流星眼視観測
古来より、特に日本や中国には、未知・既知の流星群の活動の記録がたくさん残っている。そこで眼視計数観測では、それらの記録とつなげて、著しい流星群の活動の記録を、数千年のタイムスパンで比較する手法がとられる。上記古記録は、個人の日記であったり、2~3名の天文方役人等のうちの一人が報告したもの等、一人称形式で語られたものである。厳密な証明は困難だが、これらは一人で見た数が記録されていると見られる。よって流星眼視計数観測の結果示される「流星の数」は、現在のところ「人間一人の目で見た流星の数」に情報が制約され、「特定の地点の空全体に現れたすべての流星の数」を意味しない決まりになっている。特に見晴らしの良い伏角が大きい山の上で、流星を多人数で暗いものまでくまなく数え上げたりすると、その数が流星眼視計数観測での数よりほぼまるまる一桁増えて幻の大出現となってしまうため、注意が必要である。
HR(hourly rate)と考慮される事柄
数量の表現は1時間当たりでなされ、全体数が問題にされるわけではない。例えば「HRで15個」等という表現で報告がなされる(HRとは「1時間当たり換算の」の略語)。たとえば観測時間が4時間の場合であるならば、全体数を4で割る操作を行う。
流星眼視計数観測で求められる流星数は、それを常用対数になおした時、0.5程度の誤差範囲に収まる精度の情報になる事が目標とされる。つまり、HRで1, 3,10 , 30, 100, 300, 1000, 3000, 10000...が、それぞれ分別されるという意味である。
雲が無い条件への補正:
雲の観測時間内の平均面積をCとする。気象観測方式のように、10分率で記録した場合は、数値を10分の1にする。
ヨーロッパ方式では単純に(1-C)で割る。なお、かつての小槙孝二郎方式では(1-0.5×C)だった。0.5の根拠ははっきりしない。現行のヨーロッパ方式にせよ他方式にせよ、雲の割合が5割を超えているデータから、理想的な空の条件でのHRを求めるのはそもそも無理である。
6等まで見える空への補正:
最も暗い恒星の明るさの平均値をm等、光度比をLとして、Lの(6.5-m)乗を掛ける(Lの(m-6.5)乗を割っても同じ)。
なお、光度比Lはすべての流星群で、文献上の平均値は約2.25である。2.0や2.5などで集計しても、最終的な結論に大差は出ない。またmは少なくとも4.5等より大きくなければ意味のある数値は出ない(なおmが7.0等を超えるのは極めて稀である)。
上記のようにして求めた(C)HRは、流星物質の惑星間空間における密度に比例していない。流星の発光する面が地球の公転運動に対して静止した座標における流星の速度ベクトルの方向に平行なら流星は全く出ず、垂直に突入するとき最も増えるからである。そこで発光面と流星速度ベクトルが垂直なときを基準にした数をHRとは別に決めている。それを天頂出現数(ZHR zenith hourly rate)という。これは放射点が天頂の時の流星数の略であるが、ベクトルが垂直なとき、流星の放射点が天頂に来るからである。CHRをZHRに引きなおすとき、以下の数で割られる。放射点高度角が30°~35°程度の所で、倍率が2を超えるので、下記にまとめたように理論と実際のズレの影響を受けるようになり、放射点高度が15°以下のZHR値は参考程度と見るべきである。
ZHRを計算するとき、考慮される事柄
1. もともと空間にある流星数が同じでも、流星の発光する面を通過する角度によって流星数は変動する。すなわち、流星の対地速度ベクトルの方向と発光する面の角度すなわち、放射点高度角がhのとき、流星が面に幾何学的に当たりやすいかどうかによって、sin(h)に比例する。
2. 流星が斜めに突入すると、垂直に突入するときとは消耗のようすが異なる。斜めだと大気の薄い高度の高い所で光っている時間が長くなるからである。以前の理論では、流星の最大光輝点の絶対光度は放射点高度のsinに比例し、数は流星の光度比L(倍)を使って、ほぼ(sin(h))の2.5Log(L)乗になるとされた。
なおCHR計算の具体的な方法については、別途まとめ書きする。
空の条件が悪くなると星はだんだん見えなくなるが、横軸に流星の明るさを等級で、縦軸に数をプロットしたグラフは指数関数カーブになるとの理論がある。そこでそれを根拠に現在ヨーロッパでは指数関数CHRが計算され、日本でもそれに倣っている。
上記指数関数方式は、理論的根拠はあるものの、現実と完全には一致していないという指摘がある。暗い流星の流星物質と明るい流星のそれとでは、太陽の輻射圧の影響が異なるため、明るい流星が出ても暗い流星が同じ頃飛ぶ保証は無いためである。このため、上記補正式は「補正しすぎ」と言われる。しかしながら、限界等級の恒星の見積もりにもともと困難があることや、地平線近くの恒星の限界等級の変動の挙動は天頂より幅が大きく、それがCHRにふらつきと「補正不足」の効果を与えることが判っている。補正不足、補正しすぎの効果は重なって偶然小さくなる事もあるが、一般には挙動が不安定で、2~3倍のふらつきがすぐに生じる。このCHR計算時の不安定要因は月明かりや全国の天気によるものであるが、上記メカニズムがその中でも最も卓越していると見られている。
なおヨーロッパ方式に合わせているのは、日本で特に観測条件の良かった1985年のジャコビニ流星群の突発の際、CHRの計算方式がヨーロッパ方式でなく、流星観測者の小槙孝二郎氏考案の、「長方形グラフ仮定方式」だったために、ある専門雑誌レフェリー(査読者)に掲載を断られかけたためとされている。データ広報の阻害を防ぐため、それ以降日本はヨーロッパに合わせた。