影
重野好彦
撮影日時

２００８年８月１１／１２日
１２／１３日

観測地

新潟八海山

撮影機材

ＩＩによる動画像(DV-AVI)撮影
レンズ５０ｍｍＦ１．４

写野

２０度×１５度

撮影方向

ペルセウス座流星群輻射点

画像処理

ペルセウス群１３流星（１１／１２）、１２流星（１２／１３）をコンポジット

2008.08.11/12
50mm F1.4

2008.08.12/13
50mm F1.4

００時００分から０３時３２分（ＪＳＴ）
００時３０分から０４時００分（ＪＳＴ）

高橋Ｐ型＋ビクセンモードラ自動ガイド

2006.08.13/14
170mm F2.4

ＭＳＳ－１２６
観測結果

最微等級と眼視流星数の関係

重野好彦
１．はじめに 明治大学天文部は２０１０年のペルセウス座流星群の眼視観測で、エリア法による最微等級
目測を全員で行った。従来は、クリアの空だと最微５等、少しもやっていると最微４等という曖昧な目測だったため、観測者による最微等級の違いを正しく表すことができなかった。最微等級を０．１等まで正しく目測することにより、観測者ごとの眼視流星数の違いを表すことができるようになったので紹介する。
２．観測結果 八海山で夏合宿を行い、８月９／１０～１３／１４(５晩)の観測を目指したが、一晩中快晴だったのは９／１０日のみだった。そこでこの日の最微等級と眼視流星数の関係を調べた(図１参照)。
1)最微等級を０．１等まで目測したことにより、ばらつきはおおきいもののペルセウス群、散在共に、最微等級が暗い人ほど眼視流星数が増加することが分かった。従来の観測では観測者により流星数が数倍違うことがあっても原因が不明だった。
2)最微等級の目測がおおよそ正しく行われていることが分かった。

図１．最微等級と眼視流星数の関係 (2010.08.09/10の観測者数の多い時間帯のみを調べた)
３．付録：推奨エリア

夏･秋･冬の観測で使用するエリア法星図を紹介する。

ふたごα
ことα

ししε
(しし頭)

はくちょうβ【ことα－はくちょうβ】
８月中旬 ２２時南中【ペガスス】
８月中旬 ０２時南中
１０月中旬 ２２時南中【ぎょしゃ】
１２月中旬 ００時南中
１０月中旬 ０４時南中【ふたごα－ししε】
１２月中旬 ０３時南中明大天文部の眼視グループ観測から分かること
2011/Feb./6 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
１．はじめに流星を団体で眼視観測することは２，３０年前までは盛んであったが、最近ではあまり行われなくなった。
一つには眼視観測者自体が減少していることもあるが、団体観測の意義が不明確になったこともあると考えられる。ZHR を求めるだけが目的であれば、団体で観測する意味は薄れる。しかし、団体ならではの観測意義・目的があることを示すことが本稿の目的である。貴重な資料を提供された、明大天文部並びに重野、比嘉両氏に感謝する。
２．観測精度の検証
2010 年のペルセウス群、ふたご群のデータが NMS 同報上で公開された。しかし、ふたご群のデータは「最微等級と観測限界流星等級の差が、１等級以上ない観測者は、データそのものをカット」されたものであった。
眼視観測の問題点・意義を確認するには、全てのデータが必要であると考え、比嘉氏から直接、カットされた
データを提供して頂いた。まず、ふたご群を中心にデータを分析して、問題点を探る。以下では、公開された（選ばれた）データ群をＡ、カットされたデータ群をＢと呼ぶ。
(1)最微等級と限界流星等級の差について
クレサコワの視認率［別紙１参照］によって観測流星数を補正してグラフ化すると第１図のようになる。最微等級を補正して視認率を適用すると、第２図のグラフのように観測者間の差異が小さくなる。これについては２通りの解釈が成り立つ。
(a)最微等級の見積もりに誤差が大きい。
(b)流星の光度を暗く見積もっている。
(a)については、(a1)周囲に引きずられた可能性と、(a2)見えているのか自信が持てないで確実に見えているものにとどめた可能性が考えられる。(b)の可能性は否定できないが、明るい流星が少ない（光度見積もりがずれている）わけではない。従って、最微等級を補正することによって、「カットされた観測」もデータとして使用可能と考えられる。
第１表：最微等級の補正とクレサコワの視認率を適用した場合のふたご群流星数。
Lm は最微等級（以下同様）。
観測者
限界等級
補正値
１等級までの累積流星数
B1
Lm=4.2
Lm=4.8125
B2
Lm=4.0Lm=5.0106
A1
Lm=4.4Lm=4.5
115
A2
Lm=4.0Lm=4.3112(2)流星の光度見積もり：明るい流星について
ふたご群の光度比を r=2.199 と仮定し（後述）、0 等級の流星を観測値（Ａ群とＢ群の合計）に合わせて 275個とすると、各等級のふたご群の流星数は第２表のように推定される。なお、散在流星の光度比は r=3.50 としている。ここでは、触れないが、ペルセウス群とふたご群の観測に際して得られた散在流星の光度比はともに 3.5 に極めて近いものであった。
1 等級より暗い流星については、見落とし率が増加するため、推定値より観測数が少なくなるのは当然である。ここで問題になるのは、-1、-2 等級の流星が推定より多いのに対して、-3、-4 等級の流星が減少していることである。ふたご群の流星体の分布がそのような偏りをもつと考えるよりは、観測に問題があると考える方が自然であろう。恐らく、-4 等級を推定する際の比較対照となりうる金星が見られないために、明るい流星の等級を暗く見積もっているのであろう。
第２表：ふたご群の観測流星数と光度比から推定される流星数の比較
等級
-4
-3
-2
-1
0
1
2
観測群流星数
0
7
66
174
275
267
187
推定群流星数
12
26
57
125
275
605
1330
観測散在流星数
0
0
5
28
59
80
102
推定散在流星数
0
1
5
17
59
207
723

3
114
2924
81
2530

4
26
6430
41
8854

5
0
14140
1
30988

(3)群判定について
ふたご群について問題は見られないが、ペルセウス群の観測では、やや問題が見られる。
第３表：ペルセウスの観測流星数と光度比から推定される流星数の比較
等級
-4
-3
-2
-1
0
1
2
観測群流星数
0
0
3
7
34
71
84
推定群流星数
1
2
5
13
34
92
249
観測散在流星数
0
0
1
13
15
76
124
推定散在流星数
0
0
1
4
15
53
184

3
80
672
134
643

4
41
1818
98
2251

5
3
4915
10
7878

ふたご群の場合と同様、0 等級の流星を観測値に合わせており、ペルセウス群の光度比を r=2.704 としている（後述）。ふたご群の観測から推定されたと同様に-3、-4 等級の流星の光度見積もりに問題がある傾向は見られる。しかし、-1 等級の散在流星が推定よりも多く、ペルセウス群の流星は少なくなっている。これは群流星を散在と判定している可能性を示唆する。群流星の出現が散在流星を大きく上回るという条件ではなかった
ために、判定に揺らぎを生じたものと考えられる。
３．眼視グループ観測の有用性
初心者を含むグループ観測では、最微等級の推定、明るい流星の光度見積もり、群判定で多少の問題が見られることが示された。しかし、この検証を行うこと自体がグループ観測によって初めて可能になることである。
この３つの問題点は、個人の観測では気づかれないままになっているだけで、眼視観測ではベテランであるにせよ常に留意しなければならない点であろう。以下では、グループ観測だからこそ得ることのできるデータについて述べる。
(1)光度比：２通りの求め方
光度比を求める方法は何通りかある［別紙１参照］。ここでは、グループ観測で有用となる２つの方法について説明する。
(a)視認率を用いる方法「１」で示したように、限界等級を補正して視認率を適用することによって、光度比を求めることができる。
第４表：限界等級の補正による光度比の推定値変化。下線を付した光度比から求めた平均を最下欄に示した。
下線を付した推定値が、B2 については Lm=5.0 で、A1 については Lm=4.5 でほぼ安定している。
B2
光度比
A1
光度比
等級 流星数
Lm=4.0 Lm=5.0 Lm=6.0
等級 流星数
Lm=4.0 Lm=4.5 Lm=5.0
-4
0
-4
0
-3
0
-3
0
-2
3
-2
4
-1
9
5.503
5.465
5.741
-1
6
3.752
3.714
3.732
2.969
2.996
0
11
2.857
2.767
2.726
0
14
3.118
2.136
2.090
1
14
2.665
2.343
2.242
1
13
2.464
2.050
1.828
2
6
2.532
2.040
1.790
2
15
3.638
2.542
1.703
3
3
3.909
2.426
1.808
3
11
7.022
1.561
4
0
4
2
2.554
5
0
5
0
合計・平均39
4.060
2.450
2.036
35
2.991
2.394
2.141

(b)散在流星数と群流星数の比を用いる方法
同じ等級であれば、散在流星と群流星の視認率は等しく散在流星の光度比を 3.50 と仮定することにより、光度比を求めることができる［別紙２参照］。ペルセウス群とふたご群についてグラフを示す。このグラフの傾きから、ペルセウス群とふたご群の光度比をそれぞれ 2.704、2.199 と求めることができる。ペルセウス群の光度比は大きすぎるが、「１」で述べたように、-1 等級の群判定には問題があるので、-2 等級と-1 等級を除くと、ペルセウス群の光度比は 2.439 となり、ほぼ妥当な値となる。ふたご群の場合にＡとＢそれぞれについて
光度比を求めると、それぞれ、2.358、2.301 となり、精度の範囲で十分に一致している。
(2)視認率の推定
散在流星数と群流星数の比から求めた光度比を用いることにより、視認率を推定することができる。クレサ
コワの値と比較するために、次の仮定を用いた。
(a)0 等級におけるクレサコワの視認率を正しいものとする→0 等級の推定出現数をクレサコワの視認率から逆算して求め、光度比から各等級の流星数を推定する。
(b)求めた視認率のグラフを観測時の限界等級から 6.5 等に平行移動できるものとする。
ふたご群では 0 等級の流星が総計 275 個記録されているが、クレサコワの視認率 0 等級の視認率（実際には平均の限界等級が 4.5 等であるので、それを補正した数値）と合わせるには、推定出現数は 800 個と考えられる。この流星数が等級により、光度比 2.199 で変化したと仮定する。推定される流星数に対する観測数が視認率となる。ペルセウス群の観測についても同様に計算し、得られた結果を合わせて第５図に示す。
ふたご群については+1 等級までの範囲でクレサコワの値に近いものが得られた。ペルセウス群については、
群判定の問題から、ふたご群よりもずれが大きくなっている。また、マイナス等級の流星は数が少ないこともあるが、光度見積もりに問題があることがここでも示されている。
４．まとめ
グループ観測は同時に得られるデータ量が多いという特性がある。個人観測として ZHR を求めるだけでお終いとしないで、光度比を求める、視認率の検証をする等の活用が望まれる。光度比は群流星が散在流星に卓越する状況では初心者のデータでも用いることができ、50 年以上前の視認率を再検討して更新するという重要な課題に取り組むこともできるのである。

［資料１］光度比の求め方について
小関

正広

《要旨》
ZHR を計算するために、光度比の算定のしかたを検討した。一般的な ZHR の計算であれば、P.Roggemans(1987)の推奨するように、群流星は 2.5、散在流星は 3.0 と固定して差し支えないと考えられる。光度比を求めることが目的であれば、状況に応じて、推定方法を変えることが望ましい。
Ⅰ．序論
NMS でも、いよいよ ZHR の計算式が改訂されようとしている。その中で最も重要と思われるのは、いわゆる小槙Ｆの代わりに、光度比による補正を導入したことである。その際に、
ａ．どのような光度比を用いるのか、または、どのようにして光度比を求めるのか。
ｂ．最微星 0.5 等級ではなく、0.1 等級の精度で求めるにはどうすれば良いか。
という問題が生じる。本稿では、最初の問題について検討する。
Ⅱ．従来の方法
１．最小２乗法『流星観測ガイドブック』では、薮(1974)によって以下の手順が紹介されている。
ⅰ．ホフマイスターの『面積比』によって流星数を補正する。
ⅱ．流星数の対数を縦軸にとったグラフから直線の傾きを求める。
ⅲ．傾きの真数を求める(指数回帰を求める)。
薮はこれにより、自身の観測から散在流星の光度比を 2.2 としているが、明らかにこの数字は小さ過ぎる(小関、1987)。
２．海外のグループの方法
ＤＭＳの Jenniskens は、以下の３つの考え方を紹介している(P.Jenniskens、1988)。
ⅰ．エーピクの方法(多重計数)。
ⅱ．視認率による補正(上記１と同じ)。
ⅲ．散在流星との比較法。
彼は様々な理由から、ⅲを薦めている。ⅲには２通りの方法がある。
ａ．散在流星と群流星の平均光度を比較し、M.Kresakova (1966)の表にあてはめる。
ｂ．散在流星と群流星の比の対数をとって、グラフの傾きを求める。
ａの方法は海外のグループで広く用いられているものであり、最近、日本でも紹介され、使用されるようになってきている(小関, 1987)。また、ｂの方法は筆者が既に発表しているものと同じである(小関, 1983)。
３．植木の方法
植木は、単純に最小２乗法を適用して、指数回帰を求めるのは良くないことを指摘している(植木、1987、
p.4-20)。また、彼は光度比を r、m 等級迄の流星の平均光度を M とするときに、光度比の最尤推定値が次式で与えられることを示した(植木、1987、p.4-14)。

r = 1+

1m−M

見落としに対する補正無しにこの式を用いることの限界は彼自身が報告の中で指摘している通りである。この補正の仕方については後述する。
Ⅲ．適用上の問題点
筆者は近年、光度比を求める際に上記３つの方法を試みた(小関 1986, 1987, 1988)。ここでは、その際に生じた様々な問題を列挙する。
ⅰ．最微光星の精度に極めて大きく影響される。
ⅱ．最小２乗法は明るい流星の数に極めて大きく影響される。
ⅲ．最微光星が 6.5 等から外れた場合に視認率をスライド使用することの適否。
ⅳ．散在流星数が少ない場合には比較法は適用が困難である。
ⅴ．散在流星の光度比は常に一定とは限らない。
ⅵ．視認率にはかなりの個人差がある。また、標準視認率を選択する必要がある。
ⅶ．散在流星・群流星の混入の問題。

Ⅳ．検討
流星の出現数が多く、観測者数が多い場合には、エーピクの方法(多重計数法)が適している。ソヴィエトでは、この方法を推奨している(P.Babadzhanov、1987)。この方法では、観測者別、等級別に視認率か推定出来る点も優れている。しかし、１人の観測から光度比を求める際に用いられないことは言うまでもないので、ここでは触れない。また、最小２乗法についても植木の指摘通り、不適当と考えられるので除外する。
Ⅲで挙げた最微光星の決定精度の問題については本稿の範囲から外れると考えられるので以下の考察からは除外する。従って、以下に於いては、
ａ．散在流星との比較
ｂ．植木の方法
または、その変法(視認率の補正をする、または、下記)を用いる場合について考察する。
ａの方法を用いる場合には、Ⅲ－ⅲ、ⅵの問題を或る程度避けることが出来る。ｂを用いる場合には、当然、視認率の補正が必要になる。また、その際には、最微光星により視認率をスライドさせねばならない。しかし、ａとは逆に、ｂを用いた場合には、Ⅲ－ⅳ、ⅴを避けられる。従って、流星数が多く、光度比を求めること自体が目的であれは、両者を併用すべきである。そのことによって、光度見積もりの癖、最微光星の妥当性、最微光星と流星に対する限界等級の差等を知ることが出来る。
更に、植木の方法に流星数それ自身ではなく、群流星数／散在流星数の比をあてはめることにより(この比もまた光度の指数関数である)、光度比の「比」を求める、または、群流星と散在流星の平均光度の差だけを計算しておくのも一方法である。光度比が必要な場合には、散在流星の光度比を別に求めれば良いのである。
Ⅴ．結論
光度比を求める目的によって、推定方法は替えるべきである。即ち、
１．ZHR の計算を目的とする－－－P.Roggemans(1987)に従って、群流星 2.5、散在流星 3.0 として差し支えない。
２．光度比の研究を目的とする－－－【１】 団体であれば、多重計数法を用いる。
【２】 個人の場合には、前掲の植木法(変法)、または、散在流星との比較法。
とするのが適当であろう。
Ⅵ．参考文献Babadzhanov,P.B.,1987,<Meteory i ikh nablyudeniya>,Nauka.
Jenniskens,P.,1988.<DMS Visueel Handboek>,DMS.
Koseki,M.,1988,"Japanese η-Aquarids Observations in 1987",WGN,16,94-96.
Kresakova,M.,1966,"The magnitude distribution of meteors in meteor streams", Contr.astron.obs.Skalnate
Pleso,3,75-109.
植木核栄、1987、<NMS Halley Project. review 1>、Ｈ計画ワーキンググループ。
小関正広、1983、「光度関数と流星の見落とし率」、第 21 回東京近郊地区流星観測者会。
小関正広、1986、「日本における 1985 年のジャコビニ群(Draconids)の観測」、流星研究論文集、p.31-47.
小関正広、1987、「眼視観測についての一考察」、第 28 回流星会議。
薮 保男、1974、「観測結果の整理」、<流星観測ガイドブック>、p.196-199.
＜計算例－－－1987 年のオーストラリアに於ける柳の観測：5 月 4/5 日＞
最微光星
6.5
6.4
6.3
6.2
6.1
6.0
光度 N 視認率 ｒ-3
1 0.870*****
0.856*****
0.843*****
0.830*****
0.816*****
0.802*****-2
0 0.730 2.000
0.710 2.000
0.692 2.000
0.674 2.000
0.657 2.000
0.641 2.000-1
2 0.570 3.026
0.559 3.031
0.549 3.034
0.539 3.037
0.530 3.039
0.521 3.039
0 14 0.480 5.861
0.474 5.838
0.469 5.816
0.463 5.795
0.458 5.776
0.452 5.758
1 22 0.420 3.113
0.413 3.115
0.407 3.118
0.400 3.122
0.393 3.127
0.385 3.133
2 23 0.343 2.206
0.334 2.213
0.325 2.221
0.315 2.229
0.305 2.240
0.294 2.251
3 31 0.232 2.023
0.210 2.066
0.189 2.114
0.169 2.169
0.151 2.233
0.134 2.307
4 15 0.064 1.919
0.056 1.969
0.048 2.026
0.042 2.094
0.035 2.174
0.029 2.270
注：ここで、光度比は観測者の推定している最微光星に対するものの他、0.1 等級刻みで最微光星を変化させたものについても計算している。2～4 等級の光度比が 2.2～2.3 の範囲にあることは明らかであり、最微光星が 6.0 等級であったとすると流星数の分布に矛盾がなくなる。この例では余り光度比が最微光星によって大きく変化していないが、このような表は観測者の最微光星の推定値のチェックにも使うことができる。

［資料２］

UFOCaptureによる2011年の流星観測結果と考察
関口孝志 ２０１２年２月５日ＭＳＳ資料• 現在の私のシステムは、WatecNeptune１００＋CBCレン
ズF０．８ の６mm（３台）と１２ｍｍ（１台 ）の合計４台• 私のこのシステムで得られた２０１１年分の全流星数は、
２３５０３個 です。
• 解析ソフト ＵＦＯ Ｃａｐｔｕｒｅ Ｖ２： ＵＦＯ ＡｎａｌｙｚｅｒV２
UFOorbitV2 （http://sonotaco.com/）• ＳｏｎｏｔａｃｏネットワークにアップされたＵＦＯＣａｐｔｕｒｅによるＴＶ観測から２０１１年に得られた単点の流星は、全部で１５９６６８個です。その内、２点以上の同時流星で軌道計算できたのは、２７３３５個。これらの内、私とＩＮＯＵＥ氏の１２ｍｍでの２点同時流星は、全部で２１２１個です。これ
らの計算結果を基に分かったことをまとめてみました。
• また、２０１１年のこぐま群の突発を観測できましたので、ＴＶ観測と電波観測についても触れたいと思います。

全同時流星の１／ｔのグランドマップ

関東と関西と中部地方は、ほぼ網羅されている。

全同時流星の１／ｔの輻射点分布図
L-Ls図

Jx_dCa SonotaCo-net 2011
←今年発見された群

今年は、群の存在がより明瞭である。２２０度付近は、相変わらず流星数が少ない。黄経２１０度、黄緯１０度付近に高速の群の存在がありそう。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点
分布図（拡大）今年は、ｇDra群が殆ど捕らえられていない。

←今年発見された群
Jx_dCa onotaCo-net 2011
http://sonotaco.jp/forum/viewtopic.php?t=2660

６月のうしかい群、南方の小流星群も観測されている。ふたご
群は、まだ回りに群が存在していそうである。９月のペルセウス
群やぎょしゃ群も捕らえられている。

今年は、オリオン群が長期間観測されている。こぐま群が明瞭である。ろくぶんぎ群やアンドロメ
ダ群が捕らえられている。

２０１１年のこぐま流星群

この晩の私の単点観測でのこぐま群判定は、８３個でした。
同時流星は、Ｓｏｎｏｔａｃｏネット
ワークで、１１２個ありました。

こぐま流星群の電波観測結果（杉本氏による）極大付近の１時間毎の出現グラフです。明らかに２時５０分前後と５時５０分前後と７時前後に突発があったものと思われます。

こぐま流星群のダスト予想
佐藤氏によるこぐま群のダストトレイルの計算結果が発表されました。それによる突発が杉本氏の電波観測速報１０分ごとのグラフで確認できました。１０分ほどのズレがあります
が見事にとらえています。私のＴＶ観測でも１時５０分から高原状になり、５時４１分から６
時１分の２０分間に１１個の突発がありました。今回は、１分間に２個の出現が何回もありました。また、ＴＶ同時流星の軌道計算結果からは、佐藤氏の２つを含め、全部で３トレイ
ルの出現をとらえていると言えそうです。
１０６２年
２２０ ７６．０

215 75.5

１１３１年
２１９ ７５．７

放出年 Date(UT)

Time

JST

LS(2000) Δr(AU) 放出速度(m/s)

fM

α

δ

V(km/s)1062 2011/12/22.89 21:16 12/23 06:16 270.503 -0.0001 -19.43 _.___ 219.58 +76.20 33.08
1131 2011/12/22.74 17:42 12/23 02:42 270.352 +0.0016 -13.76 0.039 219.00 +75.74 33.30

２０１１年のこぐま流星群
光度分布は、０～２等級が多い。火球はなかった。
形状は、短径路の流星が多かった。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図←今年発見された群

今年も、小流星群がたくさん観測されている。中央左は、輻射
点の広がりが大きい。

小流星群も省いた散在の１／ｔの輻射点分布図
L-Ls図

１
２
３

小流星群を省いても。ここには、群がありそう。１は、こじし群の後半か。２は、オリオン群の北群と同じようにみずがめ群にも北群があるのか。３は、おとめ群の活動期間が狭いために判定されていないのでは？。

１２ｍｍの全同時流星の１／ｔの輻射点分布図
L-Ls図←今年発見された群

２００個近くでは、あまり明瞭にはならない。主要群の存
在も半分ぐらいになってしまう。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図 １月

ｂ_L０４２から４５は、塩井・重野氏の流星群カタログの仮称γ
うみへび群です。輻射点移動がよく見られています。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図 ９月

９月のペルセ群の数が多いです。輻射点も広がっていますが集中も見られ移動が見られます。うお群の輻射点が広がっています。移動も見られます。J5_ｎｕＥ群も数が多いです。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図 １０月

オリオン群の数が多いです。輻射点も広がっていますが集中も見られ移動が見られます。 Eふたご群が分離できています。う
お群とおうし群の輻射点が広がっています。移動も見られます。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図 １１月

しし群の数が多いです。輻射点も広がっていますが集中も見ら
れ移動が見られます。 おうし群の南北が分離できています。オ
リオン群が頑張っています。うみへび群の輻射点は、広がっていますが移動も見られます。

１／ｔの主要群（Ｊ５）と小流星群の輻射点分布図 １２月

ふたご群の数が多いです。輻射点も広がっています。いっかく
じゅう群やうみへび群の輻射点の移動が見られます。かみのけ群は、長期の活動が見られます。12月のりゅう群は、輻射点の広がりが大きいです。こぐま群の輻射点の集中が見られます。

眼視、写真(CCD)、電波(II)で見えるもの---?established? list?
2012/Feb./5 流星物理セミナー
日本流星研究会小関正広
１．流星数の光度分布観測され得る流星数は流星の光度（等級）の指数関数となると考えられている。しかし、実際に観測される流星数は観測条件によって異なったものになる。眼視観測では、肉眼という制限から暗い流星は極端に見落としが増加する。Kresakova が膨大な眼視観測から得た「視認率」を示す（最微等級=6.5 の場合）。
流星の光度
視認率

-6
1

-5
0.98

-4
0.95

-3
0.87

-2
0.73

-1
0.57

0
0.48

1
0.42

2
0.343

3
0.232

4
5
0.064 0.008

NMS 同報に掲載された明大のふたご群観測(2011 年)を総合すると次の結果が得られる。
流星の光度
ふたご群の流星数
散在流星数
最微等級平均=4.25

-3
11
1

-2
36
8

-1
113
23

0
240
47

1
314
78

2
131
97

3
43
37

4
3
5

平均
0.56
1.22

最微等級の違いだけ Kresakova の表をスライドさせて明大の眼視観測に適用すると次のグラフが得られる。
きれいに直線近似できることが分かる。つまり、ふたご群の流星も散在流星も光度（等級）の指数関数で表されることが確認できる。
ここで、この直線の傾き（対数）を指数の冪に戻したものを光度比という。ある光度 m0 における流星数を N0 とするとき、光度 m の流星数は光度比 r を用いて次のように表される。

補正流星数の光度分布4.5log(N')

4
3.5
3
y = 0.4246x + 2.7324
r=2.662.5
2

y = 0.5696x + 2.176
r=3.71
ふたご群
散在
線形 (散在)線形 (ふたご群)

1.5
N = N 0 ∗ (m − m0 )このグラフからは、ふたご群の1
光度比が r=2.66 であり、散在流星
0.5
が r=3.71 であると求められる。こ等級
れからも分かるように、一般的に0群流星の方が散在流星よりも光度 -4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
比が小さい。以下では、光度比の大小をモデルによって考えてみることとする。
光度比に小数がつくと計算が大変になるので、r=2 と r=3 の場合を比較してみよう。仮に-2 等級の流星数が群流星で 10 個、散在流星で 1 個であったとする（ペルセウス群の場合に近い）。
流星の光度 -6
-5
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
6
r=2
10
20
r=3
1
3
10 個と 1 個という大きな差があったとしても、光度が 4 等になると、流星数は逆転し、さらに暗い流星では、散在流星の方がはるかに多くなることが分かる。前述の視認率を当てはめて、実際に観測される流星数を
最微等級 6.5 の空として推算すると次の表になる。合計流星数が r=2 に対して 260.6 個、r=3 に対して 167.3 個であるから、ペルセウス群を理想的な晴夜に個人であれば、数時間、または数名の団体観測を総計したものと考えれば、およその状況が再現されていると言えるだろう。
流星の光度 -6
-5
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
6
r=2
0.6
1.2
2.4
4.4
7.3
11.4
19.2
33.6
54.9
74.2
41.0 10.2
0.2
r=3
0.0
0.0
0.1
0.3
0.7
1.7
4.3
11.3
27.8
56.4
46.7 17.50.5
r

２．流星群の見え方
眼視観測によって、流星群の活動が認められるには、最低限、次の条件が必要であろう。
(1)経路を記入する：1 時間に 1 個で 4 時間以上の観測。

(2)計数観測：散在流星に対して群流星の数が 1/10 以上ある。
同様に、軌道が求められる観測方法であっても、流星群の活動を認識するには条件がある。流星の光度分布を模式的に示して、条件を考えてみよう。以下では、実際により近いであろう値として、群流星 r=2.5、散在流星 r=3.5（これは、小関 2011 でも確認されている）として、計算・表示する。
第１図は、大流星群と小流星群の見え方を比較するものである。縦軸は対数目盛なので、左側に真数を表示した。ここでは、簡単のために流星数 N が HR を意味するものと考えよう。横軸は流星の光度（等級）であり、大きく写真(CCD)、眼視、電波の領域に３分した。もちろん、相互の重なりはある。グラフ中で r=3.5 と示した線が散在流星数であり、その１目盛り下の平行線（点線）は散在流星数の 1/10 を示し、群流星の検出限界を意味する。r=3.5 の線で上側の１点鎖線は大流星群、下側の２点鎖線は小流星群を表す。大流星群は-1 等級の 1 時間当たり流星数が 1 個、小流星群は 4 等級で 1 個と仮定した。図中の網掛け部分が一般的な観測可能領域となる。つまり、大流星群であれば、全ての観測方法で検出される。しかし、小流星群の直線は、この領域をかすめるだけであり、時によっては観測されるが、常に検出されるわけではないことになる。また、4 等級
より明るい領域では、辛うじて検出限界の点線を上回り、1.5 等級程度までは HR>0.1 となるので、写真や CCD
観測では検出が可能となる場合もあり得る。
第２図は火球群と微光群（電波群）の見え方を比較するものである。r=1.5 が火球群、r=4.5 が微光群を模式的に示している。ともに 4 等級で HR=1 としている。光度比が実際にどれくらいなのか、また、本当に直線近似できるのかという問題があるが、この図から、基本的な違いを理解することができる。写真や CCD では、軌道が得られるので、出現数が少なくとも群判定が可能であり、HR>0.1 を検出限界と考えることができる。
従って、撮影可能等級（ここでは 1 等級）よりも明るい範囲にわずかながら検出可能領域が存在する。また、微光群の場合には、4 等級より暗い領域で散在に対する判別可能条件である 1/10 を超える（破線より上）の領域が存在する。
流星群によって光度比の違い、
全体的な流星数の違い（それぞれ、グラフ上の傾きと切片を意味する）の違いがあることは当然である。従って、観測手段によって、流星群の見え方は大きく違ってくる。さらに、電波流星の領域では他の観測手段に比べ、観測年による違いも大きいことが知られている。このような違いを無視した
IAUMDC の<established list>は無用の混乱を招くものである。付録として、IAUMDC の<established list>にコメントをつけて示すが、従来から知られていた流星群の他は、かなり怪しいもの、不確定なものが含まれていることに十分留意する必要がある。
参考文献
小関正広、2011、明大天文部の眼視グループ観測から分かること（2011/Feb./6 流星物理セミナー）

付録：IAUMDC の?established? list
IAU Code
27 KSE
144 APS
6 LYR
137 PPU
152 NOC
153 OCE
31 ETA
145 ELY
156 SMA
61 TAH
171 ARI
172 ZPE
165 SZC
325 DLT
164 NZC
63 COR
324 EPR
170 JBO
173 BTA326 EPG
328 ALA
187 PCA327 BEQ
188 XRI
183 PAU
5 SDA
1 CAP
3 SIA
191 ERI
7 PER
198 BHY
12 KCG
33 NIA流星群和名
へび座κ流星群
4 月うお座昼間流星群
4 月こと座流星群
とも座π流星群
くじら座ω北昼間流星群
くじら座ω南昼間流星群
みずがめ座η流星群
こと座η流星群
5 月おひつじ座南昼間流星群
ヘルクレス座τ流星群
おひつじ座昼間流星群
ペルセウス座ζ昼間流星群
6 月わし座南流星群
おうし座λ昼間流星群
6 月わし座北流星群
からす座流星群
ペルセウス座ε流星群
6 月うしかい座流星群
おうし座β昼間流星群
ペガスス座ε流星群
とかげ座α流星群
カシオペヤ座π流星群
こうま座流星群
オリオン座χ昼間流星群
みなみのうお座流星群
みずがめ座δ南流星群
やぎ座α流星群
みずがめ座ι南流星群
エリダヌス座η流星群
ペルセウス座流星群
みずへび座β流星群
はくちょう座κ流星群
みずがめ座ι北流星群

λs
15.7
30.3
32.4
33.6
46.7
46.7
46.9
49.1
55
72
76.7
78.6
80
85.5
86
94.9
95.5
96.3
96.7
105.5
105.5
106
106.5
117.7
123.7
125.6
127
131.7
137.5
140.2
143.8
145.2
147.7

α
230.6
7.6
272
110.4
2.3
22.5
336.9
292.5
33.7
228.5
40.2
64.5
297.8
56.7
298.3
192.6
58.2
222.9
84.9
326.3
343
389.4
321.5
94.4
347.9
342.1
306.6
339
45
48.3
36.3
284
328

δ
17.8
3.3
33.3
-45.1
17.8
-3.6
-1.5
39.7
9.2
39.8
23.8
27.5
-33.9
11.5
-7.1
-19.4
37.9
47.9
23.5
14.7
49.6
71.5
8.7
15
-23.7
-15.4
-8.2
-15.6
-12.9
58
-74.5
52.7
-4.7

λ-λs
206.8
338.0
240.6
93.5
322.7
332.7
291.2
257.4
339.6
136.2
328.4
348.8
213.4
331.6
212.9
104.3
328.7
97.8
348.6
228.6
266.3
316.0
220.4
336.6
215.7
212.0
179.9
203.1
260.8
283.1
168.3
158.1
180.8

β
35.0
0.0
56.7
-65.9
15.4
-12.1
7.6
60.3
-4.1
54.7
7.8
6.0
-12.7
-8.2
13.5
-12.9
17.3
59.6
0.1
26.5
50.7
53.9
22.6
-8.4
-17.0
-7.2
10.7
-6.3
-28.6
38.4
-71.3
74.5
7.8

Vg
45
28.9
46.6
15
33
36.6
65.9
45.3
28.9
15
35.7
25.1
33.2
36.4
36.3
9.1
44.8
14.1
29
29.9
38.9
40.3
31.6
44
44.1
40.5
22.2
34.8
64
59.4
22.8
24
27.6

Remarks
Cook の working list に登場。1950 年代の写真以外に確実な観測はない。
昼間群。Kashcheyev(旧ソ連)と Nilsson の観測。
☆
1977, 1982 年に突発出現。26P/Grigg-Skjellerup の軌道変化により注目されている。
昼間群。Kashcheyev(旧ソ連)、Sekanina と Nilsson の観測。
昼間群。Lovell 以来知られている＜歴史ある＞流星群。
☆
C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock)に関連するとされるが、写真観測のみ。
昼間群。Kashcheyev(旧ソ連)と Nilsson の観測。
73P/Schwassmann-Wachmann 3 に関連。ほぼ写真観測のみ。突発出現(1930 年?)
昼間群。Lovell 以来知られている＜歴史ある＞流星群。
昼間群。Lovell 以来知られている＜歴史ある＞流星群。
Kronk の表にある以外は、１回の電波観測のみ。#164 の南群というだけ。
Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
McIntosh の表の他、電波観測で知られている。
1937 年に Hoffmeister が突発出現を観測。それ以降の確実な観測はない。
Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
7P/Pons-Winnecke に関連。突発出現(1916 年等)以外は写真観測のみ。
昼間群。Lovell 以来知られている＜歴史ある＞流星群。
昼間群。Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
電波観測（特に旧ソ連）のみ。Northern toroidal の一部と言うべき。
Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
昼間群。Kashcheyev(旧ソ連)と Nilsson の観測。
McIntosh の南半球の流星群に登場。それらしい電波観測もあるが、不明確。
☆
☆
Whipple が指摘したもので、それらしい電波観測もあるが、散在に埋もれている。
大塚の報告のみ。
☆
1985 年の突発出現のみ。
写真観測、眼視観測ともにあるが、定義自体が不明確。
Whipple が指摘したもので、それらしい電波観測もあるが、散在に埋もれている。

206 AUR ぎょしゃ座流星群
158.7 89.8 38.7 291.1 15.3 65.7 1935 年以降、突発出現を繰り返している。
208 SPE
170 50.2 39.4 248.2 20.3 64.5 写真、CCD で近年注目されている。
9 月ペルセウス座ε流星群
181 162.7 15.7 337.1
7.7 43.6 昼間群。Kashcheyev(旧ソ連)と Nilsson の観測。
212 KLE しし座κ昼間流星群
188.4 154.5 -1.5 328.5 -11.3 31.2 昼間群。Nilsson の観測でふたご群との関係が指摘された。
221 DSX ろくぶんぎ座昼間流星群
233 OCC 10 月やぎ座流星群
189.7
303
-10 113.3
9.7
10 Terentjeva の火球群。その後、眼視観測も少数ある。
281 OCT 10 月きりん座流星群
193
166 79.1 280.0 62.0 46.6 突発出現らしき目撃証言のみ。
9 DRA 10 月りゅう座流星群
195.1 264.1 57.6 55.1 80.6 20.4 ☆
8 ORI
208.6 95.4 15.9 246.6-7.4 66.2 ☆
オリオン座流星群
22 LMI こじし座流星群
209 159.5 36.7 297.6 25.9 61.9 Cook の working list に登場。写真観測の他 CCD 観測もある。
2 STA おうし座南流星群
224 49.4
13 186.5-5.0
28 ☆
17 NTA おうし座北流星群
224 58.6 21.6 197.0
1.3 28.3 ☆
18 AND アンドロメダ座流星群
232 24.2 32.5 162.6 20.8 17.2 歴史上の大出現。写真観測で痕跡らしきものが捉えられている。
13 LEO しし座流星群
235.1 154.2 21.6 273.2 10.2 70.7 ☆
246 AMO いっかくじゅう座α流星群
239.3 117.1
0.8 239.7 -20.0
63 1935 年の突発出現の他、1995 年にも DMS で突発出現を捉えている。
250 NOO 11 月オリオン座流星群
245 90.6 15.7 205.6-7.7 43.7 1964 年の突発出現以外には、確実な観測はない。
254 PHO ほうおう座流星群
253 15.6 -44.7 98.3 -46.2 11.7 1956 年に突発出現が観測されたが、以後の状況は不明確。
19 MON 12 月いっかくじゅう座流星群 260.9 101.8
8.1 201.2 -14.8
42 写真観測と電波観測が中心。代表的な小流星群
4 GEM ふたご座流星群
262.1 113.2 32.5 207.7 10.6 34.6 ☆
16 HYD うみへび座σ流星群
265.5 131.9
0.2 228.8 -17.0
58 写真観測では比較的よく捉えられている。
15 URS こぐま座流星群
271 219.4 75.3 218.6 72.1
33 ☆
20 COM 12 月かみのけ座流星群
274 175.2 22.2 252.5 18.4 63.7 #32DLM, #90JCO を合わせてかみのけ群と呼ばれる。#32 のみ CCD で確認できる。
320 OSE へび座ω流星群
275.5 242.7
0.5 325.0 21.2 38.9 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
330 SSE275.5 242.8 -0.1 325.3 20.6 42.67 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
へび座σ流星群
319 JLE
282.5 148.3 23.9 219.8 10.4 52.7 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
1 月しし座流星群
10 QUA しぶんぎ座流星群
283.3
230 49.5 276.9 63.6 41.4 ☆
331 AHY うみへび座α流星群
285.5 127.6 -7.9 206.8 -26.0 43.6 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
323 XCB かんむり座ξ流星群
294.5 244.8 31.1 299.7 51.5 44.25 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
322 LBO うしかい座λ流星群
295.5 219.6 43.2 259.8 54.4 41.75 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
321 TCB かんむり座ζ流星群
296.5 232.3 35.8 279.2 52.4 38.66 Brown(2007)の電波観測以外には知られていない。
110 AAN ポンプ座α流星群
313.1
140
-10 192.8 -24.3 42.6 McIntosh の表の他、電波観測もあるが同じものか不明確。
102 ACE ケンタウルス座α流星群
319.4 210.9 -58.2 273.0 -42.2 59.3 1980(1974?)年に突発出現。電波観測に類似するものがある。
☆はよく知られている群で、コメントを省略した。コメント欄はイェニスケンスの大著”Meteor Showers and their Parent Comets”に掲載されている’working list’から省略、引用した項目がある。
なお、この’working list’は web 上で取得できる（大著を購入しなくてもよい）。http://www.astro.sk/~ne/IAUMDC/STREAMLIST/meteoroidstreamworkinglist.pdf（http://meteor.asu.cas.cz/IAU/nomenclature.html からたどることができる。これは、C22: Task Group on Meteor Shower Nomenclature であり、IAU Meteor Data Centerからではたどれない。）。Brown(2007)の電波観測は、この’working list’には含まれていない。その後の追加である。、流星群和名は上田が提案した試案をそのまま用いている。

MSS130. 2012.2.5
論文紹介
内山茂男

Discovery of the February Eta Draconids (FED, IAU#427): the dust trail of a potentiallyhazardous long-period cometPeter Jenniskens and Peter S. Gural (WGN 39:4 (2011) 93-97)
Abstract A previously unknown shower was detected on 2011 February 4, during routine low-light-level video
triangulations with NASA’s Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS) project in California between 02h20m and14h20m UT. During that time interval, six meteors radiated from a compact geocentric radiant at R.A. = 239.92°±0.50°,
Decl. = 62.49°±0.22°, with speed Vg = 35.58±0.34 km/s. The times of arrival for the meteors were 06h25m, 07h59m,
10h49m, 11h18m, 12h14m, and 13h33m UT, suggesting that the outburst peaked around 11h UT (λ○ = 315.°1) and had
a duration of at least 7 hours. The shower was not detected on the days prior to or after February 4. The meteors were ina narrow magnitude range, with peak visual magnitude of +2.1, +1.9, +2.6, +2.1, +2.3 and +2.4, respectively, movingfrom 103.6±1.4 to 95.7±1.5km altitude. The mean meteoroid orbital elements derived from the radiant and speed are: q= (0.971±0.001) AU, 1/a = (－0.004±0.025) AU-1, i = 55.°20±0.°34, ω = 194.°09±0.°35, Ω = 315.°07±0.°10 (onestandard deviation). The orbital periond of this shower is P ＞ 53y (three standard deviations), so that meteoroids arelikely the dust trail of a potentially hazardous long-period comet, which remains to be discovered.
・

観測機材等
・ Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS) network.
→ IAU の Working List の300以上の流星群（未確立）を調査することを目的として設置・運営。
・ 現在、3点観測。2月4日時点では2点観測。
・ ワテックのWat-902H2 Ultimate ＋ 12mm F1.2レンズ（写野20°×30°）を各観測地点に20台ずつ設置。
2月りゅう座η群の発見（Fig. 1 , Table 1）・ 2011年2月4日、通常のビデオ観測により検出。80個の軌道の中に5個の集中を発見（ゆるい基準で合計6個）。
・ 対地速度も 35.6km/s 付近でほぼ一致。→ 順行軌道で、ほぼ放物線軌道（長周期）。
・ 等級幅も狭い。→ いっかくじゅうα群、ぎょしゃ群でも同様の現象を観測。
・ 光度変化も似ている。爆発はない。→ 比較的硬い流星物質で、簡単にはボロボロとくずれない。
・ 2月りゅう座η流星群 (February η Draconids) と命名。IAU番号 #427。コードは FED。
・ 2月4日以前と以後には群流星の検出なし（2月1～10日は晴天）。
2007～2009年のSonotaCoデータベースにもなし。
・ 他に11個、群の候補あり。10～13hUTに出現。ピークは11hUT頃。最初の2個は wing 活動では。（Fig. 3）
・ 電波観測(Finland)でも10～12hにピークあり（対流圏伝播障害(?)やオーロラのため、不明確）(Fig. 3）
Table 1 Meteoroid physical parameters, trajectory, and orbital elements. mV is the visual magnitude, F the light curveparameter (position of peak relative to distance from begin to end point), H b and H e are beginning and end altitude, RAg
and Decg are the geocentric Right Ascension and declination, Vg is the geocentric speed. Orbital elements are in J2000.
Time

mV

F

Hb

He

RAg

Decg

Vg

06:24:31
07:59:25
10:48:53
11:17:46
12:13:49
13:32:19

+2.3
+2.1
+2.6
+1.9
+2.1
+2.4

0.68
0.59
0.62
0.67
0.40
0.67

105.1
105.1
102.7
103.9
103.1
101.4

94.6
96.3
97.0
97.1
95.7
93.4

239.43±1.32240.47±0.53
239.40±1.22239.98±2.14240.33±1.28239.80±2.8862.38±0.60
62.23±0.48
62.46±0.85
62.79±1.58
62.61±1.39
62.38±3.01

35.67±0.28
35.16±0.07
35.90±0.3435.30±1.06
35.87±0.61
35.62±0.94

TimeSol. longq (AU)

1/a (1/AU)

i (°)

ω (°)

Ω(°)

06:24:31
07:59:25
10:48:53
11:17:46
12:13:49
13:32:19314.°929
314.°995
315.°115315.°135315.°175315.°229

0.970±0.002
0.972±0.001
0.970±0.002
0.971±0.003
0.972±0.002
0.971±0.004－0.002±0.030＋0.032±0.020－0.022±0.043＋0.002±0.095－0.032±0.072＋0.037±0.136

55.39±0.4454.94±0.29
55.54±0.6454.74±1.51
55.37±1.0755.90±2.11

194.42±1.05
193.73±0.43
194.41±0.88
194.17±1.39
193.73±0.84
194.09±2.24314.923314.990315.111315.132315.175
315.228

Fig. 2（一部）Meteor light curves. 縦軸：等級、横軸：発光高度

Fig. 4

輻射点位置（内山制作）

長周期彗星の1公転トレイル
・地球軌道に十分近い軌道の長周期彗星は、1公転トレイルによる流星群活動が見られることがある。
・彗星が1公転前にダストを放出。→ ダストにより公転周期が少し異なる（放出速度・太陽光圧の違いのため）。
→ トレイルを形成。
・惑星の引力でダストトレイルの軌道は変化。→ 地球軌道の内側･外側に行ったり来たりする（彗星軌道が地球軌道に近ければ）。→ 1時間程度の流星群活動が観測されることがある。最近の例では、1995年のいっかくじゅうα群や2007年のぎょしゃ群。（この流星群は7時間。通常の長周期1公転トレイルでは0.7～2時間。）
・このような群活動はめったにない（トレイルが細い、軌道が交差したときに地球がそこにいる必要がある）。
→ 60年に1～2回。→ 多くの流星群が発見されずに残っている。
・2公転すると、拡散。
・周期200～1万年の彗星であれば、ダスト密度は十分で、流星群活動と認められる。
・新彗星でよくある周期10万年では、十分なダストを軌道に残せない。短周期彗星であれば、定常群として検出されやすい。→ この流星群の母天体の周期は、200～1万年あたりがもっともらしい。
衝突危険性（potentially hazardous long-period comet）
・Lyytinenの計算では、今後のトレイルの地球軌道交差は、2016年（地球通過1.98ヵ月後）と2023年（同2.1ヶ月前）。その次は2076年。ただし、いつも0.008AU以内。
・母彗星はダストトレイルの中にいる可能性大。
理由1. 軌道傾斜角大きい→木星に近づかない→軌道安定。
2. 非重力効果は周期を変えやすい。軌道の方向はあまり変えない。
3. ダストの放出速度＆太陽光圧はダストの周期を変える。他はあまり変化しない。
・ダストトレイルが地球にぶつかることがある → 母彗星が地球に衝突することもありえる。
・彗星が軌道のどこにいるかは不明。数百年前に知られずに通過したかもしれないし、現在接近中かもしれない。
・太陽光圧は、ダストの周期を伸ばす。→ 彗星はすでに通過しているという可能性が大きい。
ただし、こと群は彗星の接近の前にも後にも観測された。
衝突の確率
・彗星軌道が地球軌道にぶつかるのは20×60年に2回。（トレイルは60年に2回通過。トレイルは地球より20倍
太い→彗星軌道が地球に衝突する確率は、トレイルが衝突する確率の1/20）
・彗星軌道が地球軌道に2月4日にぶつかる可能性は15％。（1年でトレイルが動く平均距離は0.0026AU。それは地球が0.15日で公転する距離）（・・・ということが書いてあると思われるが、十分理解できていない）
・彗星が地球の大きさを通過するのは5分間（公転周期200～10000年に1度）。
・1回の衝突に要する年数は、1/(2/20/60×0.15×5/60/24/365/200) ～ 850億年に1回（周期200年の場合）。
周期1万年の場合、4兆2000億年に1回。
・(Weissman,2006) のより正確な計算によると、長周期彗星の衝突可能性は、5億回の回帰に1回。
→ 周期200年で1000億年に1回、周期10000年で5兆年に1回。
・長周期彗星の地球衝突はまれな現象。しかし、彗星が十分たくさんあれば起きる。
・長周期彗星の衝突は、比較的高速な衝突となる。→ 10km以上のクレーターの3～9％、100km以上のクレータ
ーではもっと多くの比率が、長周期彗星によるものと見積もられる(Weissman,2006)。
対策（？）
・「トレイルの軌道上で2月4日に地球軌道に達するところ」を捜索すれば、2～3年の警告期間を与えることができる。
・流星のビデオ観測（軌道チェック）を少なくても60年間行えば、衝突可能性天体（potentially hazardous comets）の存在を調べられる。
注意事項
今回の論文紹介では、こちらの判断で論文記載の順番を変更し、見出しもつけなおしています。

２０１２年の９月のペルセウス群の結果
第132回 流星物理セミナー 文責 関口
はじめに、杉本氏より「北アメリカ西部の５ヶ所の観測データを集計したところ、全箇所が同じ時間に増加していました。・・・国内では、「天頂効果」の影響により減少したとも考えられます。SPE群を想定すると、鋭いピークは、９月１０日１～２時台(JST)の２時間で推定ＺＨＲ_ｒ＝２４程度となっています。（グラフ３）他の時間帯は、ほとんど確認ができませんでした。」のメールを見て、日本のＴＶ観測のデータを使用し軌道計算した結果です。
１．同時流星数の変化(グラフ１)
天候にもよりますが、明らかに ８／９日と９／１０
日は、増加しています。しかも、輻射点が集中しています。（図１）また、輻射点の移動も分かります。（図２） ９／１０日の出現分布と光度分布も求めました。
明らかに１時から３時頃にピークで２時にピークとなっているようです。（表１）－１等～１等の流星が多かったです。（表２）２．単点での変化(グラフ２)
９／１０日のみ調べましたが、こちらは、群判定は、不確かな物もあると思われますが。ピークは、２時半から３時半の３１個。１０分間では、２時から８個。２
時５０分から７個。３時４０分から１０個となっています。
単点では、３時頃にピークとなっています。

グラフ１

グラフ２

2012年杉本氏の電波観測速報結果

2012年9月9／10日の同時流星の輻射点

グラフ３
図１

2012年9月3／4日から１７／１８日のsonotacoネットワークで得られた同時流星より
図２

２０１２年のsonotacoネットワークで得られた同時流星の出現分布と光度分布
表１表２２０１２年９月３／４日～１７／１８日までの全同時流星の光度分布
-3

-2

-1

0

1

2

3

4

11

31

28

33

16

1

２０１０年の９月のペルセウス群との比較
今までのsonotacoネットワークでは、９月のγアンドロメダ群として注目されていたのですが、２００８年のアメリカでの電波とＴＶ観測での突発観測されたことで、９月のペルセウス群の活動の様子がはっきりしました。日本での２００８年の結果は、私が、以下のトピックで紹介しています。また、２０１０年には、日本でも火球が多く観測され、上田氏が以下のようにまとめています。
2010年の9月ペルセウス座ε流星群は、2010年9月1日から25日の間に同時流星で軌道計算できたものが95個あった。それらか
ら、輻射点、速度が次のように求った。
α= 50.30°+0.97343 (λ170°) ±2.2°
δ=+39.35°+0.06174 (λ170°) ±1.6° (J2000.0)
Vg= 64.08 -0.02743 (λ170°) ±1.6 km/s
2010年9月13日(太陽黄経λ170°)での位置は、修正輻射点
α50.3° δ+39.4° 地心速度Vg 64.1km/sであった。光度分
布をみると、同群は-7等や-6等の火球クラスのものが出ていたことがわかる。
今年は、火球よりも１等の流星が多く出現したことになります。
以下にsonotacoネットワークのＨＰに関連記事があります。
2012年分 http://sonotaco.jp/forum/viewtopic.php?t=2826
2010年分 http://sonotaco.jp/forum/viewtopic.php?t=2353
2008年分 http://sonotaco.jp/forum/viewtopic.php?t=1811᭱ᚤ➼⣭࡜║どὶᫍᩘࡢ㛵ಀ㸦㸰㸮㸯㸱ᖺ∧㸧㹋㹑㹑㸫㸯㸱㸳
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東海大学天文宇宙同好会の流星観測再開について
東海大学天文宇宙ＯＢ会
野島 康宗
１．東海大学天文宇宙同好会の紹介
会の名称
発足年
活動拠点

： 東海大学天文宇宙同好会（略称 TUD) 大学公認サークル： 昭和42年(1967年）： 東海大学湘南キャンパス（神奈川県平塚市北金目）
工学部航空宇宙学科附属湘南天文台(第２実験実習棟３階)
日本光学工業 20cm 屈折望遠鏡
一般サークルのため、部室の貸与なし

写真1. 天文台ドーム（キャンパス外から撮影）
会員数
代表者： 90余名
： 委員長

沿革

：

昭和42年(1967年)
発足（初代委員長：越智裕男氏）
昭和45年(1970年)頃 大学天文連盟に加盟
昭和46年(1971年)
流星班発足(初代班長：早川典氏)
昭和47年(1972年)
第２実験実習棟(昭和42年竣工)増築 天文台設置
この頃までに７班体制確立
太陽、惑星、流星、変光星、天体写真、新天体、宇宙構造
昭和48年(1973年)
大学天文連盟 事務局校（事務局長：鈴木正治氏）
大学天文連盟解散まで事務局校を9回務める
昭和54年(1979年)
大学天文連盟 流星分科会長に TUD 会員（徳永健氏）
大学天文連盟解散まで5名務める
平成6年(1994年)
五日市 OB 観測所(東京都あきるの市乙津)廃止
ドームは明治大学足柄観測所プレハブ隣に移転
平成8年(1996年)
太陽班活動停止
この頃から会の活動が低迷してくる
平成9年(1997年)
流星班活動停止、神話班発足
平成10年(1998年)
この年を最後にペルセウス座流星群観測会は中断
平成11年(1999年)
新天体班活動停止
平成12年(2000年)
宇宙構造班活動停止
大学天文連盟解散
この年に入学した会員は卒業時に３名のみまで減少平成16年(2004年)

平成19年(2007年)
平成23年(2011年)
平成24年(2012年)
平成25年(2013年)
卒業生：

八ヶ岳遠征帰路中に死亡交通事故
建学祭を取り止めるなど活動一時停止※ 再発防止策で自動車使用の遠征がほぼ不可能に定期遠征を再開※ 遠征先はこれまでの富士山から天城高原がメインに宇宙構造班、太陽班活動再開
14年振りにペルセウス座流星群観測会実施
流星班活動再開

東海大学天文宇宙 OB 会が組織されている天文業界で活躍する卒業生多数
科学館勤務、宇宙関連産業従事
天文学研究者（天文学で博士号取得者）
天文ガイド観測ガイドの執筆
天体写真フォトコンテストの常連、日食ハンターなど

２．流星観測の再開
昭和41年(1971年)に流星班が発足して以降、少数ながらも毎年コンスタントに班員が存在していた。
しかし、平成9年(1997年)に流星班の4年生卒業後は班員数ゼロになり、流星観測会はほとんど開かれることはなかった。昨年、ペルセウス座流星群の観測会を開く話が OB 間で持ち上がり、学生を連れて観測合宿を開催し、これを契機に中～大型流星群の観測会が開かれるようになった。
平成24年(2012)年 ペルセウス座流星群観測会
日程：8/11～13(2泊3日)
場所：長野県下伊那郡阿智村浪合 銀河もみじ平キャンプ場
参加者： OB 3名、学生 10名 計13名
OB の企画により開催
キャンプ場予約から流星観測指導まで OB 主導で実施
極大夜（２晩目）が晴れ、観測実施
平成24年(2012)年 オリオン座流星群観測会
日程：10/20～21(1泊2日)
場所：足柄観測所（神奈川県足柄上郡大井町柳）
参加者： OB 1名、学生 11名 計12名
ペルセウス座流星群観測会に参加した学生の要請
天候に恵まれて観測実施
平成24年(2012)年 しし座流星群観測会
日程：11/17～18(1泊2日)
場所：金目親水公園（神奈川県平塚市北金目）東海大学近所
参加者： 学生 6名
現役生のみで観測会実施
雲が多く観測は80分のみ。
平成24年(2012)年 ふたご座流星群観測会
日程：12/14～15(1泊2日)
場所：金目親水公園（神奈川県平塚市北金目）
参加者： 学生 9名
現役生のみで観測会実施
4等前半の最微だったが、多くの流星を捉えることが出来た。
平成25年(2013)年 しぶんぎ座流星群観測会
日程：1/3～4(1泊2日)
場所：南足柄市運動公園（神奈川県南足柄市怒田）
参加者： OB 2名、学生 3名
晴れ間が出たのが夜遅く観測開始は2:30から。極大が日中帯で月明かりもあり流星数は少なめ。
平成25年(2013)年 ペルセウス座流星群観測会
日程：8/12～14(2泊3日)
場所：長野県下伊那郡阿智村浪合 銀河もみじ平キャンプ場
参加者： OB 1名、学生 6名 計7名
予約から運営まで学生にて実施
２晩のうち極大夜の観測実施。
※ このほか、今年のみずがめ座 δ 南流星群の観測会も計画したが、悪天候にて中止。

３．観測方法
学生の観測歴が浅いため、気軽に流星に親しんでもらうことを目的に、個人計数観測に絞って行うことにした。また、観測方法や集計方法は以前から大天連で慣例的に行われてきた方法から改めた。
以前との違いについて表1にまとめた。

観測方法

観測対象

最微光星の計測集計方法
観測地（ペルセウス群以外）

表1. 以前との流星観測の比較
以前の流星観測
団体計数観測写真同時観測FM 電波観測(～1989年頃まで)
しぶんぎ
みずがめ δ 南
ペルセウス
オリオン
しし
ふたご
（おうし：大天連３年生）
見た目（カン）
小槙 F
足柄峠
足柄観測所(1995年～)
湘南キャンパス内
檜原村ヘリポート(1994以前の QUA)

再開後の流星観測
個人計数観測（さぐり書き）

しぶんぎ
みずがめ δ 南（計画のみ）
ペルセウス
オリオン
しし
ふたご
エリア法
光度比使用
足柄観測所（最微5等前後）
金目親水公園（最微4等前半）

再開後の個人計数観測の記録は「さぐり書き」を採用している。以前の流星観測時は記録担当を設けていたが、流星観測にそれなりのスキルが必要、出来るだけ流星を見てもらいたい、各個人で記録することを身につけてもらいたいという考えから、「さぐり書き」を採用した。
流星の概要、観測方法や集計方法を「流星観測の手引き」としてまとめ、学生に配布している。
なお、以前も現在も、流星観測は50分観測・10分休憩を１ラウンドとして実施している。

４．観測結果(1) ペルセウス座流星群(2012年)
学生10名(1～3年生)参加したが、初めての流星観測ということもあり、雲量や最微や群判定などをまともに記録できた者は2名しかいなかった。図1に ZHR と HR を示す。r は1.6で計算し、以後同様。
極大太陽黄経：140.0度

図1. 2012年ペルセウス座流星群推移 （凡例括弧内は平均最微等級 以後同じ）(2) オリオン座流星群(2012年)
2度目の観測ということもあり、探り書きによる記録が出来ていた。また、ペルセウス座流星群
観測会に参加した３年生には、おうし南北群、ふたご ε 群の群判定も課した。
オリオン群は低調な出現で、2時台はおうし群(HR:5)の出現の方が目立った。ふたご ε 群については、HR1～2程度だった。
極大太陽黄経：208度

図2. 2012年オリオン座流星群推移

図3. 2012年オリオン座流星群推移（平均最微4.5等以上抜粋）(3) しし座流星群(2012年)
光害の大きい大学周辺で観測したことや、天候不良で雲量が多かったこともあり、まともな結果を残すことは出来なかった。HR 最大でも4。グラフは省略。

(4) ふたご座流星群(2012年)
光害の大きい大学周辺でも最大で HR60を超える大きな出現で、用意した探り書き用紙が足らず、裏面に記載して対応した。学生たちも舐めてかかっと反省したほど。最微等級に個人差に大差は無かったが、図4からも言えるように、個人による捉える差が大きくなった。
極大太陽黄経：262.2度

図4.2012年ふたご座流星群推移

(5) しぶんぎ座流星群(2013年)正月のため、神奈川県在住の学生のみので参加者は少なめだった。天候不良もあり、晴れてきたのはかなり遅い時間になってから。極大時刻から離れていたことや、月明かりで最微はやや悪かったことから、出現数は低調だった。
極大太陽黄経：283.16度

図6.2013年しぶんぎ座流星群推移(6) ペルセウス座流星群(2013年)
極大が未明の時間帯だったこともあり、昨年よりも多くの流星を捉えることが出来た。観測時間を通してほぼ快晴だったが、高湿度で空が若干にじんで透明度がやや悪く、最微等級は5等前半にとどまった。また、流星群の前評判が高かったが、出現数はそれほど伸びず、マイナス等級の明るい流星はあまり見られなかった。
極大太陽黄経：140.0度

図7.2013年ペルセウス座流星群推移

５．再開後の状況について総括
昨年のペルセウス座流星群の観測は、初めての流星観測だったこともあり、集計できるレベルの結果を残せたメンバーはわずかだった。そのため、後日流星観測の反省会を設け、観測時に回収した探り書き用紙を返却するとともに、参加者個別に説明を行った。
その後の流星観測については、個人差があるもののおおむね観測としては成立しており、学生間で未経験者に対する指導もスムーズに行われ、観測会の運営も学生自ら行っている。
これらの結果として、学生自ら流星班の復活に動き、本年の活動再開にこぎ着けることができた。

６．課題
・眼視観測における等級の見積もり。
・流星に関する知識の向上。
・観測しっぱなしで、結果に対する考察が出来ていない。
・年度が始まってから最初の中～大型流星群が梅雨明け後のみずがめ δ 南群であり、新入生の流星班への囲い込みが難しい。
・多様な観測方法のへの挑戦。
・実験実習棟の老朽化と19号館建設問題。

７．参考
1996年ペルセウス座流星群観測結果

図8.ペルセウス座流星群推移

最微等級と眼視流星数の関係（ペルセウス群とふたご群の比較）

ＭＳＳ－１３６
観測結果

重野好彦
明治大学天文部は２０１０年からエリア法による最微等級目測を行っている。図１を見ると２０１０年のペルセウス群の観測では、最微等級の暗い観測者ほど眼視流星数が多いことが分かる。しかし、図２を見ると２０１３年のふたご群の観測では、この傾向がはっきりしない。ふたご群の観測は最微等級が約１等明るい、明暗のレンジが狭いことなどが原因と思われる。

図１．最微等級と眼視流星数の関係 (2010.08.09/10の観測者数の多い時間帯のみを調べた)

図２．最微等級と眼視流星数の関係 (2013.12.13/14 の流星数の多い時間帯のみを調べた)ＭＳＳ－１４４用
観測結果

ペルセウス群輻射点拡大撮影 ～流星本体と流星痕～
重野好彦
２００６年以降、ペルセウス群輻射点の拡大撮影を行ってきた。試行錯誤の結果、ようやくイメージに近い画像を得ることができたので紹介する。
撮影日時

２０１６年８月１１／１２日
１２／１３日22:00～04:00(JST) ２流星
21:30～04:00(JST) １４流星

(極大22:00)

観測地

新潟八海山

撮影機材

Nikon D500 4K(3840×2160) 30fps動画 1/125secｼｬｯﾀｰ ISO:10万
レンズ 85mm F1.4 (35mm版200mm相当) 写野１１度×６度
恒星最微等級7.5等 流星最微等級6等
高橋Ｐ型＋ビクセンモードラ自動ガイド

図１．従来の合成画像
発光点から消滅点まで全てのコマを合成して１つの流星としている。全て流星本体であり、痕の存在は分からない。
2008.8.
11/12 00:00-03:32 13met
12/13 00:30-04:00 12met
IIによる動画像(720×540)
50mmF1.4(20度×15度)

０コマ目

５コマ目

１０コマ目

２０コマ目

３０コマ目

４０コマ目

５０コマ目

６０コマ目

図２，今回の観測で得られた流星拡大画像。流星本体が消滅点付近に存在する（この流星の場合は１０コマ目）を使用して全流星合成画像（図３）を作成した。

静止流星

静止流星

図３．流星本体が消滅点付近に存在するときの１コマをキャプチャーして１つの流星画像とした。１６流星全てが経路上に痕を残している。

[＋]印
1997.08.12/13 の同時ＴＶ観測による輻射点[47○]印：47,+58[48○]印：48,+58

眼視団体観測から得られるもの―――明治大学天文部２０１６ペルセウス群観測2017/2/5 流星物理セミナー
小関正広、重野好彦、平泉達哉
要約
初心者であっても眼視団体観測が有用なものであることを示し、いくつかの提言を行った。
１．明治大学天文部の活動
明治大学天文部は１９６３年に創立し、今年で５３年になる。大学天文連盟６大学７サークルの主要メンバーとして活躍してきた。さらに大学間での同時流星観測を推進する関東写真流星ネットワーク（ＫＰＭ）のメンバーとしても活動してきた。
観測体制としては太陽、惑星、流星、変光星の４つの班で構成されている。一方、創立当時より、部員相互の協調を図るため、上記班活動の他に、部員全員による流星の団体観測を行ってきた。
２．２０１６ペルセウス群の観測
２．１．合宿計画
福島県南会津郡南会津町の会津アストリアロッジにて、8 月 10 日(水)〜8 月 16 日(火)の日程で行った。流星班以外の部員を含め、総勢７４人であった。名簿を第１表に、また、集合写真を第１図に示す。
第１表：２０１６年ペルセウス群
観測の参加人数～1 年生～32 名
相合一毅(Kazuki Aigo)、青山美幸(Miyuki Aoyama)、芦田樹(Tatsuki
Ashida)、飯島輝(Hikaru Izhima)、市
川美和(Miwa Ichikawa)、今井映璃
果(Erika Imai)、大熊研太郎(Kentaro
Okuma)、岡嶋渚(Nagisa Okazhima)、
小佐野将(Sho Osano)、木村桃実(Momomi Kimmura) 、 片 岡 航 星(Kosei Kataoka) 、工 藤亮太 (Ryota
Kudo) 、 桑 久 保 朱 音 (Akane
Kuwakubo)、佐竹郁也(Ikuya Satake)、佐 藤 匠 (Takumi Sato) 、 柴 田 海 那(Kaina Shibata)、鈴木美穂子(Mihoko
Suzuki)谷川航太(Kota Tanikawa)、津田洸希(Koki Tsuda)、永田果穂 第１図：2016 年ペルセウス群観測の参加者(Kaho Nagata)、中村思裕(Shiyu Nakamura)、新美敦也(Atsuya Nimi)、丹羽信崇(Nobutaka Niwa)、野田凛太郎(RintaroNoda)、早坂渉(Wataru Hayasaka)、平林大知(Tichi Hirabayashi)、藤田知彗(Tomoaki Fujita)、北條雄大(Yudai Hojo)、
松本敦子(Atsuko Matsumoto)、水野宏彦(Hirohiko Mizuno)、山橋悠希(Yuki Yamahashi)、横江泰地(Tichi Yokoe)～2 年生～18 名
大和田篤(Atsushi Owada)、小澤優(Yu Ozawa)、加藤聡一郎(Soichiro Kato)、君塚大樹(Daiki Kimiduka)、久能友宏(Tomohiro Kuno)、小山直斗(Naoto Koyama)、斎藤堂也(Takaya Saito)、坂梨朱里(Akari Sakanashi)、肖石(Shoseki)、
杉一輝(Kazuki Sugi)、時野祐吾(Yugo Tokino)、長澤遼(Ryo Nagasawa)、野畑大空(Ozora Nobata)、羽場拓実(Takumi
Haba)、平泉達哉(Tatsuya Hiraizumi)、森谷諒(Ryo Moriya)、山川修平(Shuhei Yamakawa)、米持大樹(Daiki
Yonemochi)～3 年生～24 名
阿部奈々子(Nanako Abe)、伊澤彩貴(Saki Izawa)、井手一樹(Kazuki Ide)、岩瀬優(Yu Iwase)、上田真結(Mayu Ueda)、
内海佑香(Yuka Utsumi)、大木梨花(Rika Oki)、大野輝純(Azumi Ono)、河合麻美(Mami Kawai)、川上真帆(Maho
Kawakami)、木村詩乃(Shino Kimura)、小谷怜央(Reo Kotani)、佐々木茉歩(Maho Sasaki)、鈴木奈津美(Natsumi
Suzuki)、鈴木亮太(Ryota Suzuki)、曽根浩子(Hiroko Sone)、高嶋眞園(Masono Takshima)、高橋直之(Naoyuki
Takahashi)、寺村崇之(Takayuki Teramura)、縄田景太(Keita Nawata)、丹羽杏奈(Anna Niwa)、萩野誠一郎(Seiichiro
Hagino)、吉田奈津美(Natsumi Yoshida)、吉村光史(Mitsfumi Yoshimura)２．２．観測体制
長年にわたり５人１組での団体計数観測を行ってきたが、個人計数観測が主流となってきたため、２０００年ごろより団体観測ではあるが、計数はあくまでも個人ごとに行う
個人計数観測に移行した。また２０１０年ごろよりエリア
法星図（第２図）を利用して、最微等級を０．１等刻みで目測している。
具体的な観測方法としては、団体計数観測の名残として
５人１組で観測を行い、専任の記録係が１～２名いる。この団体観測が１チームとなっているが、最近は部員が多い
ため、同時に２チームが観測を行うこともある。繰り返し 第２図：IMO のエリア星図になるが、計数はあくまでも個人ごとである。観測者と記録者、計時者の位置関係は第３図に示すとおりである。
第４図に記録用紙を示すが、これは観測者が４名の場合に用いられるもので、１～４の番号の下に光度、備考の欄にペルセウス群か散在かの別を記入する。
２．３．観測結果
10/11 日、13/14 日、14/15 日、15/16 日は天候不良のため観測できなかった。以下に述べるのは 11/12 日と 12/13 日の観測についてであるが、12/13 日も 0 時台と 3 時 第３図：観測者配置
台は天候悪化で観測を中断した。
11 日の 21 時～23 時の時間帯は東側に山がありペガススが隠れていたので、IMO のエリア No.6 をすべて使用した。No.6 のエリアの方角には月があったため、最微光星光度の決定が十分にできなかった。12 日の22 時～23 時の時間帯はペガススでいけそうだと判断して No.16 を使用
してグループと、No.6 を使用したグループとに分かれてしまった。このことにより、月明の影響を受けたグループと受けなかったグループでの最微光星光度推定の違いが判る。エリア No.14 の方が見やすかったことにはあとで気付いた。
全体的に開けている場所で天頂方向を向いていたので、東側の山で視野を遮られた割合は１割に満たなかった。
観測結果の概要を第２表に示す。２つのグループが同一時間帯で観測しているので、観測時間は 40/43 のように一方が 40 分、他方が 43 分であることを示している。流星数と HR は観測者個人別の最多と最少を示し、流星数計の欄には延べ流星数（同一流星も重複して合計したもの）
を示している。最微光星光度の欄は観測者の測定値の幅を示し、＊は月 第４図：記録用紙
明下の観測である。また、総計の観測時間は個人の観測時間の総合計で表している。
第２表：観測結果の概要。
日
11/12

12/13

総計

時間帯

観測時間

21
22
23
00
01
02
03
21
22
23
01
02

40/43 分
50
50
45/49
52
45/49
54
30/35
35/50
50/55
54
50/60
3984

ペルセウス群
HR
流星数
流星数計
2~5
2.8~7.524
3~10
3.6~12.0
48
7~17
8.4~20.4
94
5~18
6.7~22.0
82
9~15
10.4~17.3
50
11~21
13.5~28.0
127
9~13
10.0~14.4
45
1~6
2.0~10.3
21
7~12
8.4~18.973
8~20
8.7~24.0
99
28~31
31.1~34.4
120
15~26
16.0~31.2
174
957

流星数
0~5
4~10
4~14
4~13
13~34
6~26
6~11
2~8
4~17
3~10
16~25
6~17

散在流星
最微光星
HR
流星数計 光度0~7.5
212.89~4.67*
4.8~12.052
2.89~4.67*
4.8~16.8
66
2.89~5.08
4.9~17.3
74
4.66~5.80
15.0~39.2
88
5.08~5.49
8.0~31.8
112
2.84~5.56
6.7~12.2
32
5.49
4.0~13.7
36
2.89*
4.8~29.1
70
2.89~5.08*
3.6~10.9
48
4.66~5.08
17.8~27.8
84
5.08~5.56
7.0~18.0
100
5.08~5.80783

３．観測結果の分析
３．１．今回の分析結果
３．１．１．仮の光度比2.5y = 0.3317x + 2.0415
2
Sporadics

1.5

Perseids
Sporadics*

1

Perseids*

夜半前の観測は月明の影響を受け、一晩の観測中に大きく最微光星光度が変化しているが、それを無視して光度分布を作成すると左図のようになる。ペルセウス群、散在流星ともに１等級未満ではグラフ
が 直 線 に な る の で 、こ の 傾 き か ら光 度比 を 仮 に
rPer=2.15、rSpo=2.88 とする。

線形 (Sporadics)

y = 0.50.4593x + 1.8361

３．１．２．最微光星光度の検討
最微光星光度の決定はかなりの経験者にとっても0
決してやさしいものではなく、初心者にとっては難
-6
-4
-2
0
2
4
6
関である。今回の観測でも 11-12 日の 21 時台の観測-0.5では月明下、月の方角に近いエリア(IMO-No.16)を選
第５図：光度分布と光度比定しているため、最微光星光度を 8 人中 7 人が 2.89とし、1 人のみ 4.67 としている。この No.16 のエリアではコーナースターで最も暗いものが 2.89 等、次が 4.67
等なのである。本来、IMO では 0.3 等級以上の開きがある場合には別のエリアを使うよう指示されている。しかし、月明下ではこのような条件を満たすことは困難である。ここでは、クレサコワによる視認率をスライドして用いることによって、実際の最微光星光度の推定を試みる。
第３表：Kresakova による視認率
-6
1

-5
0.98

-4
0.95

線形 (Perseids)

-3
0.87

-2
0.73

-1
0.57

0
0.48

1
0.42

2
0.343

3
0.232

4
0.064

5
0.008

6
7E-05

この視認率は最微光星光度が 6.5 等のものであり、1 等級刻みでしか数値が与えられていない。これを内挿して 0.1 等級刻みの表を作成し、さらにこれを最微光星光度が変化した場合にもスライドして用いることが出来ると仮定する。また植木によると流星数は光度に対して指数関数であらわされるので最尤推定値は次式であらわされる。m は M 等級までの流星の平均光度である。
1
𝑟𝑟 = 1 +𝑀𝑀 − 𝑚𝑚�
11/12 日の 21 時台の 8 人の観測者の光度分布を下の表に示す。実際の最微光星光度が 2.89 であれば 3 等級の流星を見ることは不可能であるので、クレサコワの視認率を最微光星光度が 3.5 等にスライドさせると、上式から求められる光度比は rPer=27.3、rSpo=31.5 となり、ありえない
第４表：11/12 日 21 時台の観測
数値を示す。
最微光星光度を 4.7 等にスライドさせると、rPer=3.01、rSpo=3.76
mag
1
2
3
Per
10
11
3 となり、仮に求めた数値に近づく。No.16 のようなエリアを使わざ
Spo215
4 るを得ない状況下では、このような方法によって、最微光星光度を検証する必要がある。また、実際にエリア内で見られた最微星よりも 1 つだけ暗いものを最微光星光度として記録することが有効と考えられる。少なくとも確認できた最微星と次の星の光度の中間値を最微光星光度とすることが望ましい。
今回の観測では、12-13 日の 22 時台に最微光星光
3
度決定用のエリアを半数がNo.6、残りが No.16 を使
y = 0.4447x + 1.2733
2.5
うということが生じたために、最微光星光度の推定
Perseids_Lm=4.66に有益な情報が与えられた。No.16 を用いた 4 名はい
2
ずれも最微光星光度を 2.89 とし、残りの 4 名は No.6
Perseids_Lm=2.89
1.5を用いて 1 名が 5.08、3 名が 4.66 としている。これ
線形をともに最微光星光度を 4.7 等とみなしてペルセウ(Perseids_Lm=4.66)
1
ス群の光度分布を補正したものが左図である。わず
線形(Perseids_Lm=2.89)
0.5
かに最微光星光度を 2.89 としたグループの傾きが大y = 0.3462x + 1.2461
きいが、ほぼ一致していることがわかる。エリア No.60
で 5.08 等の次は 5.49 等であり、実際には 4.7 等より
-4
-2
0
2
4
暗い星まで見えていた可能性がある。最微光星光度第６図：12/13 日 22 時台の光度分布(グループ比較)が 4.66 等よりも暗ければ、両者の差はもう少し小さくなる。
３．１．３．光度比の推定
以上述べてきたように、最微光星光度を補正して用いれば、初心者の観測であっても光度比に関して有意義

な情報を得ることが出来る。ここでは２通りの方法で光度比を推定する。
(1)クレサコワの視認率をスライドさせた光度分布312/13 日の 23 時台を例にとる。最微光星光度については上の考察より、最も暗い推定をしている観測
2.5
者に合わせて 5.1 等として補正を行って流星数の分布を示したものが右図である。この傾きからペルセ
2Perseids
ウス群、散在流星の光度比はそれぞれ rPer=2.11、Sporadics
1.5
rSpo=3.15 と算定される。
線形 (Perseids)y = 0.4984x + 1.0296
y = 0.3247x + 1.5757(2)散在流星数との比
1
線形 (Sporadics)(1)と同じデータを用いて、ペルセウス群の散在流0.5星に対する比の光度変化を求める。ペルセウス群と散在流星の視認率が同一であると仮定すれば、視認
0
-4
-2
0
2
4
率について具体的な数値を知らなくても、ペルセウ
ス群と散在流星の流星数の比の光度変化の指数を求
第７図：12/13 日 23 時台の光度分布(視認率スライド)
めることが出来る。
直線の傾きは、a=(rPer/rSpo)=10-0.2135 であることを意
P/S味している。ここで仮に rSpo=3.5 とすると、rPer=2.140.8という値が得られる。この方法は、視認率の具体的
0.7
数値がわからなくてもよいので、最微光星光度が変0.6化している今回の観測でも一晩の観測を総合して扱
0.5
うことが出来る。次項に以前の観測と合わせてこの 0.4
P/S
方法による光度比を示す。
0.3
線形 (P/S)
0.2

３．２．今までの結果との比較
0.1
３．１．３．(2)の方法によって、明治大学天文部
0y = -0.2135x
1
2 + 0.5804 34によって得られたペルセウス群の光度比の値を現在 -0.1 0と同様の観測方法が用いられた 2010 年以降について
第８図：12/13 日 23 時台の光度分布(散在比)示したものが次表である。
第５表：散在比によるペルセウス群の光度比の比較
観測 2010Aug.9/10 2012Aug.12/13 2013Aug.12/13 2013Aug.13/14 2013Aug.14/15 2016Aug.11/12 2016Aug.12/13
a-0.1569-0.1959-0.2153-0.2064-0.2810-0.1560-0.1553
rPer
2.44
2.23
2.13
2.18
1.83
2.44
2.45
４．まとめ
時間帯ごとに全観測者の平均 HR を算出し、仮の 140
rPer=2.15 を用いて ZHR を求めたものを IMO のデータ 120と比較したものが次のグラフである。最微光星光度を補正することにより、ほぼ妥当な数値を得られる 100
80
ことがわかる。
Meiji Univ.
光度比、ZHR いずれの算定についても、最微光星
60
IMO
光度の決定が非常に重要な意味を持つ。これを決定40するにあたっては、一般的な注意に加えて、実際に20見ることが出来た最微光星よりもエリア内で次に暗い星を最微光星光度とすることが推奨される。特に
0
138.5
139
139.5
140
140.5
141
月明下、都市光害の影響を受ける場合にはこのことにより妥当な光度比、ZHR を得られることが本研究
第９図：最微光星光度で補正した明治大学天文部の観により示された。
測と IMO によるものとの比較(縦軸は ZHR、横軸は太初心者の観測であっても、大流星群の活動期で
陽黄経)
データ数が多い場合には有意義な結論を導くことが出来る。初心者であっても、改善できる今後の課題としては、相互の影響を排除するために観測者個人が探り書きで記録を取るようにすること、観測方向を天頂に限らず分散させる（天頂であっても頭の方向を四方に分ける）こと、流星数が多い方が信頼性を上げられるので開始・終了を 00 分にこだわらず、正味で 60 分（以上）の観測時間を確保すること等があげられる。

WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)25

Letter — Entertaining meteor observations by a student group — 2016
Perseids by Meĳi University students
Masahiro Koseki 1 , Yoshihiko Shigeno 2 , Tatsuya Hiraizumi 3
It seems group observing of meteors is not approved today. Aren’t the results of group observing useful? In our
opinion the answer is yes, group observing is entertaining and bears fruits well even if their ﬁrst observation.
We show group observing by students can yield comparable results to veteran observer’s and, more, students areencouraged to do further studies.
We examined the reports of Meĳi University students including their ﬁrst meteor observations and get reasonable ZHRs and the magnitude ratios. It is suggested even chats during observations could stir up their morale
and they learn how to observe meteors in practice. This report is an answer from Japan for ‘A perspective on
the future of meteor astronomy’ discussed in IMO members.

1

Observations

Members of Meĳi University Astronomical Club made an expedition for 2016 Perseids and stayed at Aizu Astraea
Lodge in Minami-Aizu heights Fukushima during 2016 August 10–16 (Figure 1). The list below shows theparticipants of observations including those that are not meteor section members. Almost all freshmen experienced
their ﬁrst meteor observations and many others also are not trained in it.

Figure 1 – Meĳi University 2016 Perseids campaign participants.

They organized two teams of six for each time span; recorder, time keeper and four observers each. They
seated as shown in Figure 2 and two teams depart 10–15 m apart. When a meteor appeared, observers callmeteor magnitude and shower membership. Figure 3 shows a recoding sheet for an example.
They could observe Perseids only two nights August 11/12 and 12/13. Their Perseids campaign by the styleshown below has started since 2010 but resulted in failure three times 2011, 2014 and 2015, because summer
season in Japan is wet. Many Japanese observers were hindered by bad weather and by the existence of the moonin evening sky 2016. They were even lucky in Japanese circumstances last year and enjoyed Perseids display ofbright meteors. Table 1 presents the summary results.
1 4-3-5 Annnaka Annaka-shi, Gunma-ken, 379-0116, Japan. The Nippon Meteor Society (NMS). Email: geh04301@nifty.ne.jp
2 5-6 Kizuki-Sumiyoshi, Kawasaki City, 211-0021, Japan. Meteor Science Seminar (MSS). Email: cyg@msswg.net
3 4-3-18 Nishinogawa, Komae City, Tokyo, 201-0001, Japan. Meĳi University Astronomical Club.
Email: libra.h.tty.104@gmail.com

26

WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)

Table 1 – Summary results of Perseids campaign 2016. Lm with an asterisk represents observations under moonlight.
Slashes in the duration columns show two groups started/ended observations independently and the duration diﬀers.

Day

Time

11/12

12/13

21
22
23
00
01
02
03
21
22
23
01
02

Total

Duration
(min)
40/43
50
50
45/49
52
45/49
54
30/35
35/50
50/55
54
50/60
3984

N
2∼5
3 ∼ 107 ∼ 175 ∼ 189 ∼ 1511 ∼ 219 ∼ 131∼6
7 ∼ 128 ∼ 2028 ∼ 3115 ∼ 26

Perseids
HR
2.8 ∼ 7.5
3.6 ∼ 12.0
8.4 ∼ 20.4
6.7 ∼ 22.0
10.4 ∼ 17.3
13.5 ∼ 28.0
10.0 ∼ 14.4
2.0 ∼ 10.3
8.4 ∼ 18.9
8.7 ∼ 24.0
31.1 ∼ 34.4
16.0 ∼ 31.2

Sum
24
48
94
82
50
127
45
21
73
99
120
174
957

N
0∼5
4 ∼ 104 ∼ 144 ∼ 1313 ∼ 34
6 ∼ 266 ∼ 112∼8
4 ∼ 173 ∼ 1016 ∼ 25
6 ∼ 17

SporadicsHR
0 ∼ 7.5
4.8 ∼ 12.0
4.8 ∼ 16.8
4.9 ∼ 17.3
15.0 ∼ 39.2
8.0 ∼ 31.8
6.7 ∼ 12.2
4.0 ∼ 13.7
4.8 ∼ 29.1
3.6 ∼ 10.9
17.8 ∼ 27.8
7.0 ∼ 18.0

Lm
Sum
21
52
66
74
88
112
32
36
70
48
84
100
783

2.89 ∼ 4.67*
2.89 ∼ 4.67*
2.89 ∼ 5.08
4.66 ∼ 5.80
5.08 ∼ 5.49
2.84 ∼ 5.56
5.49
2.89*
2.89 ∼ 5.08*
4.66 ∼ 5.08
5.08 ∼ 5.56
5.08 ∼ 5.80

The participants of 2016 Perseids campaign in Aizu
were as follows:
Freshman: Kazuki Aigo, Miyuki Aoyama, Tatsuki
Ashida, Hikaru Izhima, Miwa Ichikawa, Erika Imai,
Kentaro Okuma, Nagisa Okazhima, Sho Osano,
Momomi Kimmura, Kosei Kataoka, Ryota Kudo,
Akane Kuwakubo, Ikuya Satake, Takumi Sato,
Kaina Shibata, Mihoko Suzuki, Kota Tanikawa,
Koki Tsuda, Kaho Nagata, Shiyu Nakamura, Atsuya Nimi, Nobutaka Niwa, Rintaro Noda, Wataru
Hayasaka, Tichi Hirabayashi, Tomoaki Fujita, Yudai Hojo, Atsuko Matsumoto, Hirohiko Mizuno,
Yuki Yamahash, Tichi Yokoe.
Sophomore: Atsushi Owada, Yu Ozawa, Soichiro
Kato, Daiki Kimiduka, Tomohiro Kuno, Naoto
Koyama, Takaya Saito, Akari Sakanashi, Shoseki,
Kazuki Sugi, Yugo Tokino, Ryo Nagasawa, Ozora
Nobata, Takumi Haba, Tatsuya Hiraizumi, Ryo
Moriya, Shuhei Yamakawa, Daiki Yonemochi.
Junior: Nanako Abe, Saki Izawa, Kazuki Ide,
Yu Iwase, Mayu Ueda, Yuka Utsumi, Rika Oki,
Azumi Ono, Mami Kawai, Maho Kawakami, Shino
Kimura, Reo Kotani, Maho Sasaki, Natsumi
Suzuki, Ryota Suzuki, Hiroko Sone, Masono Takshima, Naoyuki Takahashi, Takayuki Teramura,
Keita Nawata, Anna Niwa, Seiichiro Hagino, Natsumi Yoshida, Mitsfumi Yoshimura.

2
2.1

Results from observations
ZHRs

Figure 2 – The disposition of 2016 Perseids campaign.

Observations in evening hours were hindered much bymoonlight and the limiting magnitude records are wide
spread (Table 1). If we calculate ZHRs strictly by the records, they would reach unreliable values. It is necessary
to correct the record by the method described in following section (3.1 Limiting magnitude) and, then, we getproper results as shown in Figure 4.

2.2

Magnitude ratio

If we corrected the observed limiting magnitude by following way (3.1 Limiting magnitude), we could get good
estimates of the magnitude ratio of Perseids also. There are two ways to estimate the magnitude ratio; compensating the observed limiting magnitude to the ideal sky by Kresáková’s (1966) perception coeﬃcient or comparing
magnitude distribution with sporadic one (see 2.2.2).

WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)27

Figure 3 – An example of the recording sheet of group observing. The ﬁrst frame; Title, the second; Primary observational
records (Day, time, location, and so on.), the third; records for individual meteors (four observers’ magnitude estimates
are shown in each column with indication for Perseids by a circle.).

28

WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)

2.2.1

Compensating by Kresáková’s perception
coefficient
We calculate ZHRs by the formula such as ZHR =HRrm−m0 / sin h, where HR is the hourly meteor rates,
r is the magnitude ratio, m is the observed limiting
magnitude (Lm) and m0 is set 6.5 usually. Here we
accept the hypothesis that we might see meteors inproportion to the power of the diﬀerence between m
and m0 . This means we consider the perception coefﬁcient would be shifted by the diﬀerence between m
and m0 also.
One of the author, Koseki (2011) modiﬁed
Kresáková’s table to 0.1 magnitude bin interpolatingwith the third power function. We use the modiﬁedtable to compensate the meteor number and estimate Figure 4 – ZHRs calculated from students’ observation (black
circle) comparing with IMO VMDB (2016, asterisk).
the magnitude ratios for Perseids and sporadics (seefor an example Figure 5). We can estimate the magnitude ratios from the slope of the drawn in the ﬁgurefor Perseids and sporadics rPer = 2.11 and rspo = 3.15
respectively.
2.2.2 Comparing meteor numbers of Perseids
with sporadics
If we assumed the perception coeﬃcient of Perseids
equals to sporadics, we could calculate the ratios ofPerseids to sporadics not using any supposed perception coeﬃcient. Figure 6 gives an example fromthe same observation period of Figure 5. If we use
rspo = 3.5 based on Kresáková’s result, we could estimate rPer = 2.14 from the slope of the line.

3 Problems
3.1 Limiting magnitude

Figure 5 – Magnitude distributions of Perseids and sporadics
compensated by Kresakova’s perception coeﬃcient (modiﬁed). Data used here are combined two groups of 12/13 night
23 JST period.

As shown in Table 1 the observed limiting magnitudes(Lm) diﬀer very widely because of the disturbance ofthe moonlight and of inexperience of observers to suchrecording. IMO instructs to select the area in whichstar number increases smoothly near Lm in order torecord Lm correctly. But, sometimes we need observations of major meteor showers when the moon is brightor when city light hinders much. In such cases, wecannot help using discontent areas and are confronted
with a diﬃcult problem to estimate proper Lm.
We have two approaches to reach reasonable Lm;
the meteor magnitude distribution and the existenceof two independent observing groups in this case.
Firstly, we test observed magnitude distribution
and Lm by shifting Kresáková’s perception coeﬃcientat where we could get the proper magnitude ratio. Table 2 lists the magnitude distribution of 8 observers Figure 6 – Perseid meteor ratios to sporadics with magni(see the second line of Table 1). It is clear they could tudes.
not recognize magnitude +3 meteors and magnitude
ratios both Perseids and sporadics would be reached improbable value if Lm = 2.89 is correct. If we shifted
supposed Lm to 4.7 on the basis of an observer’s report Lm = 4.67, we could get rPer = 3.01, rspo = 3.76. It issuggested we can select the faintest Lm in all reports or the next star in Lm table rather than reported value
themselves. This suggestion can be conﬁrmed by following interesting observations.
Secondly, we compare the report of two groups apart 10–15 m, who recorded Lm independently by using
diﬀerent areas in 12/13 night 22 JST period. One used No. 6 and other No. 16. Former group recorded Lm = 2.89,
because they hindered much by moonlight and could see only corner stars. Another turn opposite to the moonand got Lm = 4.66–5.08. Nevertheless, two groups observed similar sky area, that is, up to the zenith. Therefore,WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)29

Table 2 – The magnitude distribution in the moonlight.

Date
11/12

JST
21:17(20)–22:00

mag.
Perseids
Sporadics

0
0
0

+1
10
2

+2
11
15

+3
3
4

we can combine two observations and test above suggestion. Figure 7 shows clearly the estimation of Lm = 5.08
is better than Lm = 2.89; the estimated magnitude distribution by shifting Kresáková’s perception coeﬃcient
to Lm = 5.1 (Perseids_Lm = 5.1 in Figure 7) seems to be more probable than Lm = 3.5. We would be better
to use ‘next’ star in the Lm tables to the reported Lm (star) itself when the sky condition is not good. We get
ZHRs in the section 2.1 ZHRs by this manner.

3.2

Membership judgement

Though we can get proper magnitude ratios for Perseids
and sporadics in 2.2.1., there are several cases which show
unreliable meteor number ratio Perseids to sporadics andgive the contrary magnitude ratios. 11/12 night 01 JST
period is an example; NPer /Nspo = 50/88, rPer = 3.36 andrspo = 2.02. Koseki (2011) pointed out beginners intend toreject possible Perseids out to sporadics. When a beginnerlooks up the zenith heading for the south, he/she would see
meteors distant from the radiant point and feel diﬃculty
to classify them as Perseids/sporadics. We had better note
Perseids magnitude ratios from whole data in this campaign
might be higher than the real one and ZHRs lower. But, Figure 7 – Comparison with the compensation of theif we choose carefully observations done properly, we could limiting magnitude on the magnitude distribution.
get very nice results shown in 2.2.1.

3.3

Magnitude estimation

Some groups have a tendency to estimate meteor magnitude
narrower extent. It may be suggested they are not familiar
with a ﬁreball and to record faint meteors and record themmoderate magnitude. But, as Figure 8 shows a good linear
expression, they had done good job for estimating meteor
magnitude. Shigeno and Toda (2008) concluded that meanmagnitude estimates by students equals of video ones.

4

Discussions

Japanese meteor observers have discussed the future meteor
observations with several IMO members and it became clearthat encouraging young observers is very important. This
report is an answer from Japan and following discussions are Figure 8 – Magnitude distribution compensated bybased on such progress. The outline of this report was pre- Kresakova’s perception coeﬃcient (modiﬁed). Datasented at the 145th MSS (Meteor Science Seminar) meeting used here are 12/13 night whole records and the magniand we exchanged the ideas for enjoying observations and tude distributions of each period are weighted by each
Perseids number.
obtaining more useful results.
Determination of the limiting magnitude is diﬃcult forevery observer. We feel uncertain the faintest star we look is real one or a vision. It is recommended we accept
such star as real or we estimate the limiting magnitude from the next star we conﬁrm.
→ Students are not familiar with any asterisms always and they missed area No.14 which is the most suitable intheir observations in this campaign.
The bulk data from student group observing make possible to reach reliable results, though each data might
be insuﬃcient, that is, errors of the identiﬁcation and estimates of magnitude exist somewhere.
+ Student observations must be entertaining and this leads to gather more and more participants.
→ Checks of the data are necessary. It should be corrected the limiting magnitude report by comparing magnitude
distributions of observations with estimates from the perception coeﬃcient for an example.
There may be interference between observers when they seat near and call their estimates to a recorder, butsuch conversations or even chats play important role in group observing especially for students.
+ Chats keep one awake.
+ If one slipped a meteor, he/she would concentrate his/her care to the sky not to overlook the next.
+ If estimates were diﬀerent, they might talk about it and make eﬀorts to get more proper results.

30

WGN, the Journal of the IMO 45:2 (2017)

Observers in this campaign saw the same area but it seems to be interesting to see diﬀerent areas. They may
count diﬀerent meteor number.
+ The group observing is said to do so as Levy (2008) wrote.
+ It would be useful to observe 90 degrees diﬀerent direction each four members.
→ Observers who see the opposite direction to the radiant might feel diﬃculties to classifying meteors.
+ It would be entertaining and interesting to alter the center of one’s view; who could count meteors most?
→ It is necessary to special chair to alter one’s view or a “coﬃn”. If not, the change from the zenith could not
be larger than 30 degrees.
→ To look the same view and to chat on the event are joyful and give useful experiences for students.
It is very useful to keep looking up the sky and record meteors on a roll paper not looking down the record.
+ A recorder and a time keeper can join observations. Time calling might be left to a talkative clock.
→ Chattering with neighbor observers is useful to activate observers’ mind.
We feel happy when we take a meal together andwould take a positive attitude (Figure 9).
→ To avoid being sleepy in observations, we had betterbe careful in overeating or enjoying alcohol drinks.
The observational method might be diﬀerent withwhat is the goal of observations.
+ Observers seat side by side and call witness to arecorder when we intend to enjoy and skill up observations.
+ Observers seat radially and write down record by
oneself when we try to get better results.
→ This method is good for veteran observers not for
students.
+ Experienced and enthusiastic students can challenge
video, radio observations simultaneously with visual Figure 9 – Joy of the expedition: students powered by meals.
ones.
Group observing sheets (Figure 3) give more information for future meteor works.
+ We can study why the diﬀerence magnitude estimates causes; the existence of the train, the angular speed ofa meteor (the distance from the radiant in case of a meteor shower), and etc.
+ The rate of missed meteors with magnitude could give us real perception coeﬃcients.
+ The relation of the rate of diﬀerent classiﬁcation to the distance from the radiant might suggest us the ideal
direction of the center of the view.
→ IMO instructs us to see the areas distant from the radiant 20–40 degrees. It is a good idea all four observers
faces to such area but it is problematic to post one who see the unfavorable direction when they turn to diﬀerent
direction.
[NOTE]: Why Japanese observers often look up the zenith?
Light pollutions became severe in the last quarter of the 20th century in Japan and many observers looked up thezenith in order to avoid poor sky. To observe zenith area is said as the ordinary way in visual observations even
if the good sky condition afterward. Many observers now record meteor numbers and magnitude estimates only,
not plotting meteor paths on the charts and, so, it is easier to lie on a rug than sit on a chair. Guidance books
recommend beginners to look up the zenith and young observers act in obedience to the instruction, thoughskilled observers view where they like, of course.

References
IMO VMDB (2016). “Perseids 2016 campaign”. http://www.imo.net/members/imo_live_shower?shower=PER&year=2016 .
Koseki M. (2011). “An analysis of visual group observing by Meĳi University students: 2010 Perseids”. (presented
in 127th MSS meeting (in Japanese).).
Kresáková M. (1966). “The magnitude distribution of meteors in meteor streams”. Contr. astron. obs. Skalnate
Pleso, pages 75–109.
Levy D. H. (2008). David Levy’s Guide to Observing Meteor Showers. Cambridge.
Shigeno Y. and Toda M. (2008). “Comparison of TV magnitudes and visual magnitudes of meteors”. WGN,
Journal of the International Meteor Organization, 36:4, 79–82.
IMO bibcode WGN-452-koseki-letter NASA-ADS bibcode 2017JIMO...45...25K

MSS 資料 1

２０１７年 1０月２７日の突発群についての考察関口孝志

司馬氏によると 10 月 26 から 27 日にかけて、太陽黄径で 213.29°から 213.97°の範囲で４個の流星が集中した輻射点を示しているとのことです。α３３０°、δ＋２°付近、Vg=9km/s 程度であった。
別の下田氏が非常にもろい感じの低速流星がありましたとのことでした。この流星は、永続痕もカラーで長く撮影されていました。こちらも似た軌道は、結構あったので報告する。

MSS 資料 2

２０１８年 1 月 19 日の突発群についての考察

関口孝志

下田氏によると 1 月 19 日に大塚勝仁氏から、spaceweather の火球軌道のページで流星群活動の可能性について連絡があったとのこと。確かに軌道に集中が認められることから、この日 NASA all-sky
cameras で撮影された 21 個の火球について、放射点をプロットし、α185、δ0 付近に顕著な集中が見られた。該当する火球は 8 個、平均値はα185.2、δ+0.4、Vo=68.2km/s であった。対応しそうな既知の流星群としては、PVI（January pi Virginids）がある。ただし、大塚氏は「これだけの高速で輻射点位置が 10 度近くもずれるとなると、おとめ座π群との関連の可能性は低いと言う。なお、SonotaCo
ネットでは 18 日前後天候不順でこの群と同一の同時流星は１個のみでした。似た軌道は、結構あったので報告する。

定年から始めた僕らの流星観測（平博流星分科会の2019年ふたご群観測報告）2019年10月にペルセ群の集計結果を報告致しました.今回は2019年12月のふたご座流星群のご報告です.
2/Feb/2020, No.154 MSS
平博天体観察会流星分科会 永井和男

博物館の流星TVカメラ（博物館屋上）

博物館の位置1月14日のスターリンク衛星

第42回 彗星夏の学校 2020
日時：2020/3/29 10：00-17：00
場所：八王子 生涯学習センター クリエイトホール 11階 第6学習室
参加費 ：1000円
申込締切：2020/3/1
彗星、流星、小惑星、観測機材等についての研究発表、講義、勉強など
初心者向けの入門講座も行う予定で

流星分科会
流星分科会
2014年のしぶんぎ群が切欠で発足
藤井学芸員の指導で流星の観測
2017年から同時流星観測開始
観測装置
自作TVカメラ + UFO capture2
カメラは2種類
CMOS（IMX225, 1/3inch) f=8mm⇒ ICX672
CCD（ICX672, 1/3inch) f=6mm
観測地と観測者
平塚を中心に14台(9名)のカメラ⇒ 17台(11名)
観測地が固まっていて交差角が狭い
画角(30x20deg)が狭い
大島上空100km, 御蔵島上空100km
全天の1%弱をカバー

CMOS

CCD

2019年12月の僕らの観測2019年12月1日から12月31日までの観測を集計しました
510個の日心軌道が得られました（ふたごは12/2から12/27の期間に204個の軌道が得られました）
観測者は6名でカメラは12台です。KN8_1とKN9_3はWATECで、他は自作カメラ（夏以降、3名が休止中で2名が新規で観測を始める準備中）
解析はUFO orbit2を用いました
観測者が固まっていますので交差角が狭くなりますので解析の品質はQ1としました
No.

観測者
1

秋山

2

岡澤

3

清水

4

鈴木

5

永井

6

横関

観測地

_ID
KN4_01
平塚
KN4_02
KN6_01
茅ヶ崎
KN6_02
KN7_01
小田原
KN7_02横浜 KN8_1
KN9_01
茅ヶ崎 KN9_02
KN9_03
KND_01
平塚
KND_02_count_scount _s%
546
190
480
207
246
112
762
221
193
70
477
208
547
165
32
10
54
16
108
1
707
55
427
103

休止中：藤木・萩原・鳫
新規：小林・戸村
背景がピンクは定年している人

remarsk
35
43
46
29
36
44
30 WATEC
31 分光
30 分光
1 WATEC824

軌道の求まった流星・流星群
2019年12月の観測から日心軌道が求まった流星は510個でした.
ふたご座流星群は12/3から12/27に検出され得られた軌道は204個でした.
散在とふたごで全体の8割になっていました. ペルセの時も8割でしたがspoが6割もありました. 今回はspoは4割で ふたごも4割ありました2019/12/1～12/31、軌道が求まった群流星の数
_code
_name
number %spo
Sporadic
220
J5_Gem _Geminids
204
J5_Hyd _Sigma Hydrids
29
J5_daD _December Alpha Draconids
16
J5_Com _Dec. Comae Berenicids
14
J5_noO _Nov. Orionids
8J5_sTa_South. Taurids
6
J5_Mon _Dec. Monocerotids
6
J5_kDr_December Kappa Draconids
4
J5_nTa_North. Taurids
1
J5_xVi_December Chi Virginids
1
J5_Qua _Quadrantids
1
TTL
510

2019年夏のグラフ

43.1
40.0
5.7
3.1
2.7
1.6
1.2
1.2
0.8
0.2
0.2
0.2

Based on “ALL SHOWER LIST edited by SonotaCo 2009 April 16, ULE_J5(confirmed showers only)”軌道が求まった流星の日別数
12月の流星検出数です. 単純に数を数えただけのものです.
ふたご座流星群は12/14に多く検出されました. 前後の12/13と12/15は少なくはありません
が12/14と比べるとだいぶ数少ないです
散在流星は特に目立った増減は無く、均等に出現しているように見えます昨年のふたご群との比較

IMO databaseより得た2019GeminidsのZHRと、今回の流星検出数を重ねてみました
平博のものはZHRでは無く、検出数を数えた物なので値を比較することは出来ませんがグ
ラフの形状はよく似ていましたRadiantPer群とGem群のRadiantの比較
Per群

Perは群中心からズレている？

Gem群

Gemは中心が観測と同じBased on “ALL SHOWER LIST edited by SonotaCo 2009 April 16, ULE_J5(confirmed showers only)”Ground Map
全部

Gem群

全部

Orbit

Gem群

夏は様々な軌道がいくつも見えていました.
12月はGem群が目立って見えます.

火星

放射点と太陽黄経

地心速度と太陽黄経

ペルセ群が58km/secに対してふたご群は32km/sec程度でした絶対等級と発光点・消滅点高度

ふたごは‐1.6～‐1.7より明るいものの数が減るがペルセは‐3等までおおむね一様にあるようです
ペルセ群の方が全般に高度が高かった（表は0等の値）

ペルセ群

ふたご群

発光点高度

107km

95km

消滅点高度

97km

82km

ファエトンとの軌道比較

ふたご群で明るかったもの

M20191214_232625_KN9_02P 解析

γ補正後の画像

波長校正・感度補正後の連続光Mg Fe Na の強度測定

三角ダイアグラム（強度比）

おしまい
M20191214_232625の軌道

みんなで観測したふたご群の解析が出来ました
夏に行ったペルセ群とは異なる事が多かった
極大期間が急峻
高度が低めで速度が遅い
Naが少ない今後も目立った群を同様な解析をしてみますＭＳＳ－１５４用
観測結果

ふたご群輻射点拡大撮影
重野好彦
日時

2019年12月14/15日 22:50～05:32 (極大予想15日04時)(JST) 秩父郡

機材

Nikon D500 4K(3840×2160) 30fps動画 1/30secｼｬｯﾀｰ ISO:2.5万
レンズ 50mm F1.2→2 (35mm判111mm相当) 写野18×10度
恒星最微等級8.0等 流星最微等級7等 (月明のため感度を下げ、レンズを絞った)

図１．
観測写野の星図(ｽﾃﾗﾅﾋﾞｹﾞｰﾀ)2019.12.15 00時
星図最微等級7.0等

カストル

月齢 18.5

おおよそ -3 等

カストル↓：月齢 18.5

図２．2019.12.14/15 (実際の画像よりかなり明るくした。明度+10,ｺﾝﾄﾗｽﾄ+10)
３等より明るいふたご群１３流星。

Visual等級で測光したい
私たちは流星の等級を測っていないの！？

NMS-MLの雑談会 2022年6⽉18⽇ 20:00 on zoom
メテオロイズ・ワークショップ2022 2022年12⽉3⽇ 平塚市博物館
平塚市博物館 天体観察会 流星分科会 永井和男

私たちが使っている等級(≠光度)• ベガを基準としたベガ等級• どのバンドでもベガを0等とした

Visual等級

研究にはV等級を使っている• 流星電波観測ガイドブック• 流星の明るさ（アストラルシリーズ3 流星II ‒解析と理論-）• V等級を元に写真を測定する写真実視等級（pg等級)≒V等級• Tomo-e Gozen• 可視光V-band等級相当• 観測機器のレスポンスが分かっていて• 流星の温度(⾊)を仮定してV等級に変換している

流星画像の事例• IMX327で撮影されたミラは7.1等だが2等星のベラトリクスより明るく写っている• これでは同じ等級の流星でも、⾚い流星と⻘い流星では求まる等級が違ってしまうIMX327 response• 流星分科会で多⽤されている• 流星号３のレスポンスカーブ• 可視光の外(特に⾚外)にも感度がある• IMX327をNTSCで録画しているのでγ補正が掛かっている• これも測光にはよろしくない• ATOMCAMもγ補正されています

IMX327 f=8mm 300gpm

この波⻑域にも感度がある

この波⻑域にも感度がある

UA2の測定• 星のV等級と測光カウント
値からフィッティングする⼀次変換式を作って流星の等級を求めます• 測光バンドが不明な等級が求まります• 他の観測と⽐較できない何にかに注⽬してV等級に変換したい• ⿊体放射より輝線が卓越している②衝撃層の分⼦は原⼦に解離して流星体を輻射加
熱分⼦輝線③流星体が⼤気と衝突
励起した流星物質と⼤気が発光
ウェークからのプラズマ発光
発光のメイン①衝撃層
対流空気⼒学的加熱によって
⿊体放射

流星体

Observational and Experimental Study of Meteor Ablation
Takumi Ogawa et. al., 2018, Abe Laboratory基線強度を測ってV等級に変換したい• 可視光帯域の MgI, NaI, OI の基線強度を使ってV等級に変換出来ないか？
Althea Moorhead et. al., IMC 19/Sep/2020

輝線が⽀配的なので⾊指数で温度は推定できないと⾔って終わっていますが良いのだろうか？

等級と⾊(B-R)の関係は⾒いだせない
単⾊測光が必要では、どうしましょう

6⽉18⽇のNMS雑談会での発表はこのページまで• 単⾊測光、測光⽤Vフィルターを付けてTV観測• 標準システムに変換するにはVフィルターとBフィルターのように2⾊が必要• この観測は単⾊なので「ナチュラルシステム」となる• ⼲渉フィルターは⼊射⾓で特性が変わるのでガラスフィルターを使う（等価率は半分程度≒１等級）• 同時にフィルターの無いカメラと分光カメラでも観測• MgI, NaI, OI の基線強度を使ってNoフィルターの等級をV等級に変換出来ないか調べる• 3つの基線強度をparameterとした関数からノーフィルタの等級を補正してV等級を求めたい
No
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10

date time
UnFiltered2022/3/07 03:13:58
0.0
2022/3/09 03:24:20-0.5
2022/3/09 05:11:23-0.2
2022/3/09 05:12:08
0.7
2022/3/09 22:16:07
0.0
2022/3/12 03:14:38-1.02022/4/13 02:11:49-0.3
2022/4/30 01:23:28-1.6
2022/5/02 02:44:41-1.1
2022/6/01 00:15:09
0.1

V mag
-0.6
-0.7
-0.9
-0.3
-0.9
-1.8
-1.0
-2.5
-1.8
-0.8

stream
spo
spo
spo
spo
spo
spo
J5_Lyrspo
J5_etAspo

使⽤機器• フィルター無しカメラ：

WATEC902H2U f=6mm• Vフィルターカメラ

WATEC902H2U f=6mm V-band filter：• 分光カメラ： CMOS IMX327 f=8mm Edmund 300gpmブレーズド回折格⼦

観測結果• 観測期間：2022/2/27から
2022/11/13まで9カ⽉• UnFiltered とVbandの同時
流星は180個• 同時流星のスペクトルは69個• スペクトル解析を⾏ったものは29個（Linkが10以下は除いた）No
date time
1 20220227_215258
20220228_030548
2 20220307_031358
3 20220309_032420
4 20220309_051123
20220309_051208
20220309_221605
5 20220312_031438
20220413_021149
6 20220430_012328
20220502_024441
20220601_001512
20220626_204416
20220627_010012
7 20220629_213944
20220630_032740
20220725_025811
20220727_000222
20220728_014537
8 20220730_235738
20220731_040109
20220801_012529
20220801_221017
9 20220809_025503
10 20220810_035905
20220812_024152
20220812_032156
20220815_025040
20220815_025405
20220815_033904
20220816_041940
20220819_031017
20220824_005447
20220906_011642
20220922_015206
11 20220925_190412
12 20220928_041056
13 20220928_045237
14 20220930_220211
15 20221001_005648
20221001_034216
20221002_023023
20221011_181636
20221019_233440
20221020_234434
16 20221020_235241
20221024_000329
17 20221026_033426
18 20221030_233302
19 20221030_233649
20221031_205215
20 20221102_225556
21 20221103_023630
22 20221103_033942
23 20221103_043702
20221104_010900
20221106_010804
24 20221106_025953
25 20221106_035308
26 20221107_012504
20221109_200724
20221110_201558
20221110_232021
27 20221111_013227
20221111_044607
28 20221112_020321
20221112_204836
29 20221113_030535

UnFiltered
-1.2
-1.5
0.0
-0.5
-0.2
0.7
0.0
-1.0
-0.3
-1.6
-1.1
0.1
0.1
0.1
-0.1
0.9
-2.2
-0.2
-0.3
-0.6
0.7
-1.9
-1.0
-1.0
-0.5
0.7
-0.3
1.4
-0.9
-2.6
-0.3
-1.9
-5.1
-0.9
-0.9
-0.6
-0.5
-0.5
-0.8
-0.3
-0.5
-0.7
-2.9
0.0
-0.7
-0.9
-1.1
-0.4
0.0
-0.3
-0.5
-0.8
-0.3
-0.2
-1.0
-0.7
0.4
-1.1
-0.5
0.1
-2.2
0.1
0.1
-0.3
-1.2
-0.4
-0.9
-1.2

V mag
-1.2
-1.6
-0.6
-0.7
-0.9
-0.3
-0.9
-1.8
-1.0
-2.5
-1.8
-0.8
-0.5
0.0
-0.7
-1.1
-2.9
1.1
-0.9
-1.0
-1.3
-0.6
-1.3
-1.4
-1.1
2.7
-2.2
-2.6
-2.1
-0.6
-0.8
-2.8
-1.1
-1.6
-1.6
-1.6
-0.6
-0.9
-1.8
-1.1
-0.4
-0.9
-1.9
-0.6
-0.9
-1.3
-1.4
-1.4
-0.8
-0.5
-1.0
-1.8
-0.8
-0.7
-1.4
-1.4
0.2
-1.3
-0.8
-0.5
-1.9
-0.8
0.9
-0.8
-2.0
-0.9
-1.8
-1.7

Un-V
0.0
0.1
0.6
0.2
0.7
1.0
0.9
0.8
0.7
0.9
0.7
0.9
0.6
0.1
0.6
2.0
0.7
-1.3
0.6
0.4
2.0
-1.3
0.3
0.4
0.6
-2.0
1.9
4.0
1.2
-2.0
0.5
0.9
-4.0
0.7
0.7
1.0
0.1
0.4
1.0
0.8
-0.1
0.2
-1.0
0.6
0.2
0.4
0.3
1.0
0.8
0.2
0.5
1.0
0.5
0.5
0.4
0.7
0.2
0.2
0.3
0.6
-0.3
0.9
-0.8
0.5
0.8
0.5
0.9
0.5

MgI-2
0.13

NaI-1
0.87

0.10
0.12
0.24

0.06
0.06
0.00

0.38

0.29

0.39

0.15

0.38
0.05

0.51
0.91

0.06

0.12

0.31
0.07
0.07

0.01
0.05
0.03

0.24

0.25

0.17
0.03
0.11
0.10
0.44

0.78
0.03
0.09
0.16
0.02

0.00

0.00

0.04

0.09

0.38
0.32
0.38
0.34
0.32
0.49
0.43
0.36

0.26
0.24
0.21
0.18
0.23
0.40
0.27
0.03

0.12
0.34
0.37
0.20
0.37
0.53
0.39

0.14
0.10
0.41
0.33
0.37
0.21
0.38

0.39
0.33
0.01

0.34
0.37
0.41

OI-1
0.00

streamspo
J5_eVi0.84 spo
0.82 spo
0.76 spo
spo
spo
0.33 spo
J5_Lyr
0.45 spoJ5_etAspo
spo
sm_0250.12 spo
0.03 spo
sm_025spo
sm_0250.82 J5_sdAJ5_sdA
J5_Eri0.67 J5_sdA
0.88 J5_Per
0.90 J5_Per
J5_PerIw_ZAR
J5_Per0.52 J5_Per
J5_PerJ5_PerJ5_PerIw_AUD
spo
spo
0.04 spo
0.94 Iw_SLY
0.81 spo
0.74 Iw_SLY
0.54 spo
Iw_NPI
Iw_KLE
1.00 spo
Iw_OCG
Iw_BCN
0.87 Iw_OLY
Ie_EGE
0.36 J5_And
0.44 J5_sTa
0.40 J5_nTa
0.48 spo0.45 J5_nTa
0.11 J5_noO
0.30 J5_And
0.61 Ie_EGE
J5_Hydspo
0.74 Iw_XDR
0.56 Iw_PAR
0.22 J5_nTa
0.48 j5_sTa
0.25 J5_nTa
0.26 J5_nTa
0.23 Iw_NAR
Iw_PAR
0.27 J5_nTa
0.29 J5_sTa
0.58 J5_sTa

雲
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
快晴
曇り
快晴
快晴
快晴
薄曇り
薄曇り
快晴
快晴
快晴
快晴
薄曇り
薄曇り
薄曇り
快晴
快晴
曇り
雲有り
雲有り
雲有り
曇り
曇り
曇り
曇り
曇り
雲有り
快晴
快晴
薄曇り
快晴
快晴
快晴
快晴
曇り
快晴
快晴
快晴
曇り
雲有り
薄曇り
薄曇り
晴れ
快晴
快晴
快晴
快晴
晴れ
快晴
快晴
快晴
曇り
晴れ
薄雲
快晴
快晴
快晴
晴れ
快晴
晴れ

UA2 Link
31
31
31
21
16
16
15
21
17
41
16
26
22
29
16
9
12
24
29
25
7
1
6
20
17
1
8
6
6
1
2
8
1
21
17
45
20
19
24
42
45
2
23
24
16
9
31
12
21
9
22
51
35
25
40
27
34
37
12
3
2
5
10
10
13
7
15

V LinkRemarks
50 Oxygen無し
58 画面端・解析不可
24 Na,Mg微弱
13 Na,Mg微弱
19 Na poor
22 飛跡斜め・解析不可
13 画面端・解析不可
16 Normal
15 画面端・解析不可
25 不思議なスペクトル
13 飛跡斜め・解析不可
21 画面端・解析不可
16 画面端・解析不可
29 画面端・解析不可
16 画面端10 Na rich
8 画面端・解析不可
23 Na rich・解析不可
19 画面端・解析不可
16 Na poor
9 飛跡斜め・解析不可
5 等級不正5 Mg poor?
7 O強い
13 O強い
1 等級不正7 画面端・解析不可
7 月明り、-1次・解析不可
7 月明り・Normal?
2 等級不正3 等級不正6 月明り、-1次・解析不可
1 等級不正10 木星と重なり解析不可
画面端・解析不可
19 O弱い
42
29
16 Normal
20 Na poor
33 画面端・解析不可
31 画面端・斜め・解析不可
2 等級不正15 画面端,O希・解析不可
10 斜め・解析不可
13 Mg弱い7 Mg画角外・解析不能
28 Normal
12 Normal, FHD
13 Normal, FHD
15 Normal, FHD
20 FHDあり
35 Na rich FHD
30 Normal FHD
16 Na poor FHD
26 斜め解析不可
18 画面端、解析不可
26 Noramal
24 Noramal
12 Normal, FHD
5 Na rich, Link小、電波エコーあり
3 Normal, FHD
8 画面端・Normal
15 Normal, FHD
15 2次・解析不可
19 Normal
8 Normal FHDあり
22 Mg poor FHDあり

三⾓ダイアグラムとUn-V値• Mg,Na,Oの輝線強度を三⾓ダイアグラムにプロットした• Un-V値はUnFiltered等級とVband等級の差• Un-V値を各点に記⼊した、値に応じて点の⾊を変えた• Un-V値と三⾓ダイアグラム上の位置に⽬⽴つ特徴が無いようにも⾒える• 0.5以上のV等級が明るくなるものは中央の帯状の系列にあり、0.5以下のUn-V値の⼩さ
い物は上⽅に固まっているようにも⾒える• 3つの基線強度をparameterとした関数から
Un等級をV等級に変換する件は難しそう(Un-V) = fx ( Mg, Na, O flux)

そもそも酸素(O)はV等級に無関係？
IMX327• OはV bandのresponse curveの外にある• α7sはO(777nm)は写らない• ⾁眼で⾒えない波⻑なので写ってはいけない• Mg と Na の強度だけで評価する事が望ましい

α7s

Un-V値 と Mg/Na⽐• 決定係数(R2)が⼩さく相関が⾒られない

Na poor• ⺟数を増やせば相関があるかも知れないまとめ• Mg,Na,Oの輝線ではV等級に変換できないと思われる• Mg/Na⽐を扱う場合は⺟数を増やせば期待できそう• それにしても、No Filterの等級と分光観測からV等級を求めるよりはV filterを付けてしまった⽅が⼿っ取り早い余談：本来は？

機器のレスポンスがV-bandなら⽐較星はV等級を使う
機器のレスポンスがB-bandなら⽐較星はB等級を使う
機器のレスポンスに合わせた⽐較星等級を使う• 本来はその観測装置のレスポンスに合わせた等級を求めます• V-bandと同じレスポンスならV等級になります• 固有のレスポンスなら固有の等級になります• UA2の場合は写っている星の測定値Lとカタログ値magから⼀次式を作っています（機器のレスポンスは考慮しない）

標準測光システムとHipparcos衛星のレスポンス

magH
magL

LevL

LevH

• 本来は、• Hipparcos衛星のHpバンドのような固有のレスポンスの場合は⽐較星の⾊指数とV等級を使って⽐較星をHp等級に変換すれば⽬的星のHp等級が求められる。⽬的星の⾊指数が不明ならV等級には変換できない。標準システム等級を知るには２⾊以上の測光観測が必要です。
• ひとつの例：V=Hp+α1(B−V)+α2(U−B)+α3(B−V)2+α4(B−V)3+α5 (P. Harmanec, 1998) α1,2,3,4,5は係数