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5 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 )

6 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 , January 3 - Happy New Year! The new CAMS-related articles in the journal Icarus (1 March 2016 issue, Vol. 266, pages , , , and , 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

7 MSS 資 料 集 ホームページ ~2015 年 度 更 新 ~ MSS-140 その 他 重 野 好 彦 MSS 資 料 集 を2015 年 度 版 に 更 新 しましたのでお 知 らせします 第 140 回 流 星 物 理 セミナー のお 知 らせ 渋 谷 区 神 宮 前 隠 田 (おんでん) 区 民 会 館 案 内 図 発 表 するのも 話 を 聞 くのも 予 約 不 要 です どうぞお 気 軽 にご 参 加 下 さい 日 時 2015 年 7 月 5 日 ( 日 ) 13 時 ~17 時 ( 確 定 しました) 場 所 渋 谷 区 神 宮 前 隠 田 (おんでん) 区 民 会 館 2 階 会 議 室 2 号 内 容 ANT, Apex, Toroidal 観 測 方 法 による 捕 捉 率 の 違 いと 見 え 方 の 違 い( 小 関 正 広 ) この1 年 間 の 資 料 集 をHPに 登 録 しました( 重 野 好 彦 ) 募 集 中! 費 用 300 円 幹 事 重 野 好 彦 ( 奇 )/ 寺 田 充 ( 偶 ) 2. 資 料 集 本 資 料 集 は2015 年 7 月 版 です 2013 年 度 資 料.pdf 2014 年 度 資 料.pdf 2015 年 度 資 料.pdf MSS00-1-はじめに.txt MSS00-2-ごあいさつ.txt MSS00-3-インデックス.txt MSS00-3-インデックス.xls MSS00-A-50 回 記 念 誌 上.pdf MSS00-B-50 回 記 念 誌 下.pdf MSS01- 隕 石.pdf MSS02- 隕 石 落 下 シミュレーション.pdf MSS03- 遠 征 観 測 報 告.pdf MSS04- 音.pdf MSS05- 解 析 法.pdf MSS06- 観 測 機 器.pdf MSS07- 観 測 結 果.pdf MSS08- 観 測 理 論.pdf MSS09- 軌 道 計 算 研 究 発 表.pdf MSS10- 軌 道 計 算 精 度.pdf MSS11- 軌 道 計 算 論 文.pdf MSS12- 軌 道 シミュレーション.pdf 3. 流 星 動 画 像 6 等 より 明 るい 流 星 動 画 像 をDVDで 配 付 します MSS13-1- 議 事 録.pdf MSS13-2- 議 事 録.txt MSS14- 空 間 密 度.pdf MSS15- 構 造.pdf MSS16- 痕.pdf MSS17-シューメーカーレビー9.pdf MSS18- 出 現 予 報.pdf MSS19-スペクトル.pdf MSS20- 測 光.pdf MSS21-その 他.pdf MSS22- 電 波.pdf MSS23- 同 時 観 測.pdf MSS24- 同 時 観 測 MSS-WG.pdf MSS25- 同 時 観 測 理 論.pdf MSS26- 発 光.pdf MSS27- 輻 射 点.pdf MSS28- 豆 まき 現 象.pdf 4. 流 星 物 理 セミナー ワーキンググループ(MSS-WG)の 紹 介 観 測 報 告 と 流 星 用 プログラム 至 新 宿 1)JR 原 宿 駅 南 口 から5 分 2) 地 下 鉄 明 治 神 宮 前 駅 4 番 出 口 1 分 ---- 明 JR 治 和 民 (2 次 会 ) 原 宿 通 駅 Laforet り 東 急 プラザ 表 参 道 通 り 北 地 下 4 番 口 ロッテリア 至 渋 谷 西 + 東 南 隠 田 会 館 ( 月 曜, 第 2 日 曜 休 館 ) 旧 会 館 ユニークアクセス 数 PC PC/ 年 換 算 ~ ~ ~ ~ PC PC/ 年 換 算 ~ ~ (サーバ 変 更 ) ~ ~ (ドメイン 変 更 ) ~

8 ファイル 名 Page MB MSS00-1-はじめに.txt 6 0 MSS00-2-ごあいさつ.txt 4 0 MSS00-3-インデックス.txt - - MSS00-3-インデックス.xls - - MSS00-A-50 回 記 念 誌 上.pdf MSS00-B-50 回 記 念 誌 下.pdf MSS01- 隕 石.pdf MSS02- 隕 石 落 下 シミュレーション.pdf MSS03- 遠 征 観 測 報 告.pdf MSS04- 音.pdf 19 6 MSS05- 解 析 法.pdf MSS06- 観 測 機 器.pdf MSS07- 観 測 結 果.pdf MSS08- 観 測 理 論.pdf MSS09- 軌 道 計 算 研 究 発 表.pdf MSS10- 軌 道 計 算 精 度.pdf MSS11- 軌 道 計 算 論 文.pdf MSS12- 軌 道 シミュレーション.pdf MSS13-1- 議 事 録.pdf 53 9 MSS13-2- 議 事 録.txt - 0 MSS14- 空 間 密 度.pdf MSS15- 構 造.pdf 5 1 MSS16- 痕.pdf MSS17-シューメーカーレビー9.pdf 35 8 MSS18- 出 現 予 報.pdf MSS19-スペクトル.pdf MSS20- 測 光.pdf 19 7 MSS21-その 他.pdf MSS22- 電 波.pdf MSS23- 同 時 観 測.pdf MSS24- 同 時 観 測 MSS-WG.pdf MSS25- 同 時 観 測 理 論.pdf MSS26- 発 光.pdf 11 2 MSS27- 輻 射 点.pdf MSS28- 豆 まき 現 象.pdf 24 5 MSS ~2015.pdf - 75 合 計 3, MB [MSS-001 回 から139 回 までを 集 計 ] 回 年. 月. 日 発 表 参 加 ? ? ? ? ? ? ? ?

9 ANT, Apex, Toroidal 観 測 方 法 による 捕 捉 率 の 違 いと 見 え 方 の 違 い 2015 July 5 流 星 物 理 セミナー 日 本 流 星 研 究 会 小 関 正 広 要 旨 : 筆 者 は 繰 り 返 し 観 測 方 法 によって 流 星 流 星 群 の 見 え 方 が 異 なることを 示 してきた 観 測 方 法 によっ て 流 星 の 速 度 による 捕 捉 率 に 大 きな 差 があり 写 真 観 測 は ANT CCD 観 測 は Apex 電 波 観 測 は Toroidal を 得 意 分 野 とすることを 示 した 1. 観 測 における 捕 捉 率 と 流 星 の 速 度 第 1 図 に 写 真 CCD 電 波 II により 得 られ た 流 星 の 速 度 分 布 を 示 す 第 2 図 はハリコ フにおける 電 波 観 測 につい て 理 論 的 に 求 められた 捕 捉 Figure 2: 電 波 観 測 の 捕 捉 率 率 で あ る (Kasheev, 1967) これを 第 1 図 の 電 波 観 測 と 比 べると Figure 1: 観 測 方 法 による 速 度 分 布 の 違 い 非 常 に 似 通 っていることが 分 かる Taylor と Elford(1998)もハーバードの 電 波 観 測 から 得 られた 流 星 体 の 空 間 分 布 には 大 きな 偏 りがあることを 示 している 基 本 的 には 電 波 観 測 では 高 速 の 流 星 の 捕 捉 率 が 極 めて 低 いのである 第 1 図 から 光 学 観 測 の 捕 捉 率 にも 違 いがあると 推 定 される 第 3 図 は 第 1 図 の 写 真 と CCD による 流 星 数 の 比 (N CCD /N photo )をグラフ 化 したものである( 図 中 の ) 明 らかに 速 度 との 相 関 がみられるので 二 次 回 帰 を 求 め 実 線 で 示 した McKinley(1961)によると 写 真 観 測 の 効 率 は 次 式 で 示 される 2 a As E k (1 x) f n k はレンズの 質 によって 決 まる 定 数 a はレンズの 口 径 A s は 写 野 面 積 x は 回 転 シャッターの 開 閉 比 f はレンズの 焦 点 距 離 n はほぼ 1 として 良 いだろう が 2 に 近 い 場 合 もあり 得 るとしている この 式 を 第 Figure 3: 速 度 と 写 真 CCD の 流 星 数 比 3 図 に 合 わせて 変 形 すると 次 式 が 求 められる E A k' S S CCD k 2 photo 2 2 ( 1 x) ff (1 x) Vg ff E CCD について f=6mm, F(=f/a)=0.8, A s =56 43 度 写 真 について f=50mm, F=1.4, A s =24 36 度 として E CCD /E photo の 比 を 第 3 図 に+で 示 した なお k =28.4 とすれば V g =50 で E photo =0.1 k= で E CCD =1 となる このように 電 波 光 学 観 測 を 問 わず 捕 捉 率 は 流 星 の 速 度 に 大 きく 依 存 していると 考 えられる そこで 第 1 図 の 速 度 分 布 が 捕 捉 率 によって 生 じた 見 かけの 違 いであると 近 似 して 捕 捉 率 を 求 めると 第 1 表 が 得 られる 第 1 表 : 第 1 図 の 速 度 分 布 で 最 大 値 によって 各 速 度 の 流 星 数 を 除 した 数 値 捕 捉 率 を 示 す A Vg photo HAR SonotaCo II 第 4 図 aは 地 球 向 点 からの 離 角 A による 輻 射 点 密 度 を 示 したものであるが 観 測 方 法 によって 分 布 に 大 きな 違 いが 見 られる 観 測 法 によって 捉 えられる< 流 星 >が 異 なることは 当 然 であるが その 違 いを 補 正 して 本 来 の 分 布 を 考 察 するには 補 正 が 不 可 欠 である 第 4 図 bはこれを 速 度 による 捕 捉 率 で 補 正 したものである 補 正 によって Apex が 分 布 の 中 心 であることが 明 確 になり さらに A =60~70 度 に 共 通 して 副 次 的 な 極 大 が 見 られ る これは Toroidal と ANT が 合 成 されたものと 考 えられる 全 体 として 輻 射 点 密 度 の 変 化 が 共 通 して 表 され この 補 正 が 近 似 的 には 十 分 有 効 であることが 分 かる

10 Figure 4a: 地 球 向 点 からの 離 角 による 輻 射 点 分 布 Figure 4b: 輻 射 点 分 布 を 捕 捉 率 によって 補 正 したもの 2.ANT, Apex, Toroidal の 見 え 方 2.1 Apex 第 4 図 a bで 示 したように 地 球 向 点 方 向 に 輻 射 点 が 集 中 していることは 明 確 であり 眼 視 観 測 でも 明 け 方 に 流 星 数 が 増 大 する 現 象 として 知 られていた 第 4 図 a bでは 最 大 値 が 10 になるよう 規 格 化 して 示 しているが 第 5 図 a~cは Apex;( - s, )=(270,0), Toroidal;( - s, )=(270,65), ANT; ( - s, )=(200,0)から の 距 離 に 応 じて 輻 射 点 の 分 布 密 度 がそれぞれの 観 測 における 輻 射 点 の 平 均 分 布 密 度 の 何 倍 であるかを 示 したものである これらの 図 では 前 節 で 提 唱 した< 速 度 による 捕 捉 率 >を 適 用 した 推 算 輻 射 点 密 度 を 用 いている 第 4 図 bでは 各 観 測 方 法 で 輻 射 点 の 分 Figure 5a: 輻 射 点 分 布 密 度 ( 平 均 値 との 比 Apex) 布 密 度 は Apex からの 離 角 A によって 似 た 変 化 を 見 せ ているように 見 えるが 第 5 図 aから 観 測 方 法 に よって 見 え 方 にかなりの 違 いがあることが 分 かる Apex 方 向 からの 流 星 を 一 番 多 くとらえているのが 電 波 観 測 であり 輻 射 点 の 平 均 分 布 密 度 の 約 6 倍 程 度 であるのに 対 して 写 真 観 測 ではそのおよそ 半 分 の 3 倍 に 過 ぎないことが 示 される Apex 方 向 からの 流 星 は 暗 い( 小 さい)ものが 主 体 であることが 示 唆 され る 2.2 Toroidal まず Toroidal の 原 義 について 述 べておく 必 要 が ある NMS 同 報 で 指 摘 したように(nms 31882) 最 初 Figure 5b: 輻 射 点 分 布 密 度 ( 平 均 値 との 比 Toroidal) にこの 単 語 を 用 いたのは Hawkins(1963)で 本 稿 で 用 いている Harvard-Smithsonian の 電 波 観 測 から 離 心 率 が 小 さく 軌 道 傾 斜 角 の 大 きな 流 星 体 が 検 出 され 流 星 体 があたかも 太 陽 を 中 心 としたドーナツ 状 に 分 布 し 軌 道 が 空 間 で 環 状 体 ( 円 環 体 )=トロイドを 形 成 している ことから 命 名 された 第 6 図 に 示 す トロイダル コアを 参 照 されたい つまり Toroidal source とは 流 星 体 の 軌 道 分 布 を 指 し 原 義 からする と 輻 射 点 の 領 域 のことではない 第 7 図 aは Figure 6:トロイダル コア Figure 5c: 輻 射 点 分 布 密 度 ( 平 均 値 との 比 ANT) 年 の Harvard-Smithsonian の 電 波 観 測 で( - s, )=(270,65) から 30 度 以 内 に 輻 射 点 を 持 つ 流 星 の 軌 道 半 長 径 の 分 布 を 移 動 平 均 で 示 したものである 1au 付 近 に 明 瞭 な 極 大 を 持 つことが 分 かる このような 流 星 体 の 軌 道 分 布 が Toroidal の 意 味 するものである 第 7 図 aは 速 度 によ る 補 正 を 施 していないので 実 際 の 流 星 体 分 布 はこれと

11 かなり 異 なるものになり 軌 道 半 長 径 の 大 きいもの が 多 くなる このことから 現 在 では Toroidal source が 輻 射 点 の 領 域 を 指 すように 転 用 して 用 いられるこ とが 多 い ただし Campbell-Brown(2008)が CMOR のデータに 対 して 補 正 した 軌 道 半 長 径 分 布 を 示 して いるが 1au 付 近 に 極 大 があることに 変 化 はない な お 補 正 した 観 測 速 度 分 布 も 示 されているが 本 稿 で 用 いている 速 度 による 捕 捉 率 で 補 正 した 速 度 分 布 と 極 めて 類 似 している( 煩 雑 になるので 速 度 による 補 正 をした 分 布 は 省 略 する) しかし 第 7 図 bに 示 すように 写 真 観 測 でも ( - s, )=(270,65)から 30 度 以 内 に 輻 射 点 を 持 つ 流 星 の 軌 道 半 長 径 の 分 布 で 1au 付 近 に 極 大 が 現 れる 写 真 観 測 では Southworth と Hawkins(1963) によっ て Cyclids という 存 在 が 指 摘 されている Cyclids は もともと 軌 道 傾 斜 角 の 小 さいグループであるが 写 真 流 星 で e<0.15 のものの 輻 射 点 分 布 を 調 べると 第 8 図 aのように Toroidal 領 域 に 輻 射 点 を 持 つもの が 目 立 つ Cyclids は Toroid の 一 部 を 捕 えたものと も 言 えるだろう 第 5 図 bからも 写 真 観 測 で 電 波 観 測 と 同 程 度 の 強 度 で Toroidal が 捉 えられていること が 分 かる 第 5 図 bから II と CCD の 観 測 では それ ほど Toroidal 領 域 の 輻 射 点 密 度 が 高 いようには 見 え ない しかし 第 7 図 cと 第 7 図 dを 比 較 すると II では 1au 付 近 で 流 星 数 の 増 加 が 見 られるが CCD で は 全 く 認 められない ここで 改 めて 電 波 観 測 と CCD 観 測 がもつ 捕 捉 率 の 速 度 依 存 性 を 考 えてみよう 次 の 表 は s=270 度 の 経 線 に 沿 って Toroidal 領 域 を =35 から 10 度 毎 に 軌 道 半 長 径 a によって 対 地 速 度 V g がどのように 変 化 するの かを 示 したものである なお =95 は( s, )=(90,85) を 意 味 し 電 波 観 測 に 合 わせて a=1.5 と a=2.0 また CCD 観 測 に 合 わせて a=2.5 と a=3.5 を 選 んでいる Figure 7a:Toroidal 軌 道 半 長 径 の 分 布 ( 電 波 観 測 ) Figure 7b:Toroidal 軌 道 半 長 径 の 分 布 ( 写 真 観 測 ) Figure 7c:Toroidal 軌 道 半 長 径 の 分 布 (CCD 観 測 ) 第 2 表 : 軌 道 半 長 径 輻 射 点 の 黄 緯 と 推 定 される 流 星 の 対 地 速 度 Vg:a= Vg:a= Vg:a= Vg:a= 第 8 図 b cに 電 波 観 測 と CCD 観 測 による 輻 射 点 分 布 を 示 す 電 波 観 測 では Toroidal 領 域 の 中 心 は ( s, )=(270,65)であるが CCD 観 測 では 分 布 の 中 心 が Apex 領 域 に 接 した( が 小 さい) 側 に 偏 っている この 違 いは 捕 捉 率 の 速 度 依 存 性 によって 説 明 される それぞれの 観 測 における 分 布 の 中 心 は 上 の 表 から それぞれの 得 意 とする 速 度 範 囲 に 当 たっていること が 分 かる Figure 7d:Toroidal 軌 道 半 長 径 の 分 布 (II 観 測 ) この CCD 観 測 では 分 布 の 中 心 が Apex 領 域 に 接 した( が 小 さい) 側 に 偏 っている ことは 捕 捉 率 Figure 7d:Toroidal 軌 道 半 長 径 の 分 布 (II 観 測 ) の 速 度 依 存 性 を 示 すと 同 時 に Toroidal の 起 源 を 考 え るうえで 示 唆 的 である このことは 次 節 で 扱 うことにする 2.3 ANT 第 5 図 cに 第 5 図 a b 同 様 ANT を 中 心 とした 輻 射 点 の 分 布 密 度 が 輻 射 点 の 平 均 分 布 密 度 の 何 倍 である かを 示 した 電 波 観 測 を 除 き 光 学 観 測 では3つの 輻 射 領 域 のうち ANT が 最 も 活 発 であることが 分 かる Apex

12 Figure 8a:Cyclids(e<0.15)の 輻 射 点 分 布 ( 写 真 観 測 ) Figure 8b: 電 波 観 測 による 輻 射 点 分 布 (Harvard-Smithsonian ) Figure 8c:CCD 観 測 による 散 在 流 星 の 輻 射 点 分 布 (SonotaCo2013) Toroidal がほぼ 同 程 度 の 密 度 であるのに 対 して 2 倍 程 度 という 歴 然 とした 差 を 示 している

13 Figure 9a: 彗 星 小 惑 星 からの 予 想 輻 射 点 分 布 Figure 9b: 輻 射 点 の 分 布 領 域 第 5 図 は 速 度 による 捕 捉 率 の 補 正 をしたものであり 電 波 観 測 は 質 量 の 小 さい 流 星 体 を 捉 えていると 考 えら れるので この 違 いは ANT の 光 度 比 が Apex や Toroidal に 比 べて 小 さいことを 示 唆 していると 推 定 される 3. 流 星 の 起 源 に 対 する 小 考 察 MSSでは 非 周 期 彗 星 小 惑 星 周 期 彗 星 の 輻 射 点 分 布 について 触 れたが 第 9 図 aに 地 球 向 点 から の 離 角 A と V g の 関 係 を3つのグループに 分 けて 示 す 同 図 bは3つのグループの 存 在 する 領 域 を 模 式 的 に 表 している 3つのグループがきちんとすみ 分 けて いる 様 子 が 確 認 できる ここで 注 目 されるのは( A, V g )=(54, 52)と 原 点 を 結 ぶ 線 に 小 惑 星 からの 輻 射 点 分 布 の 限 界 があることである 第 10 図 は 同 様 に II の 観 測 について A と V g の 関 係 を 示 したものであるが 第 9 図 a bと 極 めて 似 た Figure 10:II 観 測 における 速 度 分 布 分 布 であることが 分 かる 先 ほど 注 目 した( A, V g )=(54, 52)と 原 点 を 結 ぶ 線 に 分 布 の 境 界 線 が 明 瞭 にみられる ここでは 省 略 するが この 境 界 線 は 電 波 写 真 CCD のいずれでも 明 ら かである 第 8 図 b cにおいて Apex 領 域 を 取 り 巻 くように 分 布 している 輻 射 点 が 希 薄 な 領 域 に 該 当 する 境 界 線 で 区 切 られた2つの 領 域 について CCD による 観 測 を 元 に 物 理 的 性 質 に 違 いがあるのか 検 討 する 以 下 では 破 線 より 左 側 を 領 域 c(cometary) 右 側 を 領 域 a(asteroidal)と 呼 ぶことに する CCD 観 測 で 得 られた 流 星 を 破 線 で2 分 してそれぞれの 光 度 分 布 を 図 示 したものが 第 11 図 である 光 度 が 大 きくなるに つれて 捕 捉 率 は 低 下 するので グラフの 直 線 部 分 ( 領 域 cでは m=-6~-2 領 域 aでは m=-4.5~-1.5)を 用 いて 最 小 二 乗 法 で 直 線 の 傾 きを 求 めると 領 域 cについて r=4.09 領 域 aで r=2.95 が Figure 11: 領 域 cと 領 域 aの 光 度 分 布 (CCD) 得 られる 直 線 部 分 を 用 いるという 限 定 的 な 結 果 ではあるが 領 域 cの 流 星 は 暗 い 流 星 に 富 み 領 域 aの 流 星 は 明 るい 流 星 に 富 んでいると 考 えられる 領 域 cの 流 星 が 彗 星 に 起 源 をもち 領 域 aの 流 星 が 小 惑 星 と 共 通 の 起 源 をもつという 仮 説 と 矛 盾 しない 次 に 領 域 aと 領 域 cの 発 光 消 滅 点 を 比 較 する 対 地 速 度 に よって 発 光 消 滅 点 は 変 化 するので ともに 50 V g <60 の 流 星 のみを 対 象 として 発 光 消 滅 点 の 高 度 を 流 星 の 光 度 の 分 布 図 か ら 最 小 二 乗 法 によって 得 られた 結 果 をグラフ 化 したものが 第 12 図 である 発 光 点 消 滅 点 ともに 領 域 cの 流 星 の 方 が 高 い ことが 分 かる これは 領 域 cの 流 星 体 が 領 域 aの 流 星 体 に 比 べて 脆 いことを 示 唆 していると 考 えられ これも 領 域 cの 流 星 Figure 11: 発 光 点 消 滅 点 の 高 度 (CCD) が 彗 星 に 起 源 をもち 領 域 aの 流 星 が 小 惑 星 と 共 通 の 起 源 をも つことを 示 唆 している 第 13 図 a bに2つの 領 域 に 分 けた 輻 射 点 分 布 を 示 すが 地 球 向 点 からの 離 角 A で 区 切 っているから 当 然 ながら 先 に 述 べた 第 8 図 b cにおいて Apex 領 域 を 取 り 巻 くように 分 布 している 輻 射 点 が 希 薄 な 領 域

14 Figure 13a: 領 域 cの 流 星 の 輻 射 点 分 布 (CCD) Figure 13b: 領 域 aの 流 星 の 輻 射 点 分 布 (CCD) が 起 源 的 なものによることが 推 察 される これに 対 し Campbell-Brown(2008)は Apex 領 域 の 逆 行 軌 道 をもつ 流 星 体 と 希 薄 領 域 の 外 側 の 惑 星 間 塵 との 衝 突 破 砕 によって 失 われるためとしている また 領 域 aとbの 流 星 が Toroidal 領 域 において 接 触 している 点 は 興 味 深 い Pokorný 他 (2014)はハレー 彗 星 タイプ( 長 周 期 彗 星 )を 起 源 と 考 えているが Campbell-Brown と Wiegert(2009)は Toroidal 領 域 において 12 の 活 動 を 区 別 している まず いわゆるトロイダルを 構 成 する 要 素 として Toroidal, Toroidal A, Toroidal B, Toroidal C さらにそれに 付 随 するものとして, Helion Arc, Antihelion Arc を 挙 げている 後 の 二 者 はトロイダル から Helion ANT に 伸 びる 輻 射 点 領 域 である また トロイダル 領 域 で 活 動 する 流 星 群 として Quadrantids, Psi Cassiopeids, Alpha Lacertids, Theta Coronae Borealids, lambda Bootids, xi Coronae Borealids の6 群 を 示 している さらには 近 傍 に こと 群 こぐま 群 も 見 られている このように トロイダルと 言 っても 単 純 に 一 つの 起 源 を 想 定 することは 無 理 があろう Campbell- Brown (2008)は 希 薄 領 域 が Apex から 55 度 に 位 置 する としているが これはトロイダル 領 域 に 重 なる 彼 のように 希 薄 領 域 が 惑 星 間 塵 との 衝 突 により 生 じる のであれば トロイダル 領 域 の 流 星 体 の 一 部 は 長 周 期 彗 星 ( 逆 行 軌 道 )から 他 は 惑 星 間 塵 ( 小 惑 星 帯 ) から 来 たものと 考 えるのが 自 然 であろう 先 に CCD 観 測 では Toroidal 領 域 の 下 側 に 輻 射 点 が 多 く 軌 道 半 長 径 も 3au 程 度 のものが 多 いことを 指 摘 した これは CCD 観 測 ではハレー 彗 星 型 からの 移 行 期 にある 流 星 Figure 14: 軌 道 傾 斜 角 を5 度 ずつ 変 化 させた 輻 射 点 体 を 捕 えていると 考 えられるであろう 蛇 足 になるが 前 回 の MSS で 示 した 輻 射 点 変 化 を5 度 の 刻 みで 第 14 図 に 示 す 見 かけ 上 Apex や Toroidal 領 域 では 輻 射 点 の 分 布 密 度 が 高 くなることが 明 らかである 4.まとめ 流 星 観 測 は 方 法 によって 非 常 に 大 きな 特 性 の 違 いがある 第 1 図 に 示 した 速 度 分 布 が 捕 捉 率 そのものを 表 し ているという 極 めて 単 純 な 補 正 法 がかなり 有 効 であることが 分 かった また 観 測 結 果 そのものからみると ANT は 写 真 観 測 Toroidal は 電 波 観 測 Apex は CCD 観 測 で 顕 著 であ るが 速 度 分 布 による 補 正 を 施 すと その 差 はかなり 縮 小 する ANT と Apex が 目 立 ち Toroidal は 一 歩 退 く というのは 眼 視 観 測 以 来 の 知 見 によく 一 致 していると 思 われる( 第 3 表 参 照 ) 第 3 表 : 輻 射 点 の 平 均 分 布 密 度 に 対 する 比 それぞれの 領 域 の 最 大 値 を 示 す 右 側 は 速 度 補 正 を 施 した Apex;( - s, )=(270,0), Toroidal;( - s, )=(270,65), ANT; ( - s, )=(200,0) Observed Corrected Photo Radar CCD II Average Photo Radar CCD II Average Apex Toroidal ANT 参 考 文 献 McKinley, D.W.R., 1961, Meteor Science and Engineering, p.56, McGraw-Hill. B.L.Kasheev, V.N.Lebedinets, M.F.Lagutin, 1967, Meteoric phenomena in the Earth s atmosphere, <Investigations meteor No.2>, «Nauka», p.84. A. D. Taylor, and W. G. Elford, 1998, Meteoroid orbital element distributions at 1 AU deduced from the Harvard Radio Meteor Project observations, Earth Planets Space, 50, G.S.Hawkins, "The Harvard Radio Meteor Project", Smithsonian Contr. Astrophys, 7(1963),

15 Southworth R.B. and Hawkins G.S. (1963). Statistics of Meteor Streams, Smithsonian Contributions to Astrophysics, 7, M.D. Campbell-Brown, 2008, High resolution radiant distribution and orbits of sporadic radar meteoroids, Icarus 196, M. Campbell-Brown and P. Wiegert, 2009, Seasonal variations in the north toroidal sporadic meteor source, Meteoritics & Planetary Science 44, Nr 12, Petr Pokorný, David Vokrouhlický, David Nesvorný, Margaret Campbell-Brown, and Peter Brown, 2014, Dynamical Model for the Toroidal Sporadic Meteors, The Astrophysical Journal, 789:25 (20pp).

16 ペルセウス 群 輻 射 点 拡 大 撮 影 MSS-141 輻 射 点 重 野 好 彦 撮 影 日 時 過 去 の 観 測 結 果 : 2006 年 8 月 13/14 日 00:00 ~ 04:10(JST) 2008 年 8 月 11/12 日 00:00 ~ 03:32(JST) 2008 年 8 月 12/13 日 00:30 ~ 04:00(JST) 観 測 地 撮 影 機 材 撮 影 方 向 新 潟 八 海 山 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170mmF2.4( 写 野 :06.0 度 04.5 度 ) 050mmF1.4( 写 野 :20.0 度 15.0 度 ) ペルセウス 座 流 星 群 輻 射 点 /12 50mm F /14 170mm F2.4 [+] 印 /13 の 同 時 TV 観 測 による 補 正 輻 射 点 /13 50mm F1.4 [47 ] 印 :47,+58 [48 ] 印 :48,+58

17 (JST) ( 現 地 標 準 時 ) 光 度 分 布 ( 等 ) 撮 影 日 時 2015 年 8 月 11/12 日 17:48~20:58 00:48~03: ( 個 ) 12/13 日 14:40~21:00 21:40~04: ( 個 ) 観 測 地 Yosemite 付 近 CA 撮 影 機 材 Nikon D4 ISO:10 万 fps 動 画 1/125secシャッター 恒 星 最 微 等 級 8.6 等 高 橋 P 型 +ビクセンモードラ 自 動 ガイド レンズ135mmF2 クロッフ (トリミンク 2.7 倍 ) ( 写 野 :5.9 度 3.2 度 ) /12 17:52:52(JST) 135mm F2 クロッフ 2.7 倍 (さらに 流 星 を 部 分 拡 大 ) /13 135mm F2 クロッフ 2.7 倍

18 IAUの 確 定 群 ( 流 星 会 議 発 表 の 詳 細 拡 大 版 ) 第 141 回 流 星 物 理 セミナー 2015/10/4 日 本 流 星 研 究 会 小 関 正 広 1.はじめに 3 年 ごとに 開 催 される IAU 総 会 に 合 わせて 確 定 群 が 拡 張 されてきたが IAU-MDC から 8 月 15 日 に 新 しい 版 が 公 表 された 概 要 は 8 月 日 の 流 星 会 議 で 紹 介 したが 公 表 からの 時 間 がなかったので 一 部 に ついてしか 触 れることができなかった 今 回 の 発 表 は 流 星 会 議 での 発 表 を 発 展 させ 確 定 群 で 問 題 がある もの 個 々について 検 討 したものである なお その 後 Aug.25 版 が 出 ているので 一 部 それを 利 用 した 2.データ 間 の D SH 確 定 群 の 多 くでは 複 数 の 観 測 データが 登 録 されている まず それらのデータ 間 の Southworth-Hawkins によるD 判 定 (D SH )を 求 めることにより 同 一 群 の 観 測 でどの 程 度 の 違 いが 見 られるか また どの 程 度 がD 判 定 での 目 安 になるのか 見 ていくことにしよう 表 1:やぎ 群 で 登 録 されているデータ 間 の D SH 1CAP0 1CAP1 1CAP2 1CAP3 1CAP4 1CAP5 1CAP6 1CAP CAP CAP CAP CAP CAP CAP やぎ 群 (IAU-No.1 略 号 CAP)に は 合 計 8 つの 観 測 データが 0~7 の 番 号 が 付 加 されて 登 録 されており 表 1はそれらの 間 の D SH を 示 した ものである 注 目 されるのは 1CAP4-1CAP6 の 間 で D SH =0 となっていることで ある これは 両 者 の 軌 道 が 完 全 に 一 致 していることを 意 味 している 1CAP-6 の SonotaCo ネットによる データは wgn 誌 上 で 発 表 されておらず 本 来 は 空 欄 ( 以 下 では 指 摘 しない 限 り SonotaCo ネットのように 軌 道 が 掲 載 されていないものについては 筆 者 が 輻 射 点 と 地 心 速 度 から 計 算 した 軌 道 を 用 いている)であるべき であるが 1CAP-4(Jopek et al., 2003)のデータによって( 誤 って) 埋 められたために 生 じた 現 象 である D SH が 最 大 となっているのは 1CAP1-1CAP2 の 組 み 合 わせで D SH =0.072 である これは 同 一 群 と 判 定 す る 値 としては 妥 当 な 値 と 考 えられる ただし やぎ 群 に 登 録 されている 軌 道 がよく 集 中 していることは 黄 道 型 群 の 中 で 例 外 的 なことなのである 表 2:ふたご 群 の D SH 表 2: 四 分 儀 群 の D SH 4GEM0 4GEM1 4GEM2 4GEM3 4GEM GEM GEM GEM QUA0 10QUA1 10QUA2 10QUA3 10QUA QUA QUA QUA 他 の 群 をいくつか 見 ていくことにしよう 表 2にふたご 群 の 場 合 を 示 す 最 大 でも D SH <0.021 と 極 めてよく 一 致 している しかし これほど 一 致 している 群 は 例 外 と 言 ってよい 四 分 儀 群 ( 表 3)も 豊 富 な 出 現 でよく 観 測 されているが 最 大 で D SH =0.124 となっている 表 4にみずがめδ 南 群 の D SH を 示 すが D SH =0.15 を 越 え 表 4:みずがめδ 南 群 の D SH 5SDA0 5SDA1 5SDA2 5SDA3 5SDA4 5SDA5 5SDA6 5SDA SDA SDA SDA SDA SDA SDA るものは 一 部 である 出 現 が 豊 富 で 周 囲 の 群 や 散 在 流 星 との 分 離 が 容 易 なものについては D SH <0.15 がほぼ 妥 当 な 判 別 基 準 になる こ こでは 表 1~4のような 対 照 表 を 省 略 するが こと 群 やオリオン 群 もこの 基 準 を 満 たしている IAU の 流 星 群 番 号 で 31 以 下 の ものは Harvard の 写 真 観 測 で 使 わ れたもので 写 真 観 測 だけでなく 眼 視 観 測 でもよく 知 られたものである 確 定 群 はこの 中 に 24 群 あり これらについての 最 小 値 最 大 値 を 比 べてみよう 表 5で 最 大 値 が 空 欄 (---)となっている 11EVI 18AND 23EGE 27KSE は 掲 載 されているデータが2つしか ないため その2つのデータによる D SH の 組 を 最 小 値 の 欄 に 示 している 表 5に D SH >0.2 となるものがいくつ かあるが 出 現 が 豊 富 で 周 囲 の 群 や 散 在 流 星 との 分 離 が 容 易 なものについては D SH <0.15 がほぼ 妥 当 な 判 別 基 準 であるとするならば D SH >0.2 となるものには 何 らかの 原 因 があると 考 えられる 様 々な 原 因 が 絡 み 合 っ

19 ていると 考 えられるが 以 下 のように 分 類 しておく A. 高 速 の 流 星 なので 精 度 が 不 十 分 :7PER 13LEO B.ANT に 近 く 散 在 他 群 との 分 離 が 不 十 分 :2STA 11EVI 17NTA 21AVB C. 構 造 が 複 雑 で 研 究 が 不 十 分 :2STA 12KCG 17NTA 20COM D. 出 現 が 少 なく 観 測 が 不 十 分 :11EVI 12KCG 15URS 16HYD 21AVB 表 3: 確 定 群 中 で No.31 までの 群 についての D SH の 最 小 最 大 値 1CAP 2STA 4GEM 5SDA 6LYR 7PER 8ORI 9DRA min max QUA 11EVI 12KCG 13LEO 15URS 16HYD 17NTA 18AND min max MON 20COM 21AVB 22LMI 23EGE 26NDA 27KSE 31ETA min max D SH >0.2 となる 流 星 群 A. 高 速 な 流 星 群 表 4:ペルセウス 群 の D SH 7PER0 7PER1 7PER2 7PER3 7PER4 7PER PER PER PER PER 逆 に 別 群 とされていて も D SH <0.15 となる 場 合 には それらが 同 一 群 で ある 可 能 性 を 示 唆 するこ と に な る ( D SH が 0.15~0.20 の 間 について は 個 別 に 検 討 する 必 要 があるだろう) 次 項 では No.31 までのものを 中 心 として D SH >0.2 となる 流 星 群 について 検 討 する A.1 ペルセウス 群 表 6で 7PER0 は Kresak and Porubcan 7PER2 は Jopek et al.が 既 知 の 写 真 観 測 データを 分 析 して 得 た もので 元 データの 大 部 分 が 共 通 するから 極 めてよ く 似 た 軌 道 になっている(D SH =0.012) 7PER1 は DMS による 独 自 の 写 真 観 測 7PER4 は SonotaCo ネットに よるビデオ 観 測 である この2つも 写 真 観 測 7Per0 とよく 似 た 軌 道 を 得 ている 他 と 大 きく 異 なる 軌 道 になっているのが 7PER3 と 7PER5 であるが これはともに Brown et al.による CMOR の 電 波 観 測 である 7PER3 と 7PER5 の 間 で D SH が 小 さくなっているのは 当 然 と 思 われる 7PER2 7PER3 と 7PER4 の 軌 道 を 比 較 してみ よう D SH の 欄 はいずれも 7PER4 に 対 する 値 である 表 7:D SH が 大 きくなっているペルセウス 群 軌 道 の 比 較 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs D SH 7PER PER PER PER3 は 輻 射 点 地 心 速 度 にやや 違 いが 見 られるものの いずれもそれほど 大 きなものではない しかし このわずかな 差 が Apex に 近 い 流 星 群 では 軌 道 にかなり 大 きな 差 を 生 じる 電 波 観 測 である CMOR の2つの データはいずれも 地 心 速 度 が 放 物 線 限 界 を 越 えている 一 般 に 電 波 観 測 では 観 測 速 度 に 何 らかの 補 正 を 加 え るが 過 修 正 になっている 可 能 性 がある 表 8:しし 群 の D SH 13LEO0 13LEO1 13LEO2 13LEO3 13LEO4 13LEO5 13LEO6 13LEO LEO LEO LEO LEO LEO LEO A.2 しし 群 しし 群 ( 表 8)では 13LEO7 が 異 質 である 13LEO5 と 13LEO7 は Brown et al.の CMOR による 電 波 観 測 である 13LEO0~4 までは 典 拠 が 不 明 のものもあるが 基 本 的 には 20 世 紀 中 の 写 真 観 測 ( 特 に 1970 年 以 前 )を 用 いたもので 処 理 の 仕 方 に 研 究 者 の 考 えが 入 るだけなので 互 いによく 似 てい ることは 当 然 である 13LEO6 は SonotaCo によるもので 21 世 紀 に 入 ってからのデータであるが これも 13LEO0~4 とよく 似 ている 表 9:D SH が 大 きくなっているしし 群 軌 道 の 比 較 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs D SH 13LEO LEO

20 表 9から 13LEO6 と 13LEO7 の 地 心 速 度 の 差 が D SH の 違 いに 直 接 結 びついていることがわかる ちなみに 13LEO5 の 地 心 速 度 は Vg=69.0(km/s)であり 表 8で 見 られるように 13LEO5 は 13LEO7 ほど 他 の 軌 道 との D SH は 大 きくない 13LEO5 と 13LEO7 の 速 度 差 が 何 によるのかは 不 明 であるが 3D wavelet という 輻 射 点 の 位 置 と 地 心 速 度 を 元 にした 流 星 群 検 出 法 では Apex に 近 い 高 速 の 流 星 群 の 場 合 には 速 度 決 定 の 誤 差 と 相 まって 散 在 流 星 からの 分 離 が 不 十 分 になっていると 推 定 される なお しし 群 の 活 動 期 間 の 終 わりを 13LEO5 は λs=238 13LEO7 はλs=237 としており 後 期 の 出 現 が 捉 えられていないことは 注 目 される 13LEO0 と 20COM2 との 間 で D SH =0.228 になることから D SH =0.348 という 値 がいかに 大 きいかが 分 かる このように Apex に 近 い 高 速 の 流 星 群 では わずかの 地 心 速 度 の 差 が 大 きな 軌 道 要 素 の 違 い さらには D SH の 開 きに 結 びつくことに 十 分 注 意 が 必 要 である 20COM については C. 構 造 が 複 雑 な 流 星 群 で 触 れる B.ANT に 近 い 流 星 群 表 10:おうし 南 群 の D SH 2STA0 2STA1 2STA2 2STA3 2STA STA STA STA B.1 おうし 群 最 初 におうし 南 群 を 見 てみよう 表 10におうし 南 群 の D SH を 示 す 一 見 すると まとまっているように 見 えるが Apex に 近 い 高 速 の 流 星 群 とは 逆 に ANT 付 近 の 流 星 ( 群 )の 場 合 には D SH >0.2 というのはかなり 違 いがあることを 意 味 している 注 意 してみると 2STA0 2STA1 2STA3 の 間 また 2STA2 と 2STA4 の 間 ではそれぞれ D SH <0.15 に 収 まって いる ペルセウス 群 しし 群 の 場 合 同 様 2STA2 と 2STA4 が CMOR で 他 は 光 学 観 測 である 電 波 観 測 (CMOR) と 光 学 観 測 の 性 質 の 違 いがここでも 現 れている 2STA0 は Porubcan and Kornos 2STA1 は Jopek et all.が 写 真 観 測 をまとめたもの 2STA3 は SonotaCo によるビデオ 観 測 である CMOR の 特 徴 は おうし 南 群 の 活 動 期 間 を 長 く 見 ていることで 2STA2 がλs=172~218 2STA4 がλs=173~217 としている 表 11a:おうし 南 群 の 軌 道 比 較 D SH は 2STA1 と 2STA3 は 2STA0 2STA4 は 2STA2 に 対 する 値 である No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs D SH 2STA STA STA STA STA 表 11b:2STA4 に 対 して D SH <0.15 となる 流 星 群 D SH は 2STA4 に 対 する 値 である No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs D SH 28SOA SPI DCS ZPE ZPE XSA SPI ICE ZPE STA2 と 2STA4 では 出 現 期 間 を 長 くとらえているこ ともあり D SH <0.15 となる 流 星 群 が IAUMDC の 表 に 多 数 存 在 する ここでは 2STA4 を 取 り 上 げるが 2STA2 では 216SPI1 が 圏 外 になるだけでほぼ 同 一 の 内 容 であ る 表 11b で 172ZPE と 100XSA は 確 定 群 である が 他 は working list のものである (λ-λs, β)の 値 から 115DCS 172ZPE 100XSA は 昼 間 群 その 他 は 夜 間 群 であることが 分 かる ここでは 相 同 流 星 群 twin shower である 昼 間 群 は 除 いて 考 察 する 図 1に 写 真 とビデオ 観 測 によるおうし 群 の 出 現 状 況 を 示 す これは 筆 者 のおうし 群 が3つの 群 に 分 離 され るという 考 えに 基 づいている 南 群 を 活 動 時 期 の 異 な る S_E と S_F に 分 離 し 輻 射 点 の 位 置 から 北 群 を 区 別 したものである 実 線 の 折 れ 線 が 写 真 破 線 がビデ オ 観 測 による3つのグループを 合 わせた おうし 群 図 1: 写 真 とビデオ 観 測 によるおうし 群 の 出 現 状 況

21 の 総 数 ( 最 大 値 が 10 になるよう 規 格 化 している)である 光 学 観 測 からは CMOR で 捉 えられているλs=196 前 後 の 活 動 は おうし 群 本 体 ではなく S_E とそれ 以 前 の ANT の 混 在 したものと 考 えられる また CMOR は 活 動 終 了 をλs=217~218 としていることから おうし 群 の 定 義 は 一 般 に 用 いられているものと 異 なること が 分 かる 従 来 の おうし 群 ではなく おひつじ 群 あるいは うお 群 を 指 しているとみられる 光 学 観 測 で STA0 はほぼ S_F に 相 当 する おうし 群 の 主 流 を 表 しているが STA1 は S_E と S_F の 中 間 表 12: 光 学 観 測 の 南 群 に 対 して D SH <0.15 となる 群 2STA0 2STA1 2STA3 17NTA SOA NTA BTA ZPE BTA NTA 表 13:おうし 北 群 の D SH 17NTA0 17NTA1 17NTA2 17NTA3 17NTA4 17NTA NTA NTA NTA NTA STA3 は S_E と S_F の 加 重 平 均 に 相 当 すると 考 えられ る 従 って STA1 は 光 学 観 測 の 中 でも CMOR の 結 果 に 近 く D SH <0.15 の 条 件 に 入 る 流 星 群 が CMOR と 共 通 して 28SOA0 と 172ZPE0 である 眼 視 観 測 によ る おうし 群 にもっとも 近 いのが STA0 と 考 えられ D SH <0.15 には 17NTA5 と 173BTA0 がある 次 におうし 北 群 を 見 てみよう 図 1のグラフで もわかるように 北 群 は 単 一 であり 観 測 間 の 差 は 小 さい( 表 13) 17NTA0 が Porubcan and Kornos 17NAT1 が Kresak and Porubcan NTA2 が Jopek et al. 17NTA3 と 17NTA5 が Brown et al. 17NTA4 が SonotaCo である 南 群 とは 異 なり CMOR よりも SonotaCo と 他 のデータの 差 が 比 較 的 大 きい これ は SonotaCo が おうし 北 群 の 出 現 期 間 特 に 後 半 を 長 くとり λs=202.9~258.0 としている 影 響 が 大 きいと 考 えられる 図 1にも 見 られるようにλs>240 にも う 一 つの 群 活 動 が 想 定 され 眼 視 ではχオリオン 群 と 呼 ばれていたものに 相 当 する しかし 現 在 の IAUMDC ではχオリオン 群 として ORN( 確 定 群 ではない) ORS( 確 定 群 )を 掲 げているが 活 動 期 をふたご 群 の 極 大 期 としている 図 2a と b は 昨 年 の 天 文 回 報 の 観 測 指 針 から 年 のビデオ 観 測 を 転 載 する 図 2a の ORN の 円 内 をおうし 群 とみなすのか それともχオリオン 群 とみなすのか 検 討 が 必 要 であろう なお IAUMDC の ORN ORS の 活 動 期 は 図 2b に 相 当 する 一 方 CMOR の 方 は 17NTA3 がλs=207~235 17NTA5 がλs=217~241 としており CMOR 内 でも 不 一 致 であ る さらに 17NTA5 では 輻 射 点 の 黄 緯 βが 負 になっていて 南 群 の 混 入 がかなりあると 推 定 される 表 14:おうし 北 群 の 軌 道 比 較 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs 17NTA NTA NTA NTA NTA NTA 図 2a:240 λs<255 における ANT の 輻 射 点 分 布 図 2b:255 λs<270 における ANT の 輻 射 点 分 布 B.2 みずがめ4 群 流 星 会 議 ではみずがめι 北 群 だけを 取 り 上 げたが 今 回 はみずがめδ 南 北 群 ι 南 北 群 をまとめて 取 り 上 げる みずがめδ 南 群 は 古 くから 知 られていたが 残 りの3 群 については Wright et al.が Harvard の 写 真 観 測 を 元 に 論 じてから 注 目 されるようになったものである 彼 女 らの 研 究 を 軸 に4つの 群 を 検 討 することが 妥 当 と 考 えられる

22 図 3a~f:ANT 領 域 における 110 λs<170 での 輻 射 点 分 布 の 変 化 は 実 線 がδ 南 群 点 線 が 北 群 は 実 線 がι 南 群 点 線 が 北 群 いずれも Wright et al.の 推 算 輻 射 点 で 2つあるものは 期 間 中 の 輻 射 点 移 動 を 示 す は IAUMDC の 流 星 群 で 本 文 を 参 照 のこと 図 3a~f にみずがめ4 群 の 輻 射 点 領 域 における 110 λs<170 の 期 間 の 輻 射 点 分 布 を 太 陽 黄 経 で 10 度 ごとに 写 真 SonotaCo ネットによるビデオ ( )で 示 した Wright et al.による 推 算 輻 射 点 は 論 文 に 掲 載 され ている 範 囲 で 示 しているが (λ-λs, β)の 座 標 系 上 でわずかに 移 動 している みずがめδ 南 群 は 図 上 で 右 下 に 移 動 しているが その 他 の3 群 は 黄 経 がほぼ 一 定 で 黄 緯 は 変 化 している 様 子 が 覗 える IAUMDC の 輻 射 点 位 置 は 報 告 によりかなり 変 動 があるので みずがめ4 群 においても 必 要 に 応 じて 記 している 具 体 的 には 表 15を 参 照 されたい また この 領 域 には IAUMDC に 登 録 された 流 星 群 がかなり 存 在 するので それらについては 個 々 の 略 号 を 示 している これらのほとんどはなじみがないものなので 表 16で 紹 介 する

23 表 15:みずがめ4 群 の 軌 道 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs Shower 3SIA Southern iota Aquariids 3SIA Southern iota Aquariids 3SIA Southern iota Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 5SDA Southern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 26NDA Northern delta Aquariids 33NIA Northern iota Aquariids 33NIA Northern iota Aquariids 33NIA Northern iota Aquariids 33NIA Northern iota Aquariids 33NIA Northern iota Aquariids 表 16: 図 3a~f に 登 場 する 流 星 群 (やぎ 群 を 除 く) No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs Shower 179SCA sigma Capricornids 199ADC August delta Capricornids 215NPI Northern delta Piscids 379ACT August Cetids 467ANA August nu Aquariids 467ANA August nu Aquariids 473LAQ lambda Aquariids 473LAQ lambda Aquariids 505AIC August iota Cetids 548FAQ Aquariids 623XCA xi2 Capricornids 640AOA August omicron Aquariids 642PCE phi Cetids 689TAC tau Capricornids [ 註 ]623XCA0 640AOA0 642PCE0 は Aug.25 版 に 再 登 場 した(2013Dec.13 版 で 一 時 的 に 記 載 され そ の 後 削 除 とも 示 されずに 不 掲 載 となっていた)Jenniskens et al., Icarus (sub.)によるものである B.2.1 みずがめδ 南 群 みずがめ4 群 の 中 でもっとも 活 発 な 活 動 を 見 せるので IAUMDC の 輻 射 点 写 真 ビデオの 観 測 は Wright et al.の 推 算 値 とよく 一 致 していることが 分 かる なお 5SDA3 の 輻 射 点 の 赤 経 は ではなく の 誤 り であろう また IAUMDC に 掲 載 されている 5SDA3 の 昇 降 点 黄 経 は と 近 日 点 引 数 と 同 じ 数 値 が 入 って いるが 正 しくは のはずであり ここでは 訂 正 しておいた なお 130 λs<140( 図 3c)で 本 群 の 輻 射 点 分 布 の 中 心 に 640AOA0 が 存 在 する これは IAUMDC に 登 録 する 際 の 検 討 不 足 であろう また 140 λs<150( 図 3d)に 本 群 の 末 期 出 現 とも 思 える 輻 射 点 分 布 が 見 られ 分 布 が 右 下 と 左 上 側 に 分 かれる それぞれが Wright et al.の 推 算 位 置 と 505AIC0 に 相 当 するように 見 えること は 興 味 深 い その 後 379ACT0 より 右 側 に 輻 射 点 の 分 布 域 が 残 り 642PCE0 に 連 なっているようでもある みずがめδ 南 群 も 末 期 出 現 になるとこれらの 弱 い 流 星 活 動 と 区 別 することは 困 難 になる CMOR 流 の 流 星 群 判 定 では 異 常 に 出 現 期 間 が 長 く 観 測 される 原 因 でもある B.2.2 みずがめδ 北 群 Wright et al.の 研 究 でみずがめδ 北 群 とされている 軌 道 はわずか2 個 であり 2 点 観 測 されたものの 輻 射 点 の 位 置 のみ 求 められていた9 個 の 流 星 1 個 の 単 点 観 測 1 個 の 帰 属 が 不 確 実 な 流 星 も 利 用 されている 太 陽 黄

24 経 で 115 度 前 後 と 140 度 前 後 に 分 布 は2 分 されているように 見 える この 115 度 付 近 の 流 星 は 110 λs<120 ( 図 3a)に 見 られる 548FAQ1 に 相 当 すると 見 られる 120 λs<130( 図 3b)で は Wright et al.による 推 算 位 置 に 輻 射 点 の 集 中 は 見 られず 130 λs<150( 図 3c d)では 推 算 位 置 とビデオ 観 測 による 輻 射 点 の 集 中 域 が 合 致 している 彼 女 等 はこれら2つの 流 星 活 動 を 合 わ せてみずがめ 北 群 と 称 したものであろう 輻 射 点 の 推 算 位 置 は 両 者 を 結 ぶように 移 動 している なお 26NDA2 は Wright et al.によるみずがめι 北 群 の 推 算 位 置 に 近 い これは 1963 年 の Jacchia によるもの で 資 料 が 不 十 分 であった 時 代 にはこのような 混 同 はやむを 得 ないであろう みずがめδ 南 群 程 度 の 活 動 度 が なければ 資 料 が 豊 富 になった 現 在 でも 確 定 的 なことは 言 えないのである B.2.3 みずがめι 南 群 Wright et al.は 6 月 29 日 ~8 月 22 日 に2 点 観 測 され 軌 道 も 決 定 された6 個 の 流 星 を 本 群 としており みずが めδ 南 群 に 次 いで 活 動 的 ということになる しかし 図 3からは Wright et al.の 推 算 輻 射 点 ( )で 輻 射 点 分 布 の 集 中 が 見 られるのは 130 λs<140( 図 3c)だけである 黄 道 型 群 の 基 本 形 である おうし 群 の 活 動 が 長 期 にわたることに 引 きずられて 比 較 的 活 動 の 消 長 が 明 確 なみずがめδ 南 群 を 除 いて 他 の3 群 は 活 動 期 間 を 長 期 に 想 定 したものと 思 われる 3SIA0~2 もλs=130 前 後 に 集 中 し 軌 道 もよく 似 ている(D SH <0.1)ことから 実 在 のみずがめι 南 群 は Wright et al.の 後 半 部 と 考 えてよいであろう B.2.4 みずがめι 北 群 150 λs<160( 図 3e)で 33NIA2 3 の 周 囲 にビデオ 輻 射 点 のやや 集 中 している 領 域 があるが Wright et al. の 指 摘 したみずがめι 北 群 ( 点 線 の )とは 別 物 と 考 える 方 が 良 いであろう この 輻 射 点 の 領 域 は 160 λs< 170( 図 3f)の 215NPI0 にも 近 く うお 群 と 呼 ばれるべきものかもしれない McIntosh の 観 測 を 引 用 して 名 づけられた 群 ではあるが 元 の 活 動 時 期 とも 輻 射 点 とも 離 れており 南 北 両 群 ともに 旧 来 の 名 前 で 呼 ぶこと はふさわしくないであろう みずがめι 南 北 群 ともに Harvard のレーダー 観 測 ではそれらしい 輻 射 点 の 集 中 は 見 られない C. 構 造 が 複 雑 な 流 星 群 C.1 かみのけ 群 の 周 囲 表 17: かみのけ 群 の D SH 20COM0 20COM1 20COM2 20COM3 20COM4 20COM5 20COM6 20COM COM COM COM COM COM COM COM3~4 は 499DDL0~1 20COM5~7 は 32DLM0~2 として 記 載 されているものと 同 一 であ り 32DLM と 499DDL は 20COM の 一 部 とされて 削 除 されている 20COM0 は Jenniskens の 大 著 によっているが 昇 降 点 黄 経 が であるのに 対 して 極 大 時 の 太 陽 黄 経 は 274 としていてい かにも 奇 妙 である( 表 18) これは 輻 射 点 及 び 軌 道 要 素 は Jenniskens 自 身 が 求 めた 値 であり 極 大 は 論 文 作 成 時 の IMO のデータを 採 用 しているからである 表 18: かみのけ 群 と 図 5に 登 場 する 流 星 群 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs Shower 20COM Comae Berenicids 20COM Comae Berenicids 20COM Comae Berenicids 20COM =499DDL0 20COM =499DDL1 20COM =32DLM0 20COM =32DLM1 20COM =32DLM2 90JCO January Comae Berenicids 90JCO January Comae Berenicids 722SCR sigma Cancrids 20COM1 は 20COM0 と 同 じ 軌 道 要 素 となっているが 輻 射 点 等 の 数 値 は 異 なっている 以 下 に 示 す 表 では 輻 射 点 と 地 心 速 度 から 筆 者 が 独 自 に 計 算 した 軌 道 要 素 を 示 している この 値 を 元 に D SH を 新 たに 計 算 すると 20COM0= COM2= COM3= COM4= COM5= COM6= COM7=0.089 となり 旧 DLM である 20COM5~7 に 近 いことが 分 かる 既 に 表 5で 見 たように 本 群 の D SH の 最 大 値 は 極 端 に 大 きい 表 17により 詳 しく 見 ると 20COM2 が 一 般 的 には 同 一 群 と 見 做 せないものであることが 分 かる このように このグループの 名 前 のもととなる かみのけ 群 20COM0~2 は 強 引 な 寄 せ 集 めに 過 ぎないことが 分 かる

25 なぜ このような 混 乱 が 起 きているかを 説 明 する には 歴 史 的 な 経 過 をたどる 必 要 がある 図 4に 写 真 観 測 で 200 λs<310 の 期 間 に 230 λs< β <30 の 領 域 から 出 現 した 流 星 の 速 度 分 布 を 示 す 明 らかに3つのグループに 分 かれている DLM の 存 在 は small camera による 144 個 の 流 星 軌 道 から Whipple によって 存 在 が 指 摘 された その 後 Lindblad 等 によって Super Schmidt の 観 測 でも 活 動 が 確 認 され DLM(December Leo Minorids)の 名 称 が 与 え られた 次 に McCrosky & Posen は graphical reduction によ る Super Scmidt の 観 測 輻 射 点 から JCO( 当 時 はこれ を Coma Berenicids と 称 した)を 見 出 した この 両 者 の 類 似 性 は 当 初 から 指 摘 されていたが 図 4: 写 真 観 測 による かみのけ 群 Lindblad によって 両 者 の 間 を 結 ぶ 流 星 の 存 在 ( 図 4の COM)が 指 摘 され これが Comae Berenicids と 呼 ば れるようになり 当 初 の Coma Berenicids には January が 冠 せられることになったのである しかし 図 4からは3つのグループが 別 群 として 存 在 しているように 見 える 単 に 観 測 の 中 断 期 間 が あることでは 説 明 できない 現 在 IAUMDC では DLM は COM の 一 部 としているが JCO は 独 立 した 群 として 扱 われている 一 方 Kronk は3つをまとめ て Comae Berenicids としている 仮 に(λ-λs, β)=(243,21)を 中 心 としてビデオ 観 測 に よる 輻 射 点 分 布 を 見 ることにする( 図 5) ここでは 流 星 群 名 を IAUMDC の 旧 名 で 示 しているが 20COM0 20COM2 32DLM1(=20COM6)は 範 囲 外 と なっている 20COM0 の 場 合 には 極 大 時 の 太 陽 黄 経 を 昇 降 点 黄 経 とすれば 範 囲 内 に 入 ってくる ビデオ 観 測 からは DLM COM JCO が 一 連 の 活 動 の ように 見 える ここで 240 λs<310 で(λ-λs, β)=(243,21)から 5 度 以 内 になる SonotaCo ネットの 年 の 流 星 数 を グラフ 化 したものを 図 6に 示 す なお 縦 軸 は 流 星 数 を 最 大 値 が 10 になるよう 規 格 化 したものである 図 5: かみのけ 群 周 囲 の 輻 射 点 分 布 SonotaCo ネッ また 点 線 は MSS で 報 告 した 事 のある 流 星 群 のプ トによる 2007 年 (+) 2013 年 ( )と 写 真 観 測 ( 塗 りつ ロファイルの 計 算 法 による 出 現 の 推 定 値 である 流 ぶし) 楕 円 は 推 定 される 輻 射 点 の 広 がり 破 線 は Apex 星 数 の 変 化 は 見 かけ 上 一 連 の 変 化 のように 見 える の 方 向 を 示 す が 推 定 値 と 比 べると 極 大 後 の 出 現 数 が 推 定 値 を かなり 越 えていることが 分 かる DLM が 活 動 の 中 心 で COM や JCO の 活 動 がそれに 重 なっているとも 考 えられる 表 18に 示 すように これらの 軌 道 は 黄 道 面 に 対 してかなりの 傾 斜 角 をもっており 長 期 間 の 活 動 を 想 定 するのは 無 理 があろう IAUMDC が 示 しているように DLM+COM JCO の2グループなの か それとも3つは1つの 群 なのか あるいは 写 真 観 測 が 示 唆 するように3つの 独 立 した 群 なのか まだ 検 討 が 必 要 である 図 6: 年 のビデオ 観 測 と 推 算 値 C.2 κはくちょう 群 の 周 囲 D SH の 最 大 値 が であるのに かみのけ 群 と 並 べて< 構 造 が 複 雑 な 流 星 群 >としている 理 由 は 平 年 の 出 現 と 再 帰 的 な 出 現 と 二 面 性 を 持 つからであり また 周 囲 の 流 星 活 動 との 区 別 が 不 十 分 で 様 々な 誤 解 があ るからである まず 図 7a b を 比 べてみよう 図 7a は SonotaCo ネットによる 2007 年 図 7b は 年 のビデオ 観

26 測 のうち 120 λs<160 の 輻 射 点 を(λ-λs, β)=(160, 75)を 中 心 に 描 いたものである 2007 年 に 見 られる 輻 射 点 の 集 中 が 他 の 年 には 見 られない そして 2014 年 のビデオ 観 測 では 再 び 2007 年 と 同 じ 場 所 で 活 発 な 出 現 が 図 7a:2007 年 のビデオ 観 測 図 7b: 年 のビデオ 観 測 起 きた 平 年 では 再 帰 的 活 動 よりも 5~10 度 右 側 ( 西 側 )に 輻 射 点 が 集 まっている 図 7b をよく 見 ると 中 心 よりやや 左 下 に 輻 射 点 の 集 中 した 箇 所 が 存 在 し 2007 年 の 活 動 と 一 致 するように 見 えるが これは 活 動 期 間 が 異 なっている これが 誤 解 されて 7 月 下 旬 にκはくちょう 群 の 活 動 が 見 られた と 報 告 される 場 合 を 散 見 する 表 19 図 8の GDR がこれに 相 当 する 表 19: κはくちょう 群 と 図 7 に 登 場 する 流 星 群 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs Shower 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 12KCG kappa Cygnids 73ZDR zeta Draconids 184GDR July Gamma Draconids 184GDR July Gamma Draconids 184GDR July Gamma Draconids 197AUD August Draconids 413MUL mu Lyrids 463JRH July rho Herculids 463JRH July rho Herculids 464KLY kappa Lyrids 464KLY kappa Lyrids 470AMD August mu Draconids 470AMD August mu Draconids 699GCY gamma Cygnids 701BCE beta Cepheids また 図 7b の 第 一 象 限 に 見 られる 輻 射 点 領 域 が 平 年 では κはくちょう 群 と 見 做 されていると 推 測 され る 表 19の 12KCG6 はこの 状 況 を 反 映 しているものであろう 図 8に 示 す 領 域 G の AUD や ZDR は IAUMDC の 版 によってどの 観 測 ( 輻 射 点 時 期 )が 一 定 しないことは 2013 年 の 流 星 会 議 で 指 摘 したとおりである さらに 話 を 複 雑 にしているのが 写 真 観 測 とビデオ 観 測 の 時 間 差 である 写 真 観 測 は 1950 年 代 が 中 心 で あるのに 対 して ビデオ 観 測 はほぼ 50~60 年 後 のものである 表 19で KCG0~3 は 実 質 的 に 写 真 観 測 による ものであるのに 対 して KCG4~6 はビデオ 観 測 である 極 大 時 の 太 陽 黄 経 を 見 ると 写 真 観 測 はλs=145 前 後 に

27 なっており 特 に KCG1 は 昇 降 点 黄 経 がΩ=139.4 であるにもかかわらずλs=145.2 としているのは 実 際 の 観 測 結 果 は 前 者 であるにもかかわらず 過 去 の 記 録 (KCG0)に 引 きずられていると 考 えられる 具 体 的 に 筆 者 が 求 めた 数 値 を 表 20に 示 す 写 真 観 測 の 数 値 が KCG0~3 とかなり 異 なっているのは 1950 年 の 観 測 を 含 めて 図 8の D の 領 域 を 合 わせているためである 表 20: 写 真 観 測 とビデオ 観 測 によるκはくちょう 群 の 比 較 Month Day α δ λ-λs β Vg e q i ω Ω λs N Photo Video D. 観 測 が 不 十 分 な 流 星 群 その 他 かなり 出 現 がある また かなり 観 測 されている 流 星 群 でも どの 活 動 をもって 特 定 の 流 星 群 と 見 做 すかという 判 定 には 違 いが 大 きい 活 動 の 弱 いもの になると 同 一 群 との 判 定 に 疑 問 を 生 じたり また 逆 に 独 立 した 群 とされているものの 中 に 同 定 が 可 能 であったりするものが 存 在 している しかし それ らを 一 々 取 り 上 げるには 紙 数 がかなり 必 要 になるの で 最 後 に 掲 載 の 仕 方 自 体 に 問 題 があると 考 えられ る 例 を1つだけ 取 り 上 げることにする 表 21:NCC の D SH 96NCC0 96NCC1 96NCC2 96NCC3 96NCC4 96NCC NCC NCC NCC NCC 本 年 新 たに 確 定 群 とされたもので 正 式 な 和 名 はないが 慣 例 に 従 えば<かに 座 δ 北 流 星 群 >という ことになる 表 21には 異 常 に 大 きな D SH の 値 が 並 んでいる これは 軌 道 要 素 に 不 合 理 な 値 が 掲 載 され ているためである 図 8:ビデオ 観 測 による 輻 射 点 領 域 と IAUMDC の 群 表 22:IAUMDC に 掲 載 されている NCC の 軌 道 要 素 No. α δ Vg λ-λs β e q i ω Ω λs Shower 96NCC Northern delta Cancrids 96NCC Northern delta Cancrids 96NCC Northern delta Cancrids 96NCC Northern delta Cancrids 96NCC Northern delta Cancrids 96NCC Northern delta Cancrids 表 21から 96NCC1 と 96NCC4 に 問 題 があることが 分 かる 表 22を 見 ると NCC1 の 黄 緯 が 負 であるのだ から 昇 降 点 黄 経 Ωは 極 大 時 の 太 陽 黄 経 λs とは 180 度 逆 にならなければならず NCC4 の 黄 緯 は 正 なので 昇 降 点 黄 経 Ωは 極 大 時 の 太 陽 黄 経 λs と 一 致 しなければならないのに 奇 妙 な 数 字 が 入 れられている 奇 妙 というのは それぞれの 原 著 では 正 しい 値 が 与 えられているのに IAUMDC では 変 更 ( 誤 入 力?)されているからである 最 初 に 写 真 観 測 から δ-cancrids を 検 出 したのは Lindblad と 思 われるが 南 北 群 に 分 けておらず Sekanina の 電 波 観 測 でも 同 様 である これに 対 して Terentjeva はγ-Cncds( 北 ) θ-cncds( 南 )というδ-Cancrids と 異 な る 名 称 を 用 い 南 北 群 であるという 指 摘 もしていないが この 両 者 は NCC と SCC に 対 応 すると 言 える さら に この 研 究 は Lindblad のものに 先 行 している しかし IAUMDC ではこれについて 何 も 触 れず SCC には それと 異 なる Terentjeva の 研 究 を 引 用 掲 載 している( 原 著 と 数 字 が 合 わない 部 分 がある) 4.まとめ IAUMDC を 権 威 あるものとしてではなく 資 料 倉 庫 と 考 えて 利 用 すべきである 本 稿 では 確 定 群 の 中 でも Harvard の 写 真 観 測 時 代 から 知 られ 比 較 的 よく 観 測 されている Nos.1~31 までの 流 星 群 を 中 心 に 検 討 し てきたが 見 てきた 通 り 多 くの 問 題 が 存 在 している 観 測 方 法 によって 流 星 群 の 見 え 方 が 異 なること 流 星 群 の 定 義 が 異 なることにより 研 究 者 の 発 表 するデー タには 大 きな 差 異 が 生 じる 可 能 性 がある そのことを 十 分 理 解 した 上 で 利 用 するならば IAUMDC の 流 星 群 表 は 資 料 が 蓄 積 された 倉 庫 となる

28 2 月 のりゅう 群 の 考 察 MSS 142 回 資 料 関 口 孝 志 今 年 は 2 月 5 日 前 後 に7 個 の 同 時 流 星 が 判 定 され トレイル 予 報 と 一 致 していた また SonotaCo Network の2006 年 から2016 年 の1 月 と2 月 のデータか ら 軌 道 計 算 してみたら 10 年 間 で46 個 のFED 群 が 判 定 された さらに 近 くに1 月 20 日 頃 に 極 大 を 迎 えるGUM 群 があることに 気 づいた この2つの 群 は 同 一 群 の 可 能 性 があると 考 えられる また 10 度 離 れてJZD 群 もこの 群 と 関 係 がありそうです 2つの 群 の 軌 道 平 均 は 下 の 表 に 示 した 2 月 5 日 に 極 大 になっているFED 群 1 月 20 日 頃 に 極 大 になっているGUM 群 1 月 20 日 頃 に 極 大 になっているGUM 群 とFED 群 を 合 わせたもの GUMとFEDとJZDのl-ls JZD GUM FED _sol _amag _ra_t _dc_t _vg _a _q _e _p _peri _node _incl _mag _Qo _dur _H1 _H2 平 均 軌 道 FED 平 均 軌 道 GUM