観測方法による流星の見え方：ＩＩとＣＣＤ
第１２４回流星物理セミナー2010/Feb./7
小関正広
１．流星観測の方法と特性
ＩＩとＣＣＤの特性比較
ＣＣＤ
感度
写真観測レベルの明るい流星運用
連続運用が可能レンズ
流星数を増すために広角＝短焦点
流星の角速度
短焦点のために小さい
流星の経路長短く、視野内に収まりやすい
1/30
時間分解能
適合する流星群例
η-みずがめＩＩ
電波観測に近いレベルの暗い流星連続運用が困難
暗い流星を捉えるために大型＝長焦点
長焦点のために大きい
長く、視野内に収まらないことが多い
1/30
オリオン

２．発光点高度・消滅点高度
流星の発光点・消滅点高度は、流星の対地速度、流星の光度（質量）等によって異なる。ここでは、様々な観測によって、同じ速度領域の流星について発光点・消滅点高度がどのように観測されているのか比較する。
同一の観測方法では、絶対等級の暗いものほど、発光点高度が下がり、消滅点高度が高くなることが分かる。
発光点高度の下がり方よりも消滅点高度の上がり方のほうが大きい。
発光点高度は観測方法によって明瞭な違いが見られ、火球ネットに比べて II では同じ等級の流星でもかな
り高いところから発光を捉えていることが分かる。一方、消滅点高度は観測方法によらず、ほぼ流星の等級で決まるように見える。
発光点高度と消滅点高度の直線が交わる点が観測され得る限界等級ということになる。II ではおよそ+12 等級、CCD（上田）では+5 等級と推定される。もちろん、実際の限界はこれよりも明るいものになる。
３．黄道型群(ANT)
年間を通して、太陽と反対方向に輻射点をもつ流星活動(ANT)が見られる。これは、木星軌道付近に遠日点をもつ彗星が多いのと同様に、流星粒子の集団も多いことを意味する。時期によって活動は変化し、活動の高まりについて「黄道型群」と呼ばれる場合がある。ＩＭＯでは「おうし群」を除いて ANT と総称しているが、必ずしも厳格な規定があるわけではない。
黄道型群の見え方を通して、CCD 観測と II 観測の特徴を見ることにする。４枚の図は、年間を通した太陽と反対方向(L-Ls, B)=(175~210, -15~+10)の輻射点分布を示したものである。ふたご群が左上、みずがめδ群が左下、おうし南群が中央下、おうし北群が中央上に見られる。これらの群は CCD と写真では明瞭であるが、IIになると、散在に埋もれそうになる。さらに電波では、かろうじて、ふたご群の輻射点集中がみられるものの、散在流星による輻射点が圧倒的である。II と電波では、散在流星（バックグラウンド）の輻射点が右下から左上に向けて増加している。CCD と写真、II と電波の分布がそれぞれ似ている様子がうかがわれる。
４．流星群の見え方(1)α-Capricornids
やぎ群は眼視観測では「火球（明るい流星）が多い」とされてきた。その後、写真観測で得られた結果が重視されるようになり、やぎ群の諸要素は写真観測のデータを元にしている。当然、+2 等級より明るい流星によるものである。ここでは、２度にわたる重野氏のグループによる II のオーストラリア遠征観測のデータと写真観測のデータを比較する。
II によって検出された「やぎ群」の平均光度は+5 等級である。観測期間は写真観測よりも遅い時期にあたり、輻射点の位置が 5~10 度西にずれている。II によって検出された活動と従来の「やぎ群」を同一の流星群と判定することには慎重さが要求される。
(2)γ-Ursae Minorids
果たして、電波観測で検出された流星群が眼視領域で観測され得るか、また、活動が突発的なものか定常的なものか、これからの観測が注目される。もちろん、電波観測とビデオ観測が果たして同定され得るものかの検証も必要である。Space weather watch というサイトに掲載された文章を引用する。
The shower has attracted attention before. It was discovered by Peter Brown and coworkers at the Universityof Western Ontario, who have recorded gamma Ursae Minorid echoes for the past five years using the Canadian Meteor
Orbit Radar (CMOR). But until now, the meteors were invisibly faint. According to Jenniskens, 2010 marks the firstbright outburst that could be seen with the unaided eye.
(3)流星群の検出
観測方法によって、特性に違いがあり、検出される流星群にも違いがあると考えられる。ここでは、上田、重野、SonotaCo、IMO(Sirko Molau 等)によってともに「ビデオ観測」で検出された流星群を比較する。
上田の観測に、しぶんぎ群が含まれていないように、観測期間が短い場合には、存在しても観測されない流星群が存在する。また、活動の年変化が大きいジャコビニ群はいずれによっても検出されていない。上田の観測で検出されていない他の群は出現数が少ないものと考えられる。この範囲を「定常群（確定された群）」と呼ぶことが妥当であろう。
重野が新たに見いだした群と IMO の新流星群は１つも共通しない。これが観測される流星の光度によるものか、流星群の検出方法によるものか検討する必要がある。なお、IMO の観測は(2)で引用した観測同様、単点観測によるものである。
５．まとめ
観測方法にはそれぞれ特徴がある。それによって、流星群の見え方は大きく変わる。観測をするにせよ、観測結果を分析するにせよ、違いを把握した上で行うべきであろう。
II は暗い流星を撮影できるところに最大の特徴がある。初期の電波観測の領域に達していると考えられ、電波観測との比較が重要となろう。
一方、CCD は連続運用が可能であることに長所がある。出現数が少なくとも長期にわたって活動する流星群の活動、突発的な出現のモニター等、過去の眼視・写真データとの比較により得るものが大きいと思われる。
また、いずれも画素数、録画の 30fps という制限がある。観測精度の向上を目指すことと、観測方法の特性をさらに活かすことのどちらが効率的か十分に検討の価値があるであろう。
γ-Ursae Minorids：1/20-21 にフィンランドのビデオ観測で記録された流星経路［IAUMDC に掲載されたデータ］
0404
GUM
gamma Ursae Minorids
Working shower
Activity S. Lon RA
DE
dRA/dSL dDE/dSL VG
MDI
ZHR
[deg]
J2000
[km/s](max)
annual 299.000 231.80 66.80
31.
Parent body:Unknown
References:Brown et al. 2009

DFP

DT

-

-

α-Capricornids:ＩＩの観測と写真観測で得られた輻射点分布（楕円がＩＩによる活動中心）

流星の絶対等級と発光点高度・消滅点高度の関係（地心速度が 20<Vg<40）
SS:スーパーシュミット、SC:小型カメラ、FB:火球ネット

mag-Hb&He(20<Vg<40)
140
120
Hb(II)He(II)
Hb(CCD)
He(CCD)
Hb(SS)
He(SS)
Hb(SC)
He(SC)
Hb(FB)He(FB)

100
80
60
40
20
0
-25

-20

-15

-10

-5

0

5

IAU の流星群表と上田(CCD)、重野(II)、SonotaCo(CCD)、IMO(CCD)の比較
MDC
Code
ShowerUeda
ShigenoSonotaCo
1
CAP
α-Capricornids
O
O
O
2
STA
Southern Taurids
O
O
3
SIA
Southern ι-Aquariids
O
4
GEM
Geminids
O
O
O
5
SDA
Southern δ-Aquariids
O
O
O
6
LYR
April Lyrids
O
O
7
PER
Perseids
O
O
O
8
ORI
Orionids
O
O
O
9
DRA
Oct. Draconids
10
QUA
Quadrantis Muralids
OO
11* EVI
η-Virginids
12
KCG
κ-Cygnids
O
13
LEO
LeonidsOO
O
14* (XOR)
χ-Orionids
15
URS
Ursae Minorids (=Ursids) OO
16
HYD
σ-Hydrids
O
O
O
17
NTA
Northern Taurids
O
O
18
AND
Andromedids
O
19
MON(Dec.) Monocerotids
O
O
20
COM
Dec. Comae Berenicids
O
21* AVB
α-Virginids
22
LMI
Leonis Minorids
O
23* EGEε-Geminids
24* PEGμ-Pegasids
25* NOANorthern Oct. (δ-)Arietids 26* NDA
Northern δ-Aquariids
27
KSE
κ-Serpentids
28* SOASouthern Oct. (δ-)Arietids O
29* (DLE)
δ-Leonids
30* (PSC)
Piscids
31
ETA
η-Aquariids
OOO
32* DLM
Dec. Leonis Minorids
O
O
33
NIA
Northern ι-Aquariids
-

10

IMO
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
O
-

黄道型群(ANT)付近の輻射点分布：横軸が輻射点の黄経－太陽黄経、縦軸が黄緯―――ＣＣＤは写真、ＩＩは電波にそれぞれ近い分布を示す。

Ecliptic Sources: CCD Radiants

10
B
5

0

-5

-10

-15
210

205

200

195

190

185

180 L-Ls 175

Ecliptic Sources: Photographic Radiants

10
B
5

0

-5

-10

-15
210

205

200

195

190

185

180 L-Ls 175

Ecliptic sources: Radiants of II
10
B
5

0

-5

-10

-15
210

205

200

195

190

185

180 L-Ls 175

Ecliptic Sources: Harvard Radar 1961-65 Radiants

10
B
5

0

-5

-10

-15
210

205

200

195

190

185

180 L-Ls 175

第 125 回流星物理セミナー
2010 年 7 月 11 日

ペルセウス座流星群 眼視観測ガイド
内山 茂男

１. 各観測方法の長所(1) 電波観測：天候無関係、24 時間観測可能。パトロール観測。他。
(2) 写真観測：多点観測で高精度の軌道 ← 位置精度の高さ(3) TV 観測：自動検出により、パトロール観測。多点観測で軌道。小流星群の検出。他。
(4) 眼視観測：ZHR 算出（流星群出現状況把握） ← 観測条件による補正がしやすい。

２. ペルセウス座流星群を観測しよう(1) 活動期間：
7 月 17 日～8 月 24 日(2) 極大時刻：
太陽黄経 140.0 度付近
今年は 8 月 13 日 9 時 JST(3) 極大 ZHR：110 前後(4) 極大付近の特徴：
a. 1 日ずれると半減。
b. 極大付近では前後対称
c. 年によってバラつきあり(5) 今年の極大前後は、月明かりがない。（8 月 10 日が新月）(6) 1992 年に母天体（スイフト・
タットル彗星、周期 130 年）が回帰。長期的に「出現数が減少していくのか、維持されるのか」が計数観測の注目ポイントの１つ。
補足. ZHR とは(1) 理想的条件で観測者 1 人が
1 時間あたりに観測する群流
星数。
(2) 理想的条件とは：最微星 6.5 等、雲等なし、
輻射点は天頂。
(3) 観測者は標準的な観測者(4) Zenithal Hourly Rate の略。

-1-３. ペルセ群をいつ観測する？
(1) 第 1 おすすめ：8 月 12/13 日。極大夜。たくさん見たいならこの夜。
(2) 第 2 おすすめ：8 月 10/11 日～14/15 日。極大前後数日を観測すると、その変化がよく分かる。
(3) 第 3 おすすめ：8 月 4/5 日～18/19 日。ZHR10 以上で、月が下弦過ぎ～上弦過ぎ。
(4) 観測時刻は：基本は 23 時以後、3 時 30 分まで（輻射点高度が 30 度程度以上、薄明開始直後まで）
ただし、22 時から（輻射点高度 20 度）も可。
※輻射点高度が高い方が、群流星数は多い。輻射点高度が低い方が、長経路流星が多い。

ペルセウス座流星群 輻射点

×：札幌、○：東京、△：宮崎

４. 眼視観測方法(1) グランドシート or サマーベッド に寝転がり、夜空を広く見えるようにする。
(2) 観測開始前に次のことを確認。
a. 主な星座。

b. 輻射点位置。 c. 主な恒星の等級（流星の等級判定用）。

d. 最微星確認エリア(3) おすすめ観測方向は、高度 60～70 度。輻射点が見える方向（群判定ができるように）。複数の観測者で同時に観測する場合は、観測方向を少し変えて。ただし、個人計数観測が基本。グループ計数観測はおすすめしない。
(4) 人数が多い場合、記録係をつくる。1 人 or 少ない場合には、録音 or さぐり書き で記録（観測者はできるだけ夜空から眼を離さない）。
(5) 長時間観測は、疲労による補足率の低下につながることがある。連続 2 時間まで（休憩を）。

５. 眼視観測をするときに記録すること(1) 観測日：2 重日付使用。例：8 月 12 日から 13 日にかけての夜の場合「8 月 12/13 日」。
(2) 観測者名(3) 観測開始時刻、終了時刻（中断時刻）：24 時制を使用するのが普通。観測時間が長い場合には、1 時間程度（30 分以上）の区分に分けて記録・報告する。観測開始時刻は、00 分ちょうどにこだわる必要はない。
(4) 雲量・最微星：観測区分毎。観測区分途中で変化したら平均を求める。

-2-

６. 観測中、流星が出現したときに記録すること(1) 出現時刻：計数観測では分単位で十分。5 分単位でも支障なし。
(2) 光度（等級）：周辺の恒星の等級と比較して判定。1 等単位で記録すればよい。
(3) 群判定：流星群名、または散在流星。
(4) 痕の有無：痕が残ったら「痕あり」。痕は英語で Train。必ず記録する必要はない。
(5) 速度：vR, R, rR, M, rS, S, vS の 7 段階で記録することが多い。R: Rapid(速い), M: Medium(中程度),
S: Slow(遅い）と、v: very(とても), r: rather(やや)を組み合わせたもの。5 段階などでも可。必ず記録する必要はないが、これを記録するようにすると速度感覚が養える。
(6) その他：永続痕など、特徴的な流星で記録することあり。

７. 記録項目の補足説明(1) 群判定(1-1) 次の 3 つの条件を全て満たしていれば、群流星。
a) 輻射点方向から飛来b) 輻射点の近くでは短く、離れるとやや長い。
（明るい流星はやや長い傾向あり）
c) 速度などの性状（ペルセ群はやや速い）(1-2) 輻射点は「点」ではなく、「エリア」(1-3) 主要群の極大付近では、群判定は甘めでよい。
※ 右図で“＊”印が輻射点の位置とすると、A～Jの流星のうち、どれが群流星？
(2) 雲量(2-1) 完曇は雲量 10。だいたいを見積もる。
（雲量 4 以上は観測データとして質が落ちる）(2-1) 観測視野の中の雲量を見積もる。
（全天の雲量ではない）(2-2) 雲以外の障害物も含む。ただし、なるべく障害物の少ない方向を観測する。
(2-3) 視野周辺部の雲の影響は少なく、中心付近の影響は大きい。
(3) 最微星(3-1) 0.1 等単位で測定し、報告。
（0.01 等単位も可）(3-2) エリア法。2 つ以上のエリアを使うのがおすすめ。
(3-3) そらし眼で見る。
(3-4) 一応見えていそうな等級まで。

８. 観測報告例(1) 主要流星群速報集計（report@nms.gr.jp）（観測後なるべく早く報告（2～3 日以内推奨））
DATE

JST

TIME aM Spo. ORI NTA STA

Lm CL Dir-------------------------------------------------------27/28 02:30-03:25 55

9

4

3

1

1

5.5

0

Per

03:25-04:15 50

9

4

3

1

1

5.4

0

Aur

観測方法：計数
内山 茂男（うちやま しげお）
-3-＊aM：全流星数（all Meteor）＊Spo：散在流星数

Oct./2005

観測地：茨城県桜川市（筑波山）東経 140d6m、北緯 36d14m＊日付は 2 重日付：「27/28」とは「27 日から 28 日にかけての夜」＊JST：日本時間。時刻は 24 時間制＊TIME：観測時間（分）＊ORI・NTA・STA：各流星群名
ペルセ群は PER。
＊Lm：最微星＊CL：雲量＊Dir：観測方向。天頂なら“Z”。
星座名も OK。
＊観測地は「都道府県市町村等」と
東経・北緯（分までで十分）。

８. 観測報告例（続き）(2) 日本流星研究会 月別正式報告（visual@nms.gr.jp）
2005 年 10 月 眼視観測報告
観測者：内山 茂男（うちやま しげお）
観測地 A：茨城県桜川市（筑波山） 東経 140d06m、北緯 36d14m
観測方法：計数
群流星
観測日 観測時刻

時間 方向 流星数 最微 雲量 ORI NTA STA Loc.

23/24 02:30-03:20 50 Per

18

5.4 0.5

9

0

0

A

23/24 03:20-04:10 50 Per

11

5.3 1.0

7

0

0

A

27/28 02:30-03:25 55 Per

9

5.5

0

3

1

1

A

27/28 03:25-04:15 50 Aur

9

5.4

0

3

1

1

A

31/01 22:25-23:40 75 Per

13

5.3 0.7

1

1

5

A

合計

60

3夜

280

＊この月別報告は、原則として、
1 カ月分をまとめて、翌月の10 日までに報告する。
＊31/01 日は、31 日の月に含めて報告する。
＊観測方法には「計数観測」と「記録観測（プロット観測）」があります。記録観測とは「星図に流星経路を記録する観測方法」です。小流星群の観測やパトロール観測では、記録観測がおすすめです。

ORI：オリオン群
NTA：おうし北群
STA：おうし南群
光度分布23/24 日-4 -3 -2 -1

0

1

2

3

4

Ave

ORI

1

0

1

0

2

1

4

5

2

1.63

Spo

0

0

0

1

1

2

3

2

4

2.23

（以下、他の日の光度分布省略）

９. 詳しくは
内山茂男のページ：http://homepage2.nifty.com/s-uchiyama/index.html
流星の部屋：http://homepage2.nifty.com/s-uchiyama/meteor/meteor-index.html「流星とは」「流星の眼視観測をしよう」「流星群解説」「主要流星群出現状況」「流星に関する解説」等があります。
※「日本流星研究会」の HP からもリンクされています。「内山茂男」で検索しても見つかります。

7. 群流星の解答（人によって判定が異なるかと思いますが、内山の判定は次の通りです。
）(1) 群流星と判定するべきは「C, E, F, G, J」。（ただし、速度条件を満たしていれば。
）(2)

A は輻射点方向から流れてきているが、経路が短すぎるので、おそらく群流星ではない。ただし、「輻射点が高い時刻」かつ「流星が暗い」場合には、群流星の場合もある。
(3) I は輻射点方向から流れているが、経路が長すぎる。群流星でここまで長いものはない。J くらいの長さは存在。
(4) C と F は、輻射点から少しずれている。しかし、「輻射点は点ではない」ことと、「眼視観測で経路をそれほど正確に捉えられない」ので、この程度であれば群流星としてよい。このとき、流星の速さ等が重要なポイントとなる。

-4-

重野ＤＶＤで遊ぶ
2012/7/1 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
１．はじめに今回の発表の目的は、あくまで「遊ぶ」ことであり、結論を導こうという意図はない。重野ＤＶＤという流星アマチュアにとって遊ぶネタの宝庫が手つかずのままであるのはもったいないことである。いろいろな遊び方ができると思われるが、今回は流星の発光点に着目した。
２．データ
II によって得られた軌道を D(M, N)によって主要流星群に仕分けして、発光点／消滅点を調べると、しし群とペルセウス群の中には、回帰直線から飛び離れて高い発光点を持つものが存在する。
しし群
ペルセウス群

しし群
ID
Year

MSSJB6 2001 153.45
MSSJBX 2001 154.42
ペルセウス群IDYearMSSJZD 2004 47.12
MSSIOX 1996 46.53


21.57
21.38

Vg
71.1
70.3

e
0.947
0.875

q
0.988
0.986

i

163.0 177.0
162.6 173.6


236.4
236.5

m
0.4
0.3

Hb
125.5
155.3

He


57.24
57.70

Vg
59.0
59.5

e
0.903
0.976

q
0.957
0.955

i

114.1 152.1
113.6 152.0


140.3
139.4

m
-1.8
-1.3

Hb
121.7
133.3

He
92.2

３．流星画像の処理
ＤＶＤの画像を Stella Image 5 で取り込んで、全経路と発光点付近の各フレームの画像を観測点毎に示す。
全経路は「合成・コンポジット・明るい方」を選択して実行した。また、各フレームの画像は Photoshop に取り込んで加工している。
４．遊ぶ
画像を見て思いついたことを書き並べることにする。あくまで、理屈よりも感じたままの遊びである。
(1)発光点が低いものも条件が良ければ、もっと高いところまで観測できるのか？
a)経路と観測地点との角度が小さく、経路が短い場合には撮影しにくいのだろうか？
b)撮影機材（レンズ）による差があるのではないだろうか？
c)透明度の差はないのだろうか？
(2)発光点の違いは、流星体の組成・構造の差を示すのではないだろうか？
a)MSSJBX 等のように、＜途切れて＞見えるのは組成のもろさを示すのだろうか？
b)MSSJBX は像が不鮮明なのは、流星体が脆いせいで、それで発光点も高いのだろうか？
c)ペルセウス群の方がしし群よりも流星体（発光部）が鮮明なのは、流星物質の違いを示すのだろうか？
(3)II よりも感度の高い機材を使えば、もっと高い部分の発光を捉えられるのだろうか？
a)同じ等級の流星でも、小型カメラ、SS、II の順に発光点光度が高くなる。
b)電波流星はもっと発光点が高くなるのだろうか？

最微星 5.0 以下の空で眼視観測は何を目指すべきか―――明大天文部ふたご群の観測2014/2/2 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
はじめに
付録に meteorobs に投稿されたものを掲載したが、日本だけでなく、条件の悪い空の下で眼視観測に科学的な意義を見出せるのかは深刻な問いかけになっている。ZHR を求めることだけが目的であれば、都市における眼視観測に意義を見出すことは困難になる。本稿では、最微星が 4~5 等の空における眼視観測の意義を明大
天文部の観測をもとに考察する。
光度比を求める
２年前の MSS で「明大天文部の眼視グループ観測から分かること」という発表をしている。眼視観測で求められるものは ZHR だけではないことを、光度比という流星研究における基礎データを求めることにより示すことにする。今回は光度比の求め方について詳述して、「観測すればお終い」ではなく、データ集計にも別の楽しみがあることを示したい。光度比の求め方にはいくつかの方法があり、一長一短があるのでまずは各方法を紹介する。
(1)光度比の意味と光度比の最も基本的な求め方
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
GEM
3
3
17
76
214
624
584
246
17
SPO
0
0
3
9
12
84
142
57
8
LM4.5
0.73
0.57
0.48
0.42
0.343
0.232
0.064
0.008
7E-05
log(GEM')
0.614
0.721
1.549
2.258
2.795
3.430
3.960
4.488
5.385
log(SPO')
0.796
1.331
1.544
2.559
3.346
3.853
5.058
流星数は光度により等比級数的に増加すると考えられている。
N  N 0 r mm0
m0 等における流星数を N0 とするとき、m 等の流星数が光度比 r によって、N で与えられるとみなす。経験的にこの関係は妥当と考えられている。
光度比を求めるには、観測流星数を視認率（捕捉率、以下 pc と略す）で補正する必要がある。ここでは Kresáková のものを用いる。表の１行目、２行目が観測値、３行目が pc である。Kresáková の pc は最微
星 6.5 に対するものであるが、明大天文部の観測では平均が 4.5 等星であるので、それを 2.0 等ずらして、6 等星に対する pc を 4 等星に用いることができると仮定する。４行目、５行目は、GEM/pc、SPO/pc の対数をとったもので、エクセル等の表計算ソフトを使えば右図のように、近似直線とその傾きを容易に得ることができる。ここで直線の傾きを使えば、光度比 r は次の計算で簡単に求められる。この方法は、少ない明るい流星の数が過大に評価されるという欠点がある。
rGEM (4 ~ 4)  100.6063  4.039
rSPO (2 ~ 4)  100.7011  5.025(2)植木核栄氏が提唱した方法(1)を最小二乗ではなく、最尤推定値を求めることによって、改善したものである。
GEM
SPO
m
r
M
N pc
N’
m
M
N pc
N’
-4
3
0.73
4.1
-4
0
0.73
-3
3
0.57
5.3 -3.438
3.281
-3
0
0.57
-2
17
0.48
35.4 -2.301
4.322
-2
3
0.48
6.3
-1
76
0.42
181.0 -1.258
4.874
-1
9
0.42
21.4 -1.226
0
214
0.343
623.9 -0.334
3.992
0
12
0.343
35.0 -0.541
1
624
0.232
2689.7 0.680
4.122
1
84
0.232
362.1 0.773
2
584
0.064
9125.0 1.631
3.710
2 142
0.064
2218.7 1.803
3
246
0.008
30750.0 2.601
3.504
3
57
0.008
7125.0 2.676
417
7E-05 242857.1 3.788
5.712
4
8
7E-05
114285.7 3.896
r(-3~3)3.972
r(-1~3)

r

5.429
2.847
5.397
6.071
4.087
10.592
4.766

前回はこの方法で明大天文部の観測を分析している。やはり、pc によって補正する必要がある。GEM、SPOの各４列目が pc で補正した流星数、５列目が補正した流星数による平均光度である。この平均光度から次式によって求めた光度比 r を６列目に示した。 m は光度 M 等までの平均光度である。
1
r 1
M m
(3)散在流星の光度比を仮定する方法
天文回報２月号でも紹介しているが、pc を用いない点と最微星に影響されない点に特徴がある。
mag
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
GEM
3
3
17
76
214
624
584
246
17
SPO
0
0
3
9
12
84
142
57
8
log(GEM/SPO)
0.753
0.927
1.251
0.871
0.614
0.635
0.327
rGEM (0 ~ 4)  3.5  10 0.2084  2.166
この方法は散在流星の観測が十分にないと使えな
いが、団体観測では適用可能である。
３行目は GEM/SPO の対数であり、これから右図を作成することも表計算ソフトで容易にできる。ここで問題となるのは、-2、-1 等で GEM/SPO の比が大きく外れていることである。ここでは、-2、-1 等のデー
タを別系列として、0~4 等のデータについての近似直線を求めている。
この場合には、散在流星を基準としているので、(1)のように、直線の傾きだけから光度比 r を求めることはできない。散在流星の光度比を 3.5 と仮定すると、(1)の式に 3.5 を掛ければ光度比 r を求めることができる。
(4)流星の平均光度から直接求める簡便法
Kresáková は pc を観測から求めるとともに、観測流星の平均光度から光度比 r を求める表を提示している。
r
1.8
1.9
2.0
2.1
2.2
2.3
2.4
2.5
2.6
2.7
2.8
1.51
1.77
1.99
2.17
2.32
2.45
2.56
2.66
2.75
2.84
2.91
m
2.9
3.0
3.1
3.2
3.3
3.4
3.5
3.6
3.7
3.8
3.9
4.0
2.98
3.04
3.09
3.15
3.2
3.24
3.29
3.33
3.37
3.40
3.44
3.47
２行に分けて示しているが、両方とも上段が光度比、下段が平均光度である。Roggemans が編集した流星観
測ガイドブック(IMO ガイドブックの前身)にはこれをグラフ化したものが示されている。

なお、Kresáková は平均光度 2.50 までしか示していないので、筆者がそれより明るい部分を補っている。
表もグラフも最微星が 6.5 等である場合のものである。従って、観測値そのものから

m GEM =1.42⇒
rGEM<1.8
mSPO =1.83⇒
rSPO=1.93のように使うことはできない。
最微星によらず、散在流星と群流星の平均光度の差が一定である、つまり、pc をそのままスライドできると仮定して表を用いれば光度比 r を求めることができる。
  mSPO  m GEM  1.83  1.42  0.41 ⇒ m GEM '  mSPO( r 3.5)    3.29  0.41  2.88 ⇒rGEM=2.76
もう一つは最微星の差がそのまま流星の平均光度に反映されると仮定するのである。


=6.5-Lm=6.5-4.5=2.0⇒ m GEM '  m GEM    1.42  2.0  3.42 ⇒rGEM=3.85

mSPO '  1.83  2.0  3.83 ⇒rSPO>4.0
検討：眼視観測から何が分かるのか
ここまで、得られた光度比 r の値について何も触れないできた。
「役に立たない」と思われても仕方ない
ほどの違いがある。まず、この点について検討しよう。
pc の値が妥当かどうかという問題があるが、これは広く使われてきたものであり、前回の発表で使用した結果から見ても現在報告されているものの中では最も信頼のおけるものと考えてよいであろう。次に、最微星が 6.5 等でない場合に pc をそのままスライドできるのかという問題がある。前回の発表でもスライドさせて用いていたが、問題は生じていない。
しかし、今回は「満月に近い月明下」の観測という特殊条件がある。透明度の高い場合の最微星 4.5 等と、もやった空での最微星 4.5 等では、流星の pc に違いを生じるということは検討の必要がある。このことについては、以下でもう一度検討する。
次に観測自体の信頼性である。前回の発表で「最微星の見積もり」、「明るい流星の光度見積もり」に問題があるという指摘を行った。右図に観測流星数が多い個人のグラフを示すが、今回の観測ではほぼ問題がないようにみられる。いずれの観測もよく一致している。
最後に取り上げる仮定は「流星数は光度により等比級数的に増加する」というものである。Kresáková の観
測でも、一部の流星群（しし群等）を除いて「等比級数的に増加」は妥当している。しかし、rGEM=2.166 という値を基に pc を逆算すると次表が得られる。２行目は Kresáková の値、３行目以降は太字＋下線の値を既定値として、他の等級の pc を実際の観測値から計算したものである。
mag
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
0.73
0.57
0.48
0.42
0.343
0.232
0.064
0.008
7E-05
pc
0.73
0.34
0.88
1.82
2.37
3.18
1.38
0.27
0.009
pc
0.40
0.18
0.48
0.99
1.29
1.73
0.75
0.15
0.005
pc
0.11
0.05
0.13
0.26
0.34
0.46
0.20
0.04
0.001
pc
0.03
0.02
0.04
0.08
0.11
0.15
0.06
0.01
0.000
これらの値から、「満月下では pc をスライドさせたものより暗い流星が見えている」または「ふたご群では光度分布が等比級数的ではなく、明るい流星が少ない」という可能性が考えられる。いずれの場合であっても、従来の ZHR 計算方法に重大な影響を与える。このような課題は最微星が 4.0-5.0 の空の下で挑戦し得るものと考えられる。
---TO BE CONTINUED＜資料１：http://homepage2.nifty.com/s-uchiyama/meteor/met-explain/viscal.html＞
ZHR の補正に使用する光度比 r は、本来であれば観測データから求めるべきです。しかし、信頼できる光度比を求めるには大量の光度分布データが必要で、 速報集計等では光度比の値を仮定して算出しています。通常は 2.0 程度で、明るい流星の割合が多い流星群では値をやや小さく（1.8 程度、まれに 1.6 程度）、暗い流星の割合が多い流星群では値をやや大きく（2.2～2.4 程度）にしています。ただし、光度比を大きく仮定すると、最微星補正が大きくなり、ZHR を算出する際に過修正になる恐れがありますので、注意が必要です。また、散在流星の光度比ですが、IMO 等では 3.4 付近の値を用いているようですが、私は 2.1 を適用しています。私は以前、IMO のデータから最微星等級と観測流星数の関係を調べたことがあります。ペルセ群やふたご群の時期では、最微星が 1 等級暗くなると散在流星数がおよそ 2.1 倍になっていました。これは光度比がほぼ 2.1
だということを示しています。

＜資料２：meteorobs への投稿＞
I have a question that I've been meaning to throw out to members of this mailing list. First, to give a little background,
I've gotten more and more interested lately in making scientifically valuable visual observations of meteor showers; bothmajor and minor showers. I've been reading about the methods used by the IMO for meteor counts and plotting.
However, while reading through the material available online, I was a little disappointed to find out that visual observing
is discouraged if the limiting magnitude of the sky is 5.0 or less. Years of amateur astronomy have taught me that mymost transparent skies from my back yard let me see stars as low as 4.5 - 4.8 magnitude with the naked eye. I can very
rarely see stars to 5.0 and my very best, darkest nights have let me see stars to 5.2 magnitude. However, nights like thisare very rare! I've thought about trying to find a better observing site further from the city lights, but this doesn't help if
the night has moonlight. I guess my question is this ... Can
any useful visual observing be done on nights when thelimiting visual magnitude is 4.0 - 4.5 or so? Usefulenough to report to the IMO or other groups like NAMN?
All replies are welcome.

おまけその１－大西洋に落下した小惑星
http://www.skyandtelescope.com/news/Small-Asteroid-20
14-AA-Hits-Earth-238481431.html
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-00
1
Richard Kowalski が Catalina Sky Survey の一環として Mount Lemmon の 60 インチ反射望遠鏡で 1 月 1 日
6:18UT(地方時としては前日 12 月 31 日の午後 11:18)に 9 分ごとの 4 枚の映像でオリオン座北部に 19 等級の天体として発見した。2014 年初の小惑星であるため、2014AA と名付けられたが、すぐに地球に衝突することが予報された。
Peter Brown (University of Western Ontario)は核実験の検出用に配備されている 3 台の低周波検出器(20hertz 以下)から西経 40 度、北緯 12 度に 2 日 3 時 UT過ぎに落下したと推定している。
小惑星の軌道要素
e=0.2131727647118031 0.01986
a=1.164280680125978 0.020408 AU
q=0.9160877486429849 0.0071291 AU
i=1.425587172221871 0.13633 deg
=101.5794181914294 0.089376 deg
=52.28208076820211 0.87289 deg
P=458.8650318650168d
http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi

地球近傍の小惑星は次のように分類されている。http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi を利用すれば、分類それぞれのデータを簡単に入手できる。1 月 30 日時点で Atens は 814 個、Apollos は 5731 個ある。流星群との関連を探るには重要なデータベースである。しかし、それにしても母天体候補は多く存在する。
Group

Description

Definition

NECs

Near-Earth Comets

q<1.3 AU, P<200 years

NEAs

Near-Earth Asteroidsq<1.3 AUAtiras

NEAs whose orbits are contained entirely with the orbit of the Earth (named after
asteroid 163693 Atira).

a<1.0 AU, Q<0.983 AU

Atens

Earth-crossing NEAs with semi-major axes smaller than Earth's (named after
asteroid 2062 Aten).

a<1.0 AU, Q>0.983 AU

Apollos Earth-crossing NEAs with semi-major axes larger than Earth's (named after
asteroid 1862 Apollo).

a>1.0 AU, q<1.017 AU

Amors

Earth-approaching NEAs with orbits exterior to Earth's but interior to Mars'(named after asteroid 1221 Amor).

a>1.0 AU, 1.017<q<1.3
AU

PHAs

Potentially Hazardous Asteriods: NEAs whose Minimum Orbit Intersection
MOID<=0.05 AU,
Distance (MOID) with the Earth is 0.05 AU or less and whose absolute magnitude H<=22.0(H) is 22.0 or brighter.

おまけその２－ケレスは彗星？
http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-020&1&utm_source=iContact&utm_medium=email&utm_camp
aign=NASAJPL&utm_content=releases20140122
http://www.lpi.usra.edu/decadal/sbag/topical_wp/AndrewSRivkin-ceres.pdf

ケレスは小惑星帯の中で唯一の「準惑星」である。2011-12 年にベスタを周回した NASA の Dawn 探査機が2015 年にはケレスを訪れる予定になっている。
ケレスについては、密度等から、内部に水の存在が推定されていた（上左の内部構造の推定図参照）。今年になって ESA の Herschel 宇宙望遠鏡の赤外線観測からケレスの水蒸気放出が明らかにされた。
水蒸気放出はケレスが太陽に近づいたときのみ観測されている。また、ケレスの自転運動によって起きる観
測数値の変化と Hubble 望遠鏡での写真と照らし合わせて、ケレス表面の黒い部分で放出が起きていると推定された。恐らく、黒い部分では太陽放射の吸収が大きいことによるのであろう。
放出量は 6kg/s と推定される。Herschel 望遠鏡の運用は既に停止しているが、得られたデータの分析は続けられている。

おまけその３－IAU 流星群リスト最新版★変更点：2013May25 版と 2013Dec13 版との違い(1)追補と削除されたもの
175JPE にデータが追加された。
342BPI が追補された。
372PPS にデータが追加された。
462JGP が削除された（removed リストにも記されていない）。
484IOA が削除された（removed リストにも記されていない）。
487NRC、488NSU、489ZLE、490DGE、491DCC、492DTH、493DEC が追補された。
499DDL が削除された（removed リストにも記されていない）。
(2)新規に登録されたもの
2013Sep3 版での追加。
541SSD、542DES、543TTB、544JNH、545KCA、546FTC、547KAP
2013Dec13 版での追加
548FAQ から 751SMV までの 204 群が一気に追加された。
全てがビデオ観測によるものであり、うち 129 群が Jenniskens et al.によるものである。そのうち、流星数が200 個以上であるものは次の 5 群である。いずれも ANT の一部と言って差支えない。
IAU Code shower name
s


-s

Vg
e
q
i


N
Reference
624 0AR xi Arietids
295
131.2
13.4 195.0 -4.5
28.6
0.830
0.311
5.8 120.9
24.4
296 Jenniskens et al.
628 STS s Taurids
223
53.8
14.4 192.0 -4.7
28.2
0.832
0.358
5.5 114.1
42.1
204 Jenniskens et al.
629 ATS A2 Taurids
233
60.7
23.3 190.3 2.5
27.5
0.823
0.384
2.7 290.7 233.4
208 Jenniskens et al.
635 ATU A1 Taurids
231
59.7
23.0 191.3 2.4
28.0
0.829
0.365
2.7 293.0 230.3
216 Jenniskens et al.
640 AOA August omicron Aquariids 137
348.5 -14.4 206.8 -8.7
38.2
0.950
0.112 24.9 146.1 317.0
316 Jenniskens et al.
(3)リスト利用にあたっての注意点
流星群リストの一覧表に掲載されているもの（個別に詳細を表示できるもの）と一括ダウンロードして得られる表では一部、掲載内容が違う。
a)削除されたはずのものが一括ダウンロードすると残っているものがある：24PEG、248IAR。
b)548FAQ 以降の 204 群は一覧表には表示されない。
一括ダウンロードして得られる表は csv 形式ではあるが、web 上で使用している表示用データのようで、区切り位置を指定する必要がある。ただし、区切り位置が統一されていないことがあるので注意が必要である。
★IAU 流星群リストの構成
ＮＭＳの天文回報で「類別：Ｖ：どんな観測方法でも観測できる流星群、O：写真・ビデオ向きの流星群、R：電波向きの流星群、H：突発群または変動の大きい流星群に分けて示します」という形で IAU の流星群リストを取り上げている。この分類によると、次のように O（つまりビデオ群）が圧倒的であることが分かる。
なお、-の 28 群は観測データが示されていないので、分類が不能のものである。
V
O
R
H
Total
36
459
156
25
28
704
V として扱っているのは次の群であるが、南天のものや＜複合群＞もあるので、実際に眼視でも観測しうるものは、No.31 までの 12 群とそれ以降の数群に限られる。間欠的に出現するウィンネッケ群等は H に分類している。
1-CAP( Capricornids、2-STA(Southern Taurids)、4-GEM(Geminids)、5-SDA(Southern Aquariids)、6-LYR(April
Lyrids)、7-PER(Perseids)、8-ORI(Orionids)、9-DRA(October Draconids)、10-QUA(Quadrantids)、13-LEO(Leonids)、
17-NTA(Northern Taurids)、31-ETA( Aquariids、105-OCN(Centaurid I Complex)、120-DPA( Pavonids、
126-SGE(March  Geminids)、130-DM( Mensids、131-DAL( Aquilids)、146-CAU( Coronae Australids、
149-NOP(Northern May Ophiuchids)、150-SOP(Southern May Ophiuchids)、159-TAQ( Aquariids、160-OSC(Scorpiid Complex 、 161-SSC(Southern  Scorpiids 、 163-SAG(Scorpiid-Sagittariid Complex 、 175-JPE(July
Pegasids)、182-OCY( Cygnids、183-PAU(Piscis Austrinids、196-NPH( Phoenicids、201-GDO( Doradids、
208-SPE(September  Perseids、 209-EER( Eridanids) 、 213-BRC( Gruids 、 247-TAU(Taurid Complex) 、255-PUV(Puppid-Velids I Complex)、259-CAR(Carinid Complex)、290-ALL( Leonid Complex)ＩＭＯが目指すこれからの流星観測・研究（紹介）2016/2/7 第 142 回流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
IMO の有志が IMC の機会等を通して、議論（ブレインストーミング）してきた内容について文書化されたものが送られてきたので紹介する。ブレインストーミングとは、固定観念から解き放たれ、新たな発想、視点を見出すために、単なる思いつきであってもすべて拾い上げていく手法である。そのため、それは無理だと思われるものも記載されている。それを単に否定するのではなく、ヒントとしてこれからの流星観測・研究に対して新しい道を見出す一歩としたい。
この機会を利用して、参加者にもブレインストーミングを求め、そこで出された発想を IMO のメンバーに伝えてさらにこの動きを進めていきたい。また、この文書に記載されている件について既に日本で行われている取り組みについても IMO に知らせたいので、誰がどのような観測・研究をしているか、また、IMO のメン
バーがそれをどのようにして見る（知る）ことができるか示していただければ幸いである。
＜＜流星観測・研究の今後の展望－議論を進めるためのたたき台＞＞
A perspective on the future of meteor astronomy
A tentative draft note to initiate a discussion
流星の美しさが流星の観測・研究者を魅了していることは明らかである。観測は楽しいものであるし、またそうあるべきである。しかし、一方で我々の観測に科学的な価値があるだろうということが観測意欲を掻き立てている面もある。最近のデータ量、特にビデオ観測によるものの蓄積は目覚ましいものがある。また、他の天文分野同様、アマチュアが使用できる観測技術の発展も劇的に増加している。それにもかかわらず、以前と変わらぬ問いに悩まされている：数多くの小流星群を検出し、無数とも言える軌道を算出することの意義である。多数の観測者にとりデータを収集することに喜びがあることは事実であるが、我々が今後どのような道に進むべきか、ミレニアムという節目以降、進化してきた観測・研究を最大限に有効なものにするにはどうすればよいか議論すべき時に来ていると考えられる。
ここで「流星群」が科学的にきちんと定義されたものではなく、流星に関する一種の「仮説」であることを理解しておくことが必要である。たとえば、同じ彗星から異なる時期に放出されたトレイルがいつまで１つの流星群として存在するのか、また、同じグループに属する彗星からのトレイルが異なる流星群として認識されるのはいつまでなのかということは自明ではない。このことは今まさに全天を覆うかのように検出されている
新しい流星群に「絶対的な」信頼を置く前に考慮すべき事柄なのである。
これから述べることは、今後の観測・研究に役立つと考えられるが、「思いつき」レベルのものである。これらは 2015 年 7 月 6 日に AIP(ライプツィヒ天体物理研究所)で行われた、Rainer Arlt、Jürgen Rendtel, Marc
Gyssens による「ブレインストーミング」で提起されたものである。将来の組織的な取り組み、アマチュア流
星観測・研究者、さらにはプロの人達にも広く支持されることを望んでいる。
―――――＊最近の 15 年間で最も大きい理論的進展は、ダストトレイルの位置、つまりアウトバーストが起こり得る時期が予測可能になったことである。しかし、トレイルの正確な密度の予測には程遠く、アウトバーストの強さ
はあやふやである。彗星の近傍においてどのようなことが起きているかを知ることが必要であろう。彗星研究
家とのより緊密な連携の機会ともなろう。
＊現在、母天体は統計的な推定に過ぎず、しばしば複数の候補が挙げられることになる。流星体軌道の進化のような物理的考察を推定には考慮すべきであろう。
＊プロの学者にとって今でも流星軌道の精度は不十分と考えられている。より正確な軌道を得るために整備された観測網は可能だろうか？個々の軌道は不正確すぎるとしても、さらに観測数を増すことによって正確さを増すことは可能だろうか？
＊流星の観測・研究はビデオ観測導入によって長足の進歩を遂げ、また更なる進化が起きている。IMO にビデオ観測部門ができた当時、だれもビデオ観測が眼視観測はもとより写真観測を凌駕するとは予測していなかった。従って、今後発展するであろう、まだ見ぬ観測手段を想像することは我々にとって有意義であろう。
そのいくつかの例を、思いつきも含めて以下に示すこととする。
＊流星のスペクトル観測に取り組んで、流星体の組成を探る。母天体からの試料として、これにより流星群の起源を推定する別の基準とできないだろうか？流星のスペクトルから流星体のより正確な速度（そして軌道）を得ることが前方散乱による電波観測同様にできないだろうか？流星スペクトルはイオン化された流星経路
大気に関するものであり、流星体それ自身のものではなく、また、スペクトルの解像度も低いので、現在のところこの方法は極めて困難であろう。
＊ミクロンあるいはミリメートル程度の大きさの流星体による赤外発光の観測はどうだろう？この波長域では空はずっと暗く、24/7 をカバーできる。大気中でのエネルギー伝播について：流星からの総放射量を捉えることができるのではないか？
＊前方散乱による電波観測では現在以上の結果は得られないのではなかろうか？「多重散乱」が考えられそうだ。複数の受信機ではなく、複数の発信機を使った「前方散乱干渉計」なら、写真やビデオの多点観測のように速度ベクトルを完全に得られる。受信信号の偏波をどのように解析するかが課題である。
＊大気中の流星現象についてもっと詳しく知ることができるのではないか？たとえば、高解像度のスペクトルから回転、粉砕、乱流、プラズマ等々を調べられるのではないか？このような研究は当然、大きな流星体を対象とする火球ネットに適したものであろう。このような大質量の流星体から得られた結果は通常の流星体にも当てはまるのだろうか？両者では同じ現象が起きているのだろうか？大気中の流星現象には、現在のコンピューターであれば電磁流体力学のシミュレーションが可能ではないか?
一般的な方法でもなく、実行可能かわからなくても、さらに意味のある結果が得られないかもしれないが、これからの観測方法に就いて思いつくままに記す。
＊低周波音、電磁波音は大きな流星体が大気に突入した際に生じる。低周波音についてはいくつかの地点でセンサーによって記録されているが、電磁波音についてはこのような組織だった観測はなされていないようである。しし群の活動期をスタートしてそのような観測を試行できないだろうか？
＊月面流星（衝突）はしし群等で観測されている。原理的にはこのような衝突が十分な数、観測されれば、流星群、トレイルを観測する別の手段となり得るのではないか。衝突数と月面上の緯度の関係から流星体の運動方向が分かるであろう。どの程度の等級まで観測できれば意義ある結果を得られるのだろう？
＊流星体が大気に突入する際に発生する高温の放射を紫外線で観測するのはどうだろう？
＊ISS が太陽面を通過するのが見られるように、流星体が太陽面を通過するのが見られたら面白い。
専門家たちはそれぞれの関心（たとえば宇宙船に対する衝突の危険性、上層大気の研究）に資する観測を求めている。アマチュアは彼らの求めに気付かないで、目先の結果にこだわって同じような観測を続けるのではなく、困難であっても専門家の求める観測に向かうことはできないだろうか？

―――――
付録：ＣＡＭＳの観測
ＣＡＭＳ(Cameras for Allsky Meteor Surveillance)の観測報告が Jenniskens によって ICARUS 誌に発表されると予告されていたが、Paul Roggemans から来月発行される号に掲載されることが以下のサイトに掲示されていると教示されたので紹介する。期間限定(2 月 28 日まで)で論文(pdf 形式)を入手できるので興味のある方は取得されるとよい。サイトに論文の４つのタイトルが以下のように表示されているのでクリックすれば別タブが開
いて論文が表示される。大部の論文なので彼の’Meteor Showers’の一部を読むくらいの覚悟がいる。
http://cams.seti.org/.
2016, January 3 - Happy New Year! The new CAMS-related articles in the journal Icarus (1 March 2016 issue, Vol.
266, pages 331-354, 355-370, 371-383, and 384-409, respectively) are now available online (free download until
February 28):
I. The Established Meteor Showers as observed by CAMS
II. CAMS Confirmation of Previously Reported Meteor Showers
III. CAMS Verification of Single-Linked High-Threshold D-Criterion Detected Meteor Showers
IV. CAMS Newly detected showers and the sporadic background重野 DVD で遊ぶ Part2
2019/2/3 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
１．はじめに「重野 DVD で遊ぶ」と題した発表を MSS で行ったのが 6 年半前になる。遊ぶネタの宝庫だと書きながら、その後、手付かずであった。
最近、IAUMDC のネタが多くて、少し飽きてきたところに、前回のMSS で重野さんが流星画像の話をされた。また重野 DVD をネタにしようと閃いた。
２．流星画像の処理
前回は Stella Image を使ったが、今回はその時取り込んだ画像、いくつかのやり方を試して得られた画像等が混在している。windows10のフォトで再生し、そこで「編集と作成」、「写真の保存」、「ビデオからフレームを作成する」と進むと簡単にフレームごとの画像を取得できる。今回の画像はこの方法を用いたものが多く、最終的にはフォトショップで加工している。
３．流星経路の位置測定
現在では UFOCapture による自動測定が一般的だが、あえて、手作業によって１フレームごとの流星の位置を測定することを試みた。きっかけとなった重野さんの発表から思いついたのは、測定精度がどの程度のものか自分の手で確かめてみることであった。しかし、それ以上に＜遊ぶ＞ことが本発表の目的であるので、精度の話は次回、続編とすることにした。
(1)流星画像のどこを測定するか？
重野 DVD には 2011 年のしし群の見事な火球が収録されている。プリン
トするためにコントラストを調整しているが、実際の動画はコントラストの良いきれいな画像である。ところで、この火球の経路を測定するときに1~4 のどこを測定点とすれば良いだろうか？今回、4 はハレーションと見做して 1~3 の３通りの測定をしてみた。
グラフは各フレーム間のフォトショップの画面上 16
での流星画像の距離で単位は mm である。破線と点線で描かれた測定が異常であることが見て取れる。 14
実線で表された測定点は？
12(2)流星の見かけの角速度
我々が流星を眺めるときに、発光点から消滅点に
向かって角速度（見かけの速さ）が変化していると 10感じたことはあるだろうか？
他の流星群の流星についても同様の測定を行った 8が、右図のように発光点から消滅点に向かうに従って、測定点間の移動距離（角速度）が大きくなる例 6が多く見られた。流星の速度が一定であるならば、
これは流星が観測者に近づいてくることを意味する。 4
一般に流星群の観測では、輻射点に近い空を見る（撮影する）。幾何学的に輻射点から 90 度以内であ 2
れば、流星は観測者に近づくことになる。今回の測定でこのことを体験的に理解できた。流星群の流星
0は観測者に向かってくるのだ。
0

5

10

15

20

４．見栄えのする流星画像を得るために＝測定精度も上げられる
明るい流星の見栄えがいいのは当然だが、こればかりは運だのみになる。ここでは、画面上で経路の大部分が捉えられ、しかも、見かけの経路長が長いという意味で見栄えと称することにする。
流星の見かけの経路は輻射点から直角方向で最大となる。また、空間における実経路であれば、輻射点の地
平高度が低い方が長くなる。このことに関して、η-みずがめ群とオリオン群について得られた流星軌道を比較して、オリオン群の分散が大きいのは経路長が関係しているのではないかと推定したことがある。オリオン群
は輻射点高度が高くなり、撮影される流星も輻射点近傍のものが多いため、流星の経路が短くなって軌道の精度が落ちるのではないかと考えたのである。
重野 DVD で両者の画像を比較してみよう。上がηみずがめ群、下がオリオン群である。η-みずがめ群の方は発光点、消滅点がともに含まれていないが 15の測定点が得られた。オリオン群は両方が含まれているにもかかわらず 13 点である
（これでも長い方）。
詳しくは次回とするが、測定値の回帰直線（η-みずがめ群は２次曲線）からの推定値と実際の測定値の差を求めるとオリオン群の方が大きくなった。経路が短いと、ピクセルの大きさの影響が出て、回帰直線がきれいに求められないためと考えられる。
一番下はふたご群の流星で見かけの経路長はオリオン群のものより短いが、測定は 21 点できている。
対地速度だけでなく、見かけの角速度もふたご群は
η-みずがめ群より小さいので（η-みずがめ群の輻射点
ごく中心を観測すれば違う）、多くの測定点が得られている。
筆者は wgn 誌で撮影効率は写野の広さに比例する
ことは無論だが、焦点距離 f に反比例、F 値の二乗に反比例すると論じたことがある。明るい焦点距離の短いレンズの方がたくさんの流星を捕えることができる。しかし、数多く撮影できても、経路の短い見
栄えのしない流星では面白くない。数と見栄え（精度）の兼ね合いを考えてみよう。
輻射点付近を狙うのであれば、見かけの経路が短く、角速度も小さいので、長めの焦点距離のレンズが良い。しかし、輻射点から離れると長焦点レンズ
では経路の一部しかとらえられないことが多くなる
ので、輻射点から離れるにしたがって、短めのレンズを使うことが適当と考えられる。
なお、補足だが、輻射点高度が低い方が実経路は長くなることが多いので、そのことも考えに入れると良い。輻射点高度が低いと出現数が小さく、撮影
効率は悪いが長経路の見栄えのする画像を得ることができる。その場合には、当然、短めのレンズが適当である。撮影効率も幾分改善され、全経路を写し込めるようになる。
５．まとめ
今回の発表は、観測、測定経験の豊富な方々にとっては当たり前であろうが、自分自身の手を動かして、実感するということは楽しいことである。
まだまだ重野 DVD にはいろいろな楽しみ方があると思われる。また、たくさんの流星画像を撮りためた方も、見方を変えると死蔵されている？記録が新しい宝の山に生まれ変わるだろう。
次回は続編として、測定誤差についてやや詳しく検討するとともに、得られる像の流星群による違いについて述べることとする。

SonotaCo ネットと EDMOND
2019/7/7 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
１．はじめにEDMOND というビデオ流星のデータベースを聞いたことがあるという方はいても、実際にそれを利用して何らかの発表をされた方は見受けない。他方、SonotaCo ネットのデータは海外の方も多数利用されている。
今回は、両者の基本的な特性を比較し、両者を利用する場合の留意点を考察することとする。

第１図：2016 年に EDMOND で捉えられたビデオ流星。観測ネットの広がりが分かる。
２．EDMOND の概説
The European viDeo MeteOr Network Database (EDMOND)は 2001 年に活動を開始し、現在はヨーロッパ各国で行われているビデオ観測ネットの総称となっている。含まれているグループは以下の通り。
BOAM (Base des Observateurs Amateurs de Meteores, France)
BosNet (Bosnia)
CEMeNt (Central European Meteor Network, cross-border network of Czech and Slovak amateur observers)
meteornews.org
CMN (Croatian Meteor Network or HrvatskaMeteorskaMreza, Croatia)
FMA (Fachgruppe Meteorastronomie, Switzerland)
HMN (HungarianMeteor Network or Magyar Hullocsillagok Egyesulet, Hungary)
IMO VMN (IMO Video Meteor Network)
MeteorsUA (Ukraine)
IMTN (Italian amateur observers in Italian Meteor and TLE Network, Italy)
NEMETODE (Network for Meteor Triangulation and Orbit Determination, United Kingdom)
PFN (Polish Fireball Network or Pracownia Komet i Meteorow, PkiM, Poland)
Stjerneskud (Danish all-sky fireball cameras network, Denmark)
SVMN (Slovak Video Meteor Network, Slovakia)
UKMON (UK Meteor Observation Network, United Kingdom)
初期の段階では MetRec というソフトが使われていたが、現在では UFO Orbit v2.41 が用いられている。なお、
MetRec のデータを UFO で使えるようにするための変換ソフト INF2MCSV は SonotaCo 氏の開発による。
第１図に示した地図と年毎の流星データは次のサイトで得られる。UFO を使っているため、出力されているデータの並びも SonotaCo ネットのものと同じで扱いやすい。meteornews は上に示したグループに含まれているだけに、EDMOND に関する記事がよく出ている。また、ここにはブラジルの流星データもある。
https://www.meteornews.net/edmond/edmond/edmond-database/
EDMOND のホームページにあたるのは次のサイトで、2001-16 年のデータが一括ダウンロードできる。

https://fmph.uniba.sk/en/microsites/daa/division-of-astronomy-and-astrophysics/research/meteors/edmond/
３．SonotaCo ネットと EDMOND の比較
両者ともに似た機器を利用し、同じソフトで処理しているので結果もほぼ同様と思われるかもしれないが、それでも違いが存在する。詳しく見ていくことにしよう。
(1)観測流星数の変遷
EDMOND の 2007 年までの観測は主として流星群の活動期にのみ行われたもので、SonotaCo ネットのデー
タが公表され、ヨーロッパの観測も年間を通したものになった。さらには、それまで各国で独立して活動していたものが、多数の国のグループがデータを共有した EDMOND というデータベースに総合された。
第１表：観測年ごとの流星数
2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 2010
EDMOND
251
71
113
34
82
532 2279 5583 8275 19618
SonotaCo
19274 19436 25940 25858
2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017 2018
Total
EDMOND36413 34732 41295 43546 57439 67426
317689
SonotaCo
23772 27231 26514 22078 18723 22170 26149 27128
284273(2)太陽黄経に沿った流星数分布
12000

12000

N

10000

10000

8000

8000

6000

6000

4000

4000

2000

λs

N

2000

λs

0

0
0

60

120

180

240

300

0

360

60

120

180

240

300

360

第２図：EDMOND2001~16(左)、SonotaCo ネット 2007~2018(右)。
ヨーロッパと日本の気候の差、極大時刻と観測時間帯の差等々が差として表れていると考えられる。その他、次項で触れるように、流星の速度に対する微妙な検出能力の差が影響を及ぼしていると推察される。
(3)速度分布
同様の機器を用い、検出ソフトが共通しているにもかかわらず、両者の流星の速度に対する検出能力には差が見られる。SonotaCo ネットは写真観測に比べて、高速の流星を多数捉えている一方で、低速の流星の検出量が少ないことは既に指摘した通りである。EDMOND も写真観測よりは少ないものの、SonotaCo ネットよりはかなり多くの低速の流星を捕えている一方で SonotaCo ネットより高速流星の割合は小さい。
第３図は群流星の影響を除くためにそれぞれのデータベースで群流星と判定されたものを除いた流星に対する割合を示している。
(4)光度分布
5.0

5

%

4.5

EDMOND
SonotaCo

EDMOND

4.0

SonotaCo

3.5

log N

4

3.0

3

2.5
2.0

2

1.5
1.0

1

0.5
Vg
0.0

0

0

20

40

60

第３図：散在流星の速度分布（散在流星での割合）

80

-10

-8

-6

-4

-2

第４図：散在流星の絶対光度分布

0

2

4 mag

速度分布と似たような現象が光度分布にもみられる。EDMOND と SonotaCo ネットでは光度分布にも微妙な差が見られる。EDMOND で極めて明るい火球を捕えていることは CAMS に似ていると言えなくもない。
(5)流星群の帰属判定
EDMOND と SonotaCo ネットで大きく異なるのが群判定で第２表：それぞれの判定基準による流星群の全ある。第２図でも両者の得意とする流星群が異なっているこ
観測流星数に対する割合とが示されていたが、第２表の流星群名で見るように群判定の基準としている表が異なっている。
EDMOND
SonotaCo_stream%_stream%
EDMOND では確定群を含めて 621 群を設定している。他
_spo
44.41
_spo
61.48
方、SonotaCo ネットは、2018 年の表からは_Ip_AAC と_J5_dkD_J8_PER
14.17_J5_Gem
8.95が加えられて 414 群である。この設定数の差によるのか、散_J8_GEM
6.07_J5_Per
6.18
在と判定された流星数にも大きな違いが見られる。EDMOND_J8_ORI
2.46_J5_Ori
4.42と SonotaCo ネットのその他(others)の割合の差はほぼ散在流_J8_STA
1.98_J5_Com1.87星の割合の差に近い。しかし、両者で違いのある流星群は小_J8_NTA
1.27_J5_sTa1.86
流星群であり、それほど大きな寄与は考えにくく、個々の流_J8_COM
0.92_J5_Hyd1.53
星群への帰属判定の差も大きな問題になると考えられる。
_J8_SIA
0.92_J5_Leo
1.39_J8_HYD
0.91_J5_nTa
1.38_J8_QUA
0.85_J5_etA
0.97(6)やぎ群・しし群の比較_J8_ZCS
0.82_J5_sdA
0.87
群判定の違いが問題と考えられ、また、流星の速度に対す_J8_LYR
0.70_J5_Qua
0.85
る捕捉率の違いも考慮する必要があるので、ここでは、低速
others24.51
others8.25の流星群の代表として「やぎ群」、高速の流星群の代表として「しし群」を取り上げることにする。
200

EDMOND 550
SonotaCo 500

N

EDMOND
SonotaCo

N

450
150

400
350
300

100

250
200
150

50

100

λs

50

λs

0

0
100

110

120

130

140

150

210

230

250

第５図：やぎ群と判定された流星数（左）、しし群と判定された流星数（右）ここでも流星の速度に対する得意、不得意が表れているように思われる。もちろん、天候等の条件の違いも
15
15
λs>135λs<120
10

10

5

5

0

0
-15

-10

-5

0

5

10

15

-15

-10

-5

0

-5

-5

-10

-10
EDMOND-15

SonotaCo

第６図：やぎ群の(λ-λs, β)=(180, 10)を中心とする輻射点分布

-15

5

10

15

EDMOND
SonotaCoあろうが、やぎ群は EDMOND が SonotaCo ネットの約 2 倍、逆にしし群は SonotaCo ネットが EDMOND の約
2 倍の流星を捕えている。日本よりかなり高緯度になるヨーロッパでやぎ群を多く捉えていることは、天候等の諸条件を考慮しても興味深い。そして、もう一つの注目点は活動期間の設定がいずれの群についても
EDMOND は SonotaCo ネットより短くなっていることである。
輻射点移動量、また、広がりの設定を確認するために極大期を外した前後について、やぎ群と判定されている流星の輻射点分布を第６図に示す。やぎ群については両者の設定がほぼ同一であるとみられる。一方、同様にしし群についても調べたところ、しし群では SonotaCo ネットの移動量の設定よりも EDMOND の方が小さいと推測される。しかし、活動期間、輻射点の移動量と広がりだけでは観測流星数の差を説明することは困難と考えられ、やはり、速度に関する差と天候などの影響も大きいようである。
４．まとめ
同様の機器、ソフトを使いながら、EDMOND と SonotaCo ネットのデータには、観測期間（年）の違いの他に、速度による捕捉率の差、群判定の差という違いが見られた。特に、両者を総合して流星群の活動状況をまとめようとする際には注意が必要と考えられる。
おまけ：きりん群の突発
5/23 の NMS 同報で佐藤幹哉さんから、きりん群が5/24 に出現するかもしれないという予報が出されまし
た。CMOR で観測された’MCM’というラベルの付いた群（右図）がそれではないかと言われています。
SonotaCo ネットで当日の観測では捉えられなかったよ
うですが、同じく、NMS 同報で下田力さんが 5/22 に近いところから放射する 2 個の流星が捉えられているという情報が提供されました。
そもそも、「きりん群」とはどういうものかも含めて下田さんの情報を検討してみます。
そ も そ も 、 き り ん 群 は 太 陽 黄 経 40 度 前 後 、
RA=170-180, Dec=80 あたりで活動するとされていたものです。2014 年の活動から、太陽黄経 62 度、RA=120,
Dec=80 度となっています。前者は EDMOND の前身のデータと CAMS によるものです。20190522_01385（下田）はどちらかというと前者の位置に近いようです。
しかし、EDMOND でも SonotaCo ネットでも、そこそこ背景（散在）の活動があります。21/22 の活動をきりん座流星群と関連付けるのは少々無理のようです。

-20

-15

-10

-5

20

20

15

15

10

10

5

5

0

0

5

10

15

20

-20

-15

-10

iau
-15
-20

-5

0

0

5

10

15

20

-5

-5
EDMOND-10

SonotaCo
iau
Shimoda

-10
-15
-20

太陽黄経 35~65 度の範囲で、(λ-λs, β)=(50, 60)を中心とした輻射点分布で、EDMOND も SonotaCo ネットもよく似た分布を示しています。左上側の赤丸が従来の「きりん群」右下側が 2014 年のものです。

重野 DVD で遊ぶ Part2―――続編
2019/7/7 流星物理セミナー
日本流星研究会 小関正広
１．はじめに
前回、「測定誤差についてやや詳しく検討するとともに、得られる像の流星群による違いについて述べることとする」と書いたが、要は重野 DVD で遊んだ報告として調べた本人が面白かったことを紹介するだけのものであり、前回の補足である。従って、画像処理の方法については前回述べた通りであり、省略する。
２．測定誤差
前回述べたように、通常、流星は観測者に向かって近づいてくる。従って、角速度は大きくなるはずである。
しかし、流星の速度が大きく、継続時間の短い流星では、焦点距離が短いレンズを使った場合に角速度の変化を検出することは困難である。どのような場合なら、大気減速まで検出できるか検討してみよう。
(1)本報告の制限事項：素人が手動で測定する
SonotaCo ネットでは UFOAnalyzer の使用により、測定は自動化されて種々の補正も行われている。ここでの目的は、そのような補正以前の生の画像を扱うとどのような問題点があるのかを改めて確認することである。
従って、ソフトと誤差の大小を競うのではなく、生の画像で見られる、流星像のにじみ（ピクセルをまたいでいる、ハレーションを生じている、バックグラウンドの揺れ等々）、流星像の移動、痕（尾）の発生、さらには外的な要因として雲の影響、画質の劣化などの現象を実地で体験して問題点を探ってみたい。
(2)誤差の大きさ
誤差の原因は以上のように様々あり、前回の発表ではη-みずがめ群とオリオン群のフレームを蓄積した流星像を示したが、今回はフレームごとに分解したものを拡大して示す（「３．流星群による画像の違い」）。
η-みずがめ群とオリオン群の画面上での位置(x, y)をフォトショップ上で測定して、各フレーム間の移動距離∆d を求めたグラフを示す（いずれも縦軸の単位は mm）。また、フレームの番号 n と(x, y)の３次回帰を求めて、これによる各フレーム間の移動距離を推定したものを曲線(+)で示している。この回帰曲線と測定値の間の差を誤差とみなすと、η-みず 18∆dがめ群では 0.29mm とオリオン群では 0.50mm であって、オリオン群の 16方がやや大きい。この差をフレーム画像から推測してみよう。
14
η-みずがめ群の画像は、発光点と消滅点がともに視野外になってい 12
るため、測定の開始から終了まで、画像は鮮明である。一方、オリオ10ン群のものは、両方を含んでいるので、発光点と消滅点の近くでは流星像とバックグラウンドの輝度差が小さい。この状況はオリオン群の 8場合だけに限らず、発光点、消滅点の近くの測定は誤差が大きくなっ 6ている。最初または最後のフレームの途中で発光が始まったり消滅し 4たりしている場合も、輝度差が小さいことにより判定は困難である。
2n実経路の短い流星像では、明度差が十分ある経路部分を取り出すと 0
測定範囲が短くなる。また、暗い流星の観測を目的として II を使うの
0
5
10
15
であるから、見かけの経路長も短く、輝度差の小さい画像を測定する
η-みずがめ群ことは避けて通れない問題と考えられる。
測定誤差が大きい場合に、流星像の見かけの移動距離を大きくする
ことで相対的に誤差の影響を小さくすることが考えられる。
∆d(a)レンズの焦点距離を長くする。
8(b)輻射点高度が低く、実経路が長いときを狙う。
(c)輻射点から 90 度離れた方向を狙う。
6
いずれの場合も、見かけの角速度が速くなるため、流星像が暗くなることは避けられない。また、輻射点が既知の流星群でなければ、輻
4
射点方向に関する対応はできない。また、画像を 1/60 秒で読み込むことも考えられるが、画素数が半分になるため、画面に対して水平方向
2に近い経路の流星には不利になる。
(3)大気減速の検出n
一部を除いて、ビデオ観測では流星の速度は平均値が用いられる。 0
実際には、大気による減速を考慮していない分だけ、地心速度が小さ
0
5
10
15
く見積もられる。長経路の流星については上田昌良さんが独自のソフ
オリオン群
トで大気減速を考慮した軌道を計算されている。ここでは、重野 DVDの中で比較的明るい群流星について検討する。

前回の報告で述べたように、輻射点から 90 度以内の方向を向いてい 3.5∆dるカメラに対して流星は接近してくるように、つまり、角速度が大きく3.0なるように運動するはずである。従って、角速度が減少するような変化2.5が検出できれば、大気減速を検出できた可能性が高い。
ここに掲げたグラフは、前項と同様に測定値（菱形）とフレームの番
2.0
号 n と(x, y)の３次回帰を求めて得た流星像の移動推定量を示したものである。ここまでに掲げた 5 つの流星像のうち 4 つについては減速が測 1.5定され得ることを示しているようである。
1.0
ここで、ばらつきの大きいやぎ群の流星像を確認すると、背景に微光星が多数存在し、測定を混乱させている状況が見られる。逆にふたご群 0.5では測定を惑わす要素が少ない。このように流星像の得られた状況に0.0
よっても異なるが、基本的には 15 以上の測定点（0.5 秒以上の継続時間）
05
10であれば大気減速は検出可能だと考えられる。
ふたご群(4)検討とまとめ＜遊ぶ＞という本来の目的からは外れるが、改めて測定にはいろいろ 6∆dな要素が関係していることが分かった。観測→測定→整約→計算の過程を向上させるには、やはり泥臭い手作業も重要な役割を果たすと考えら 5れる。
今回の＜遊び＞の中からも、より精密な軌道計算には従来から言われ 4ている、画素数を上げる、時間分解能を上げる、レンズの焦点距離を長3くするということの他に測定点の整約の際に３次以上の回帰曲線（または三角関数）を当てはめることができなければ、大気減速を無視せざる 2を得ないということが明確化された。測定点を直線近似することは角速度（さらには地心速度）を一定とみなすことであり、二次近似を適用す 1
れば、角速度が一次関数であることを仮定していることになる。
観測条件にもよるが、15 以上の測定点が得られる流星像であれば、 0010
大気減速を考慮した整約、計算がなされることが望まれる。
実際に測定してみるまでは、ビデオ観測で大気減速まで求められるの やぎ群
は特殊な場合だけだと考えていたが、ビデオ観測・II 観測はかなりの数の流星で大気減速を考慮した軌道計算ができるだけの潜在的能力を有 6していると感じた。

n
15

20

25

n
20

30

5

３．流星群による画像の違い
4
発表者も他人のデータで遊ぶだけでなく、自身で観測したことがあることを示しておくことにしよう。以下に示す画像のうち、ジャコビニ群、 3
ペルセウス群は発表者が撮影したものである。
有痕率は地心速度に大きく依存するので、高速の流星群であるしし群、 2
オリオン群、η-みずがめ群、ペルセウス群にはいずれも＜尾＞ないし＜
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痕＞が認められる。また、中速の流星群である四分儀群、ふたご群でも明るいものには＜尾＞（あるいは短痕）が見られることが分かる。これ 0よりも低速のおうし南群、やぎ群にはそれらしいものが見えないが、
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ジャコビニ群では＜尾＞が見られる。これはジャコビニ群の流星体の特おうし南群
殊性を表しているとみられる。
動画や蓄積した画像では分かり難い流星群ごとの特徴もフレームごとの画像を切り出すことにより目で確かめることができる。撮影された流星を軌道測定だけに使うのはもったいない。
もっとも、最近では Sony から 240fps @ 1920*1080 Full HD 規格のものも販売されているとのことなので、もっと詳しく流星体の組成をスペクトル観測と連携して探ろうという本格的な研究には物足りないかもしれない。しかし、昔の 30fps 640*400 レベルのビデオでも楽しむ・遊ぶ分には十分だと思えた。

四分儀群

しし群

ジャコビニ群

ペルセウス群

やぎ群
オリオン群

ふたご群

η-みずがめ群

おうし南群